Como a maior descoberta de Stephen Hawking revolucionou os buracos negros

O horizonte de eventos de um buraco negro é uma região esférica ou esferoidal da qual nada, nem mesmo a luz, pode escapar. Mas fora do horizonte de eventos, prevê-se que o buraco negro emita radiação. O trabalho de Hawking de 1974 foi o primeiro a demonstrar isso, e foi sem dúvida sua maior conquista científica. (NASA; Jörn Wilms (Tübingen) et al.; ESA)

Antes de Hawking, os buracos negros eram apenas pontos estáticos no fundo do espaço. Seu maior legado científico nos ensinou o quão dinâmicos eles são.


Em 1915, Albert Einstein publicou sua Teoria Geral da Relatividade, substituindo nossa antiga visão de mundo newtoniana por um conceito unificado de espaço-tempo. De um lado das equações de Einstein, a matéria e a energia no Universo diziam ao espaço-tempo como se curvar; do outro lado, o tecido curvo do espaço-tempo dizia à matéria e à energia como se mover. A natureza complicada dessas equações garantiu que soluções exatas seriam difíceis de encontrar, já que o próprio Einstein só encontrou duas: uma para o espaço completamente vazio e outra para uma única massa no limite do campo fraco. No ano seguinte, Karl Schwarzschild encontrou a primeira solução interessante, para uma massa pontual sobre todo o espaço. Agora reconhecemos isso como a solução para um buraco negro, uma das poucas soluções exatas conhecidas até hoje. Enquanto na formulação de Schwarzschild os buracos negros eram objetos estáticos, Hawking foi o primeiro a provar que não é assim. Os buracos negros irradiam ao longo do tempo e, como tal, nem são completamente negros.



A massa de um buraco negro é o único fator determinante do raio do horizonte de eventos, para um buraco negro isolado e não rotativo. Durante muito tempo, pensou-se que os buracos negros eram objetos estáticos no espaço-tempo do Universo. (Equipe SXS; Bohn et al. 2015)



Já se sabe há muito tempo que existem apenas algumas propriedades que podem descrever um buraco negro. No caso de Schwarzschild, ele simplesmente atribuiu massa e resolveu para a curvatura do espaço-tempo. Foi mostrado por outras pessoas que você pode adicionar uma cobrança ( Buracos negros Reissner-Nordström ) ou um giro ( Buracos negros de Kerr ), mas foi isso. O que você não podia fazer era adicionar informações a um buraco negro: um ser humano eletricamente neutro e não rotativo continha tanta informação quanto uma nuvem equivalente de gás hidrogênio quando entrava em um buraco negro. Do ponto de vista termodinâmico, isso foi um desastre. Você poderia jogar uma nuvem de gás hidrogênio com uma temperatura de zero absoluto e, portanto, uma entropia de zero, no buraco negro, e isso teria o mesmo efeito no buraco negro que jogar um ser humano de energia equivalente lá. Isso simplesmente não fazia sentido.

Quando uma massa é devorada por um buraco negro, a quantidade de entropia que a matéria possui é determinada por suas propriedades físicas. Mas dentro de um buraco negro, apenas propriedades como massa, carga e momento angular são importantes. Isso representa um grande enigma se a segunda lei da termodinâmica deve permanecer verdadeira. Ilustração: (NASA/CXC/M.Weiss; Raio-X (topo): NASA/CXC/MPE/S.Komossa et al. (L); Óptico: ESO/MPE/S.Komossa (R))



Isso significava que, ao contrário da segunda lei da termodinâmica, significava que de repente tínhamos uma maneira de diminuir arbitrariamente a entropia do Universo. Um buraco negro, classicamente, deve ter uma entropia igual a zero. Se você pudesse jogar objetos com real, positiva e grandes quantidades de entropia em um buraco negro, você teria uma maneira de violar essa lei. A entropia sempre aumenta, até onde sabemos, e essa era uma das coisas em que Hawking estava pensando quando estava considerando o que havia de intrigante nos buracos negros. Deve haver alguma maneira de defini-lo para buracos negros, e esse valor deve ser positivo e grande. Aumentar a entropia, ao longo do tempo, deveria ser aceitável, mas diminuí-la deveria ser proibido. A única maneira de garantir isso seria forçando um aumento na massa do buraco negro para fazer com que a entropia aumentasse pelo menos o maior valor que você pode imaginar.

Codificados na superfície do buraco negro podem estar bits de informação, proporcionais à área de superfície do horizonte de eventos. (T.B. Bakker / Dr. J.P. van der Schaar, Universidade de Amsterdã)

A maneira como as pessoas trabalhando nesse problema – incluindo Hawking – atribuíram uma resposta foi tornar a entropia proporcional à área da superfície de um buraco negro. Quanto mais bits quânticos de informação você puder encaixar em um buraco negro, maior será sua entropia. Mas isso trouxe um novo problema: se você tem entropia, isso significa que você tem uma temperatura. E se você tem uma temperatura, você tem que irradiar energia. Originalmente chamado de preto porque nada, nem mesmo a luz, pode escapar, agora ficou claro que tinha que emitir algo afinal. De repente, um buraco negro não é mais um sistema estático; é aquele que muda com o tempo.



O decaimento simulado de um buraco negro não apenas resulta na emissão de radiação, mas no decaimento da massa orbital central que mantém a maioria dos objetos estáveis. Os buracos negros não são objetos estáticos, mas mudam com o tempo. (Comunique a Ciência da UE)

Então, se um buraco negro não é tão preto e está irradiando, a grande questão agora se torna quão . Como um buraco negro irradia? Descobrir a resposta para esse enigma foi a maior contribuição de Hawking para a física. Sabemos calcular, na teoria quântica de campos, como o vácuo do espaço vazio se comporta quando o espaço é plano. Ou seja, podemos dizer as propriedades do espaço vazio quando você está muito longe de qualquer massa, como um buraco negro. O que Hawking mostrou, pela primeira vez, é como fazer isso no espaço curvo: dentro de alguns raios do horizonte de eventos. E o que ele descobriu foi que havia uma diferença marcante no comportamento do vácuo quântico quando uma massa estava próxima.

A gravidade quântica tenta combinar a teoria geral da relatividade de Einstein com a mecânica quântica. As correções quânticas à gravidade clássica são visualizadas como diagramas de loop, como o mostrado aqui em branco. A aproximação semiclássica que Hawking usou envolveu o cálculo dos efeitos teóricos do campo quântico do vácuo no fundo do espaço curvo. (Laboratório Acelerador Nacional SLAC)



Quando ele executou a matemática, ele encontrou as seguintes propriedades:

  • Quando você está longe do buraco negro, parece que você obtém a emissão térmica da radiação do corpo negro.
  • A temperatura da emissão depende da massa do buraco negro: quanto menor a massa, maior a temperatura.
  • À medida que o buraco negro emite radiação, ele diminui em massa, exatamente de acordo com a teoria de Einstein. E = mc² . Quanto maior a taxa de radiação, mais rápida a perda de massa.
  • E à medida que o buraco negro perde massa, ele encolhe e irradia mais rápido. O tempo que um buraco negro pode viver é proporcional à sua massa ao cubo: o buraco negro no centro da Via Láctea viverá cerca de 10²⁰ vezes mais do que um buraco negro com a massa do Sol.

Se você visualizar o espaço vazio como espuma com pares de partículas/antipartículas que surgem e desaparecem, você verá a radiação vindo do buraco negro. Essa visualização não é totalmente correta, mas o fato de ser fácil de visualizar tem seus benefícios. (Ulf Leonhardt da Universidade de St. Andrews)



Originalmente, Hawking visualizou isso como pares de partículas/antipartículas surgindo e desaparecendo, aniquilando-se para produzir radiação. Essa imagem simplificada foi qualitativamente boa o suficiente para descrever a radiação longe do buraco negro, mas acaba sendo incorreta perto do horizonte de eventos. É mais preciso pensar na mudança do vácuo e na radiação como sendo emitida de onde quer que a curvatura do espaço seja relativamente grande: dentro de alguns raios do próprio buraco negro. Quando você se afasta, porém, tudo parece ser essa radiação térmica de corpo negro.

A radiação Hawking é o que inevitavelmente resulta das previsões da física quântica no espaço-tempo curvo ao redor do horizonte de eventos de um buraco negro. Essa visualização é mais precisa do que a anterior, pois mostra fótons como a fonte primária de radiação em vez de partículas. No entanto, a emissão se deve à curvatura do espaço, não às partículas individuais, e nem todas remontam ao próprio horizonte de eventos. (E. Siegel)

De repente, houve uma revolução nos buracos negros e na compreensão de como os campos quânticos se comportam no espaço altamente curvo. Isso abriu o paradoxo da informação do buraco negro, pois agora estamos perguntando para onde vai a informação codificada no horizonte de eventos do buraco negro quando um buraco negro evapora? Isso abre o problema (relacionado) dos firewalls de buracos negros, perguntando por que os objetos não são fritos pela radiação quando cruzam o horizonte de eventos, ou se de fato o fazem? Ela nos diz que há uma relação entre o que acontece dentro de um volume (no espaço delimitado pelo horizonte de eventos) e a superfície que o encapsula (o próprio horizonte de eventos), que é um exemplo potencial do princípio holográfico na vida real. E abre a porta para sutilezas adicionais que podem nos permitir, pela primeira vez, investigar os efeitos da gravidade quântica se houver algum desvio das previsões da Relatividade Geral.

Contra um pano de fundo aparentemente eterno de escuridão eterna, um único flash de luz emergirá: a evaporação do buraco negro final no Universo. (ortega-fotos / pixabay)

O jornal que levou a tudo isso foi simplesmente intitulado Explosões de buracos negros? e foi publicado na Nature em 1974. Teria sido o coroamento de uma vida inteira de pesquisas, e Hawking o publicou quando tinha apenas 32 anos. Ele vinha pesquisando singularidades, buracos negros, universos bebês e o Big Bang por muitos anos, tendo colaborado com titãs como Gary Gibbons, George Ellis, Dennis Sciama, Jim Bardeen, Roger Penrose, Bernard Carr e Brandon Carter, para citar um alguns. Seu trabalho brilhante não surgiu do nada, mas surgiu de uma combinação de uma mente brilhante prosperando em um ambiente acadêmico fértil. É uma lição para todos nós de quão importante é, se quisermos ter esses avanços teóricos titânicos, criar (e financiar) esses ambientes de qualidade onde pesquisas como essa possam ganhar vida.

Fora do horizonte de eventos de um buraco negro, a Relatividade Geral e a teoria quântica de campos são completamente suficientes para entender a física do que ocorre; é isso que é a radiação Hawking. (NASA)

Quase meio século depois, o mundo lamenta sua morte, mas o legado de sua pesquisa continua vivo. Talvez este seja o século em que os paradoxos sejam resolvidos e os próximos saltos titânicos na física sejam dados. Independentemente do que o futuro reserva, o legado de Hawking é seguro, e o máximo que qualquer teórico pode esperar é que suas teorias sejam aprimoradas com o tempo. Como o próprio Hawking afirmou :

Qualquer teoria física é sempre provisória, no sentido de que é apenas uma hipótese: você nunca pode provar. Não importa quantas vezes os resultados dos experimentos concordem com alguma teoria, você nunca pode ter certeza de que da próxima vez o resultado não irá contradizer a teoria.

Embora o mundo possa ter perdido um de seus grandes luminares científicos com a morte de Hawking, seu impacto em nosso conhecimento, compreensão e curiosidade ecoará ao longo dos tempos.


Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium graças aos nossos apoiadores do Patreon . Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

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