Buraco negro
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Um buraco negro é uma região de espaço-tempo a partir do qual a gravidade impede que qualquer coisa, incluindo luz , de escapar. A teoria da relatividade geral prevê que uma suficientemente compacta massa irá deformar o espaço-tempo para formar um buraco negro. Em torno de um buraco negro não é uma superfície matematicamente definida chamada de horizonte de eventos que marca o ponto de não retorno. É chamado de "preto" porque absorve toda a luz que atinge o horizonte, refletindo nada, apenas como um perfeito corpo negro em termodinâmica . Teoria quântica de campos em espaço-tempo curvo prevê que horizontes de eventos emitem radiação como um corpo preto com uma finita temperatura . Esta temperatura é inversamente proporcional à massa do buraco negro, o que torna difícil de observar essa radiação para buracos negros de massa estelar ou superior.
Objetos cujas campo de gravidade é mais forte do que a luz escape foram consideradas pela primeira vez no século 18 por John Michell e Pierre-Simon Laplace . Foi encontrado pela primeira solução moderna da relatividade geral que caracterizaria um buraco negro Karl Schwarzschild em 1916, embora a sua interpretação como uma região do espaço a partir do qual nada pode escapar não foi totalmente apreciado por mais de quatro décadas. Há muito considerado uma curiosidade matemática, foi durante a década de 1960 que o trabalho teórico mostrou os buracos negros eram uma previsão genérica da relatividade geral. A descoberta de estrelas de nêutrons despertou o interesse em gravitacionalmente desabou objetos compactos como uma realidade possível astrofísicos.
Os buracos negros de massa estelar se espera que se formam quando estrelas muito maciças colapso no final do seu ciclo de vida. Depois de um buraco negro se formou ele pode continuar a crescer, absorvendo em massa de seus arredores. Ao absorver outras estrelas e fundindo-se com outros buracos negros, buracos negros supermassivos de milhões de massas solares podem formar. Há um consenso geral de que buracos negros supermassivos existam nos centros da maioria das galáxias .
Apesar de seu interior invisível, a presença de um buraco negro pode ser inferido através da sua interacção com outra matéria e com radiação electromagnética , tal como luz. Matéria que cai em um buraco negro pode formar uma disco de acreção aquecido por atrito, formando alguns dos objetos mais brilhantes do universo. Se existem outras estrelas orbitando um buraco negro, a sua órbita podem ser usadas para determinar a sua localização e de massa. Estes dados podem ser usados para excluir possíveis alternativas (tais como estrelas de nêutrons). Desta forma, os astrônomos identificaram numerosos candidatos estelar buraco negro em sistemas binários , e estabeleceu que o núcleo da nossa Via Láctea galáxia contém um buraco negro supermassivo de cerca de 4,3 milhões massas solares.
História
A idéia de um corpo tão grande que nem a luz pode escapar foi apresentada pela primeira vez por geólogo John Michell, em uma carta escrita para Henry Cavendish em 1783 do Royal Society:
Se o semi-diâmetro de uma esfera de a mesma densidade que o Sol se exceder a do Sol, na proporção de 500 a 1, um corpo que cai de uma altura infinita para ele teria adquirido na sua superfície maior do que a velocidade de luz, ea luz, conseqüentemente, supondo a ser atraídos pela mesma força na proporção de sua vis inertiae, com outros organismos, toda a luz emitida a partir de um tal corpo seria feito para retornar em direção a ele por sua própria gravidade adequada.-João Michell
Em 1796, o matemático Pierre Simon Laplace promoveu a mesma ideia na primeira e segunda edições do seu livro Exposition du système du Monde (ele foi removido edições posteriores). Tal " estrelas escuras "foram amplamente ignorados no século XIX, uma vez que não foi entendida como uma onda sem massa, como a luz poderia ser influenciada pela gravidade.
A relatividade geral
Em 1915, Albert Einstein desenvolveu sua teoria da relatividade geral , depois de ter mostrado anteriormente que a gravidade faz movimento influência de luz. Apenas alguns meses depois, Karl Schwarzschild encontrou uma solução de Einstein equações de campo, que descreve a campo gravitacional de um ponto de massa e uma massa esférica. Poucos meses depois de Schwarzschild, Johannes Droste, um estudante de Hendrik Lorentz, independentemente deu a mesma solução para o ponto de massa e escreveu mais extensamente sobre suas propriedades. Esta solução teve um comportamento peculiar no que hoje é chamado de Raio de Schwarzschild, onde se tornou singular, o que significa que alguns dos termos nas equações de Einstein tornou-se infinito. A natureza desta superfície não foi completamente compreendido no momento. Em 1924, Arthur Eddington mostrou que a singularidade desapareceu depois de uma mudança de coordenadas (ver Coordena Eddington-Finkelstein), embora tenha demorado até 1933 para Georges Lemaître para perceber que isso significava a singularidade no raio de Schwarzschild foi um não físico coordenar singularidade.
Em 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculado, usando a relatividade especial, que um corpo não-rotativo de matéria elétron-degenerada acima de uma certa massa limitativa (agora chamado de Limite de Chandrasekhar de 1,4 massas solares) não tem soluções estáveis. Seus argumentos foram opostos por muitos de seus contemporâneos, como Eddington e Lev Landau, que argumentou que algum mecanismo ainda desconhecido iria parar o colapso. Eles foram parcialmente correta: a anã branca ligeiramente mais maciço do que o limite de Chandrasekhar entrará em colapso em um estrela de neutrões, que é em si estável devido à Princípio de exclusão de Pauli. Mas em 1939, Robert Oppenheimer e outros previram que as estrelas de nêutrons acima aproximadamente três massas solares (o Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) entraria em colapso em buracos negros, pelas razões apresentadas pela Chandrasekhar, e concluiu que nenhuma lei da física era susceptível de intervir e parar, pelo menos, algumas estrelas de colapsar a buracos negros.
Oppenheimer e seus co-autores interpretaram a singularidade no limite do raio de Schwarzschild como uma indicação de que este era o limite de uma bolha em que o tempo parou. Este é um ponto de vista para os observadores externos válida, mas não para infalling observadores. Devido a esta propriedade, as estrelas colapsadas foram chamados de "estrelas congeladas", porque um observador de fora veria a superfície da estrela congelada no tempo, no instante em que seu colapso leva-lo dentro do raio de Schwarzschild.
Era de ouro
Em 1958, David Finkelstein identificado superfície de Schwarzschild como um horizonte de eventos ", uma membrana unidirecional perfeito: influências causais podem atravessá-la em apenas uma direção". Isso não contradiz estritamente resultados de Oppenheimer, mas estendeu-os a incluir o ponto de vista da infalling observadores. A solução da Finkelstein estendida a solução de Schwarzschild para o futuro de observadores caindo em um buraco negro. A extensão completa já havia sido encontrado por Martin Kruskal, que foi instado a publicá-lo.
Estes resultados vieram no início do idade de ouro da relatividade geral, que foi marcado pela relatividade geral e buracos negros se tornando temas principais da pesquisa. Este processo foi ajudado pela descoberta de pulsares em 1967, que, em 1969, foram mostrados para ser rápida rotação estrelas de nêutrons. Até essa altura, as estrelas de nêutrons, como buracos negros, foram considerados como curiosidades apenas teóricas; mas a descoberta de pulsares mostrou sua relevância física e estimulou uma maior interesse em todos os tipos de objetos compactos que podem ser formadas por colapso gravitacional.
Neste período foram encontradas soluções de buraco negro mais gerais. Em 1963, Roy Kerr encontrado a solução exata para um buraco negro em rotação. Dois anos mais tarde, Ezra Newman encontrou o axisymmetric solução para um buraco negro que é rotativo e eletricamente carregado . Através do trabalho de Werner Israel, Brandon Carter, e David Robinson a teorema da calvície surgiram, afirmando que uma solução buraco negro estacionário é completamente descrito pelos três parâmetros do Kerr-Newman métrica; massa , momento angular , e carga elétrica .
No início, suspeitou-se que as características estranhas das soluções de buracos negros eram artefatos patológicos das condições de simetria impostas, e que as singularidades não aparecem em situações genéricas. Este ponto de vista foi realizado, em particular por Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov, e Evgeny Lifshitz, que tentou provar que não há singularidades aparecer em soluções genéricas. No entanto, no final de 1960 Roger Penrose e Stephen Hawking utilizadas técnicas globais para provar que as singularidades aparecem genericamente.
Trabalho por James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter, e Hawking no início de 1970 levou à formulação de termodinâmica de buracos negros. Essas leis descrevem o comportamento de um buraco negro em estreita analogia com o leis da termodinâmica, relacionando massa em energia, área de entropia , e gravidade de superfície para a temperatura . A analogia foi concluída quando Hawking, em 1974, mostrou que a teoria quântica de campos prevê que os buracos negros devem irradiar como uma corpo negro com um proporcional à temperatura gravidade de superfície do buraco negro.
O termo "buraco negro" foi usado pela primeira vez publicamente por John Wheeler, durante uma palestra em 1967. Embora ele geralmente é creditado com inventar a frase, ele sempre insistiu que foi sugerido a ele por outra pessoa. O primeiro uso registrado do termo é por um jornalista Ann Ewing em seu artigo "" buracos negros "no espaço", datada de 18 de janeiro de 1964, que foi um relatório sobre uma reunião do Associação Americana para o Avanço da Ciência. Após o uso de Wheeler do termo, foi rapidamente adoptado em uso geral.
Propriedades e estrutura
O teorema da calvície afirma que, uma vez que atinge uma condição estável após a formação, um buraco negro tem apenas três propriedades físicas independentes: massa , carga e momento angular . Quaisquer dois buracos negros que compartilham os mesmos valores para essas propriedades, ou parâmetros, são indistinguíveis de acordo com clássicos (isto é, não quântica ) mecânica.
Estas propriedades são especiais porque são visíveis do lado de fora de um buraco negro. Por exemplo, um buraco negro carregado repele outros encargos como como qualquer outro objeto carregado. Do mesmo modo, a massa total dentro de uma esfera contendo um buraco negro pode ser encontrado usando o análogo gravitacional da lei de Gauss , a Massa ADM, longe do buraco negro. Da mesma forma, o momento angular pode ser medido de longe usando arrastamento pelo gravitomagnético campo.
Quando um objeto cai em um buraco negro, qualquer informações sobre a forma do objeto ou da distribuição de carga sobre ele é distribuído uniformemente ao longo do horizonte do buraco negro, e é perdida para observadores externos. O comportamento do horizonte nesta situação é um sistema dissipativo que é bastante análoga à de uma membrana elástica condutora com atrito e resistência eléctrica -a paradigma de membrana. Isto é diferente de outros teorias de campo como o electromagnetismo, que não têm qualquer atrito ou da resistividade no nível microscópico, porque eles são tempo-reversível. Por causa de um buraco negro, eventualmente, atinge um estado estável, com apenas três parâmetros, não há maneira de evitar a perda de informações sobre as condições iniciais: os campos gravitacionais e elétricas de um buraco negro dar muito pouca informação sobre o que se passou em A informação que se perde. inclui qualquer quantidade que não pode ser medida longe do buraco negro horizonte, incluindo aproximadamente conservada números quânticos, tais como o total de número de bárions e número lepton. Este comportamento é tão intrigante que tem sido chamado o buraco negro paradoxo perda de informação.
Propriedades físicas
Os mais simples buracos negros têm massa, mas nem carga elétrica nem momento angular. Estes buracos negros são muitas vezes referidos como Buracos negros Schwarzschild após Karl Schwarzschild que descobriram este solução em 1916. De acordo com Teorema de Birkhoff, é a única solução de vácuo que é esfericamente simétrica. Isto significa que não há nenhuma diferença observável entre o campo gravitacional de um buraco tais preto e que de qualquer outro objecto esférico da mesma massa. A noção popular de um buraco negro "sugando tudo" no seu entorno é, portanto, apenas correto horizonte próximo de um buraco negro; longe, o campo gravitacional externo é idêntica à de qualquer outro órgão da mesma massa.
Soluções que descrevem os buracos negros mais gerais também existem. Buracos negros carregados são descritos pela Métrica de Reissner-Nordström, enquanto o Kerr descreve uma métrica buraco negro em rotação. O mais geral solução buraco negro estacionário conhecido é o Kerr-Newman métrica, que descreve um buraco negro com ambos carga e momento angular.
Enquanto a massa de um buraco negro pode tomar qualquer valor positivo, a carga e momento angular são constrangidos pela massa. Em Unidades de Planck, a carga total Q elétrico eo momento total J angular são esperados para satisfazer
para um buraco negro de massa M. Os buracos negros saturando esta desigualdade são chamados extremal. Soluções de equações de Einstein que violam esta desigualdade existir, mas eles não possuem um horizonte de eventos. Estas soluções têm os chamados singularidades nuas que podem ser observados a partir do exterior e, portanto, são considerados não físico. O hipótese censura cósmica exclui a formação de tais singularidades, quando eles são criados através do colapso gravitacional de importa realista. Isto é suportado por meio de simulações numéricas.
Devido à relativamente grande força da força electromagnética , buracos negros formando a partir do colapso de estrelas são esperados para reter a carga quase neutro da estrela. Rotação, no entanto, deverá ser uma característica comum de objectos compactos. O candidato buraco negro binário fonte de raios-X GRS 1915 + 105 parece ter um movimento angular próximo do valor máximo permitido.
| Classe | Massa | Tamanho |
|---|---|---|
| Buraco negro supermassivo | ~ 10 5 9 -10 M Sun | ~ ,001-10 AU |
| Buraco negro de massa intermédia | 10 ~ 3 M de Sun | ~ 10 3 km ≈ R Terra |
| Buraco negro estelar | ~ 10 M Sun | ~ 30 quilômetros |
| Micro buraco negro | até ~ M Lua | até ~ 0,1 milímetros |
Os buracos negros são comumente classificados de acordo com sua massa, independente do momento angular J ou carga elétrica Q. O tamanho de um buraco negro, como determinado pelo raio do horizonte de eventos, ou Raio de Schwarzschild, é mais ou menos proporcional à massa M, através
onde r sh é o raio de Schwarzschild e M é o Sun massa do Sol Esta relação é exata somente para buracos negros com carga zero e momento angular; para mais buracos negros gerais, pode diferir-se a um fator de 2.
Horizonte de eventos
 Longe do buraco negro uma partícula pode mover em qualquer direção, como ilustrado pelo conjunto de setas. Ela só é limitada pela velocidade da luz. |
 Mais perto do buraco negro do espaço-tempo começa a deformar. Há mais caminhos que vão para o buraco negro do que caminhos se afastando. |
 Dentro do horizonte caso todos os caminhos de trazer a partícula mais estreita para o centro do buraco negro. Já não é possível para a partícula de escapar. |
A característica definidora de um buraco negro é o aparecimento de um evento horizonte de um limite em espaço-tempo através do qual a matéria ea luz só pode passar para dentro para a massa do buraco negro. Nada, nem mesmo a luz, pode escapar de dentro do horizonte de eventos. O horizonte de eventos é referido como tal, porque se ocorrer um evento dentro do limite, as informações de que o evento não pode chegar a um observador externo, tornando impossível determinar se tal evento ocorreu.
Tal como previsto pela relatividade geral, a presença de uma massa deforma o espaço-tempo, de tal forma que os caminhos de partículas feita pelo curvatura para a massa. No horizonte de eventos de um buraco negro, esta deformação se torna tão forte que não existem caminhos que levam para longe do buraco negro.
Para um observador distante, relógios perto de um buraco negro parecem assinalar mais lentamente do que aqueles mais longe do buraco negro. Devido a este efeito, conhecido como dilatação do tempo gravitacional, um objeto que cai em um buraco negro parece abrandar à medida que se aproxima do horizonte de eventos, tendo um tempo infinito para alcançá-lo. Ao mesmo tempo, todos os processos de sobre este objecto diminuir, para um observador exterior fixo, fazendo com que a luz emitida a aparecer mais vermelha e dimmer, um efeito conhecido como redshift gravitacional. Eventualmente, a um ponto imediatamente antes de atingir o horizonte de eventos, o objecto torna-se tão fraca queda que já não pode ser visto.
Por outro lado, um observador que cai em um buraco negro não notar qualquer um destes efeitos como ele cruza o horizonte de eventos. De acordo com o próprio relógio, ele cruza o horizonte de eventos depois de um tempo finito sem notar qualquer comportamento singular. Em particular, ele é incapaz de determinar exatamente quando ele atravessa-lo, uma vez que é impossível determinar a localização do horizonte de eventos a partir de observações locais.
A forma do horizonte de eventos de um buraco negro é sempre aproximadamente esférica. Para (estáticos) buracos negros não rotativas a geometria é precisamente esférica, enquanto que para buracos negros em rotação da esfera é um pouco achatado.
Singularidade
No centro de um buraco negro, como descrito pela relatividade geral encontra-se um singularidade gravitacional, uma região onde a curvatura do espaço-tempo se torna infinita. Para um buraco negro não rotativa, esta região tem a forma de um único ponto e para uma buraco negro em rotação, é espalhada para formar um singularidade anel que encontra-se no plano de rotação. Em ambos os casos, a região singular tem volume zero. Pode também ser demonstrado que a região singular contém toda a massa da solução buraco negro. A região singular pode, assim, ser considerada como tendo infinito densidade .
Observadores caindo em um buraco negro de Schwarzschild (ou seja, não-rotativo e sem encargos) não podem evitar ser levado para a singularidade, uma vez que eles cruzam o horizonte de eventos. Eles podem prolongar a experiência, acelerando para longe para retardar sua descida, mas só até certo ponto; após atingir uma certa velocidade ideal, o melhor é livre cair o resto do caminho. Quando alcançam a singularidade, eles são esmagadas até infinito densidade e a sua massa é adicionada ao total do buraco negro. Antes que isso aconteça, eles terão sido dilacerado pela crescente forças de maré em um processo por vezes referido como spaghettification ou o "efeito de macarrão".
No caso de um acusado (Reissner-Nordström) ou rotativo (Kerr) buraco negro, é possível evitar a singularidade. Estendendo estas soluções, tanto quanto possível revela a possibilidade hipotética de que sai do buraco negro num espaço-tempo diferente com o desempenho como um buraco negro buraco de minhoca. A possibilidade de viajar para outro universo é no entanto apenas teórico, já que qualquer perturbação irá destruir essa possibilidade. Além disso, parece ser possível acompanhar curvas fechadas (que remontam ao próprio passado) em torno da singularidade Kerr, que levam a problemas com causalidade, como o paradoxo do avô. Espera-se que nenhum destes efeitos peculiares iria sobreviver em um tratamento adequado quântico de rotação e buracos negros carregadas.
O aparecimento de singularidades em relatividade geral é comumente percebida como sinalizando o colapso da teoria. Esta repartição, no entanto, é esperado; ocorre em uma situação onde os efeitos quânticos deve descrever estas acções devido à extremamente alta densidade e, portanto, as interacções de partículas. Até à data, não foi possível combinar quântico e efeitos gravitacionais em uma única teoria, embora exista um certo tentativas para formular uma tal teoria de gravidade quântica. Em geral, espera-se que essa teoria não contará com nenhum singularidades.
Esfera Photon
A esfera de fótons é uma fronteira esférica de espessura zero, de tal forma que os fótons se movendo ao longo tangentes à esfera vai ser preso em uma órbita circular. Para rotativos não-buracos negros, a esfera fóton tem um raio 1,5 vezes o raio de Schwarzschild. As órbitas são dinamicamente instável, portanto, qualquer pequena perturbação (como uma partícula de matéria em queda) vai crescer ao longo do tempo, ou defini-lo em uma trajetória para fora escapar do buraco negro ou em uma espiral para dentro, eventualmente, cruzando o horizonte de eventos.
Enquanto a luz ainda pode escapar de dentro da esfera de fótons, qualquer luz que atravessa a esfera de fótons em uma trajetória de entrada será capturada pelo buraco negro. Por isso, qualquer luz que atinge um observador de fora de dentro da esfera de fótons deve ter sido emitida por objetos dentro da esfera de fótons, mas ainda fora do horizonte de eventos.
Outro objectos compactos, como a estrelas de nêutrons, também pode ter esferas de fótons. Isso decorre do fato de que o campo gravitacional de um objeto não depende de seu tamanho real, portanto, qualquer objeto que seja menor que 1,5 vezes o raio de Schwarzschild correspondente à sua massa vai de fato ter uma esfera de fótons.
Ergosfera
Rotativa buracos negros estão rodeados por uma região do espaço-tempo em que é impossível ficar parado, chamado de ergosfera. Este é o resultado de um processo conhecido como -arrastando estrutura; a relatividade geral prevê que qualquer massa em rotação tende a ligeiramente "arrastar" ao longo do espaço-tempo imediatamente em torno dela. Qualquer objecto próximo a massa em rotação tenderá a começar a mover-se na direcção de rotação. Para um buraco negro em rotação, este efeito torna-se tão forte perto do horizonte caso de um objecto que tem que se movem mais rapidamente do que a velocidade da luz na direcção oposta para assim ficar parado.
O ergosfera de um buraco negro é limitado pelo (exterior) horizonte de eventos no interior e uma esferóide oblato, que coincide com o horizonte de eventos nos pólos e é visivelmente mais larga em torno do equador. O limite externo é às vezes chamado de ergosurface.
Objetos e radiação pode escapar normalmente a partir do ergosfera. Através de Processo de Penrose, os objetos podem surgir a partir do ergosfera com mais energia do que quando entraram. Esta energia é tomada a partir da energia de rotação do buraco negro fazendo-o diminuir.
Formação e evolução
Considerando a natureza exótica de buracos negros, pode ser natural para questionar se tais objetos bizarros poderia existir na natureza ou sugerir que eles são apenas soluções patológicas para as equações de Einstein. O próprio Einstein erroneamente pensou que os buracos negros não iria formar, porque ele considerou que o momento angular das partículas em colapso iria estabilizar seu movimento em algum raio. Isso levou a comunidade a relatividade geral para demitir todos os resultados em contrário por muitos anos. No entanto, uma minoria de relativistas continuou a afirmar que os buracos negros eram objetos físicos, e até o final da década de 1960, eles tinham convencido a maioria dos pesquisadores no campo que não há qualquer obstáculo para a formação de um horizonte de eventos.
Uma vez que um horizonte de eventos de formulários, Penrose provaram que uma singularidade irá formar em algum lugar dentro dele. Pouco tempo depois, Hawking mostrou que muitas soluções cosmológicos que descrevem o Big Bang tem singularidades sem campos escalares ou outra matéria exótica (ver Penrose-Hawking teoremas de singularidade). O Solução Kerr, o teorema da calvície e as leis da termodinâmica de buracos negros mostraram que as propriedades físicas dos buracos negros eram simples e compreensível, tornando-os sujeitos respeitáveis para a pesquisa. O processo de formação de buracos negros primário está prevista para ser a colapso gravitacional de objectos pesados, tais como estrelas, mas também existem processos mais exóticos que podem levar à produção de buracos negros.
Colapso gravitacional
Colapso gravitacional ocorre quando um objeto do interno pressão é insuficiente para resistir a própria gravidade do objeto. Para isso ocorre geralmente estrelas ou porque uma estrela tem muito pouco "combustível" para a esquerda para manter a sua temperatura através de nucleossíntese estelar, ou porque uma estrela que teria sido estável recebe importa extra em uma maneira que não aumentar a temperatura do núcleo. Em ambos os casos a temperatura da estrela já não é suficientemente elevado para evitar que ele entre em colapso sob o seu próprio peso. O colapso pode ser parada pela pressão de degeneração dos constituintes da estrela, condensando o assunto em um exótico estado mais denso. O resultado é um dos vários tipos de estrela compacta. O tipo de estrela compacta formada depende da massa do resto-do assunto que sobra após as camadas exteriores foram desintegradas, tal a partir de uma supernova explosão ou por pulsações que conduzem a uma nebulosa planetária . Note-se que esta massa pode ser substancialmente menor do que os remanescentes-estrela originais superiores a 5 massas solares são produzidos por estrelas que eram mais de 20 massas solares antes do colapso.
Se a massa do remanescente excede cerca de 3-4 massas solares (o Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) -quer porque a estrela original era muito pesado, ou porque o restante recolhido massa adicional através de acreção de matéria-mesmo a pressão de degeneração de nêutrons é insuficiente para parar o colapso. Nenhum mecanismo conhecido (exceto a pressão de degeneração possivelmente quark, consulte estrela de quarks) é poderoso o suficiente para parar a implosão eo objeto inevitavelmente colapso para formar um buraco negro.
O colapso gravitacional de estrelas pesados é assumido como sendo responsável pela formação de buracos negros de massa estelar. A formação de estrelas no Universo primitivo pode ter resultado em estrelas muito maciças, que após seu colapso teria produzidos buracos negros de até 10 3 massas solares. Estes buracos negros poderiam ser as sementes dos buracos negros supermassivos encontrados nos centros da maioria das galáxias.
Enquanto a maior parte da energia liberada durante o colapso gravitacional é emitido muito rapidamente, um observador de fora não realmente ver o fim deste processo. Mesmo que o colapso leva uma quantidade finita de tempo a partir da quadro de referência de matéria em queda, um observador distante vê o material em queda lenta e parar um pouco acima do horizonte de eventos, devido a dilatação do tempo gravitacional. Luz a partir do material em colapso leva mais tempo e mais tempo para atingir o observador, com a luz emitida pouco antes das formas horizonte de eventos é adiada uma quantidade infinita de tempo. Assim, o observador externo nunca veja a formação do horizonte de eventos; em vez disso, o material em colapso parece tornar-se cada vez mais escuro e vermelho-deslocada, acabou desaparecendo.
Buracos negros primordiais do Big Bang
Colapso gravitacional requer grande densidade. Na época atual do universo dessas altas densidades são encontradas apenas nas estrelas, mas no início do universo logo após o big bang densidades foram muito maiores, possivelmente permitindo a criação de buracos negros. A alta densidade por si só não é suficiente para permitir a formação de buracos negros desde uma distribuição uniforme de massa não vai permitir que a massa de grupo acima. Para buracos negros primordiais para formar num meio denso tal, tem de haver perturbações densidade inicial que pode, em seguida, crescem sob a sua própria gravidade. Diferentes modelos para o início do universo variam muito em suas previsões do tamanho destas perturbações. Vários modelos de prever a criação de buracos negros, que varia de um Massa de Planck para centenas de milhares de massas solares. Buracos negros primordiais poderia, assim, ter em conta a criação de qualquer tipo de buraco negro.
Colisões de alta energia
Colapso gravitacional não é o único processo que poderia criar buracos negros. Em princípio, os buracos negros poderia ser formado em de alta energia colisões que atingem densidade suficiente. A partir de 2002, não há os eventos tenham sido detectada, quer directamente ou indirectamente como uma deficiência do balanço de massas em experimentos do acelerador de partículas. Isto sugere que deve haver um limite inferior para a massa de buracos negros. Teoricamente, esse limite é esperado para se deitar ao redor do Massa de Planck (m P = √ ħ c / L ≈ 1,2 × 10 19 GeV / c 2 ≈ 2,2 × 10 -8 kg), onde se espera que os efeitos quânticos para invalidar as previsões da relatividade geral. Isto colocaria a criação de buracos negros firmemente fora do alcance de qualquer processo de alta energia que ocorra em ou perto da Terra. No entanto, certos desenvolvimentos na gravidade quântica sugerem que a massa de Planck poderia ser muito menor: alguns mundobrana cenários, por exemplo, colocar a fronteira tão baixa quanto 1 TeV / c 2. Isso tornaria concebível para micro buracos negros a ser criado nas colisões de alta energia que ocorrem quando os raios cósmicos atingem a atmosfera da Terra, ou, eventualmente, no novo Large Hadron Collider do CERN. No entanto, essas teorias são muito especulativo, ea criação de buracos negros nesses processos é considerada improvável por muitos especialistas. Mesmo se as micro buracos negros deve ser formada nestas colisões, espera-se que eles se evaporar em cerca de 10 -25 segundos, não representando qualquer ameaça para a terra.
Crescimento
Uma vez que um buraco negro se formou, ele pode continuar a crescer, absorvendo matéria adicional. Qualquer buraco negro continuamente absorver gás e poeira interestelar do seu entorno diretos e onipresente radiação cósmica de fundo. Este é o processo primário através do qual os buracos negros supermassivos parecem ter crescido. Um processo similar tem sido sugerido para a formação de buracos negros de massa intermediária em aglomerados globulares .
Outra possibilidade é para um buraco negro para se fundir com outros objetos como estrelas ou até mesmo outros buracos negros. Isto é pensado para ter sido importante, especialmente para o desenvolvimento precoce de buracos negros supermassivos, que poderia ter formado a partir da coagulação de muitos objetos menores. O processo também tem sido proposta como a origem de alguns furos intermediário-massa negra.
Evaporação
Em 1974, Hawking mostrou que buracos negros não são completamente negros, mas emitem pequenas quantidades de radiação térmica; um efeito que se tornou conhecido como radiação Hawking . Ao aplicar a teoria quântica de campos a um fundo estático buraco negro, ele determinou que um buraco negro deve emitir partículas em um perfeito espectro de corpo negro. Desde a publicação de Hawking, muitos outros têm verificado o resultado através de várias abordagens. Se a teoria da radiação de Hawking buraco negro está correta, então os buracos negros são esperados a encolher e evapora-se ao longo do tempo, porque eles perdem massa pela emissão de fótons e outras partículas. A temperatura deste espectro térmico ( temperatura Hawking ) é proporcional à gravidade da superfície do buraco negro, o qual, por um buraco negro de Schwarzschild, é inversamente proporcional à massa. Assim, grandes buracos negros emitem menos radiação do que pequenos buracos negros.
Um buraco negro estelar de uma massa solar tem uma temperatura de cerca de 100 Hawking nanokelvins. Isto é muito menos do que a temperatura de 2,7 K radiação cósmica de fundo de radiação. Buracos negros de massa estelar ou maiores recebem mais massa da radiação cósmica de fundo do que eles emitem através de radiação de Hawking e, assim, vai crescer em vez de encolher. Para ter uma temperatura maior do que Hawking 2,7 K (e ser capaz de evaporar), um buraco negro tem de ter menos massa do que a Lua . Um tal buraco negro terá um diâmetro de menos de um décimo de um milímetro.
Se um buraco negro é muito pequeno os efeitos da radiação deverão tornar-se muito forte. Até mesmo um buraco negro que é pesado comparado a um ser humano iria evaporar em um instante. Um buraco negro o peso de um carro que tem um diâmetro de cerca de 10 -24 m e ter um nanossegundo a evaporar, durante o qual tempo que teria brevemente uma luminosidade superior a 200 vezes maior do que o Sol Buracos negros de massa inferior são esperados para evaporar mais rápido; por exemplo, um buraco negro de massa 1 TeV / c 2 levaria menos de 10 -88 segundos para evaporar completamente. Para um pequeno buraco tão preto, efeitos de gravitação quântica são esperados para desempenhar um papel importante e poderia mesmo, embora desenvolvimentos atuais na gravidade quântica não indicam tão-hipoteticamente faça um pequeno furo, tais preto estável.
Evidência observacional
Pela sua própria natureza, os buracos negros não emitem directamente quaisquer outros do que a radiação Hawking hipotético sinais; uma vez que a radiação de Hawking para um buraco negro astrofísico está previsto para ser muito fraco, o que torna impossível detectar buracos negros astrofísicos diretamente a partir da Terra. Uma possível exceção à radiação Hawking ser fraco é o último estágio da evaporação de luz (primordiais) buracos negros; pesquisas para esses flashes no passado não têm tido sucesso e fornecer limites rigorosos sobre a possibilidade de existência de luz buracos negros primordiais. NASA Telescópio Fermi Gamma-ray Espaço lançado em 2008 continuará a busca por esses flashes.
Os astrofísicos em busca de buracos negros, portanto, tem que confiar em observações indiretas. A existência de um buraco negro pode às vezes ser inferida pela observação de suas interações gravitacionais com os seus arredores. Um projecto executado por do MIT Haystack Observatory está tentando observar o horizonte de eventos de um buraco negro diretamente. Os resultados iniciais são encorajadores.
Acreção de matéria
Devido à conservação do momento angular , gás cair na gravitacional bem criado por um objecto com massa normalmente irá formar uma estrutura tipo disco em torno do objecto. Fricção dentro do disco faz com que o momento angular para ser transportado para fora, permitindo que a matéria a cair ainda mais para o interior, liberando energia potencial e aumentando a temperatura do gás. No caso de objetos compactos, como as anãs brancas , estrelas de nêutrons e buracos negros, o gás nas regiões interiores torna-se tão quente que vai emitir grandes quantidades de radiação (principalmente raios-X), que pode ser detectado por telescópios. Este processo de deposição é um dos processos de produção de energia mais eficiente conhecidos; até 40% da massa do resto do material acrescido pode ser emitida na radiação. (Na fusão nuclear apenas cerca de 0,7% da massa restante será emitido como energia.) Em muitos casos, os discos de acreção são acompanhados por jatos relativísticos emitidos ao longo dos pólos, que carregam consigo grande parte da energia. O mecanismo para a criação destes jatos atualmente não é bem compreendida.
Como tal muitos dos fenômenos mais energéticos do universo têm sido atribuídas à acreção de matéria sobre buracos negros. Em particular, núcleos galácticos ativos e quasares são acreditados para ser os discos de acreção de buracos negros supermassivos. Da mesma forma, os binários de raios-X são geralmente aceitou ser estelares binários sistemas em que uma das duas estrelas é um objeto compacto incorporar matéria de sua companheira. Também tem sido sugerido que algumas fontes de raios-X pode ser ultraluminosas os discos de acreção de buracos negros de massa intermédia.
Binários de raios-X
Binários de raios-X são estrelas binárias sistemas que são luminoso na parte de raios-X do espectro. Estas emissões de raios-X são geralmente pensado para ser causado por uma das estrelas componente a ser uma questão objeto compacto acreção do outro (regular) estrela. A presença de uma estrela comum em tal sistema proporciona uma oportunidade única para estudar o objeto central e determinar se ele pode ser um buraco negro.
Se tal sistema emite sinais que podem ser rastreadas diretamente ao objeto compacto, ele não pode ser um buraco negro. A ausência de um tal sinal, no entanto, não exclui a possibilidade de que o objecto compacto é uma estrela de neutrões. Ao estudar a estrela de companheiro é muitas vezes possível obter os parâmetros orbitais do sistema e obter uma estimativa para a massa do objecto compacto. Se esta é muito maior do que o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (isto é, a massa máxima a estrela de nêutrons pode ter antes de cair), em seguida, o objeto pode não ser uma estrela de nêutrons e é geralmente esperado para ser um buraco negro.
O primeiro candidato forte para um buraco negro, Cygnus X-1, foi descoberto desta forma por Charles Thomas Bolton, Louise Webster e Paul Murdin em 1972. Alguns dúvida, no entanto, manteve-se devido à resultante incertezas da estrela companheira ser muito mais pesado que o buraco negro candidato. Actualmente, melhores candidatos para buracos negros são encontrados em uma classe de binários de raios-X chamados transientes suaves de raios-X. Nesta classe de sistema da estrela companheira é relativamente baixa massa permitindo estimativas mais precisas da massa do buraco negro. Além disso, esses sistemas só são ativos em raios-X durante vários meses uma vez a cada 10-50 anos. Durante o período de baixa emissão de raios-X (chamado de quietude), o disco de acreção é extremamente fraco permitindo a observação detalhada da estrela companheira durante este período. Um dos melhores desses candidatos é V404 Cyg.
Quiescence e fluxo de acreção dominada por advecção
Suspeita-se da fraqueza do disco de acreção durante a quiescência para ser causado pelo fluxo de entrar em um modo chamado um fluxo de acreção dominada por advecção (ADAF). Neste modo, quase toda a energia gerada pela fricção no disco é arrastado com o fluxo em vez de irradiada para fora. Se este modelo estiver correto, então ele forma forte evidência qualitativa da presença de um horizonte de eventos. Porque, se o objecto no centro do disco tinha uma superfície sólida, seria emitem grandes quantidades de radiação, como o gás altamente energético atinge a superfície, um efeito que se observa para as estrelas de neutrões num estado semelhante.
Oscilações quase-periódicos
A emissão de raios-X a partir de discos de acreção às vezes treme em determinadas freqüências. Esses sinais são chamados de oscilações quasi-periódica e são pensados para ser causada por material em movimento ao longo da borda interna do disco de acreção (a órbita circular estável mais interna). Como tal, a sua frequência está relacionada com a massa do objecto compacto. Eles podem, assim, ser utilizado como uma forma alternativa de determinar a massa de potenciais buracos negros.
Núcleos galácticos
Astrônomos usam o termo " galáxia ativa "para descrever galáxias com características incomuns, como incomum emissão linha espectral e emissão de rádio muito forte. Estudos teóricos e observacionais têm mostrado que a atividade nesses núcleos galácticos ativos (AGN) pode ser explicada pela presença de buracos negros supermassivos. Os modelos destes AGN consistem de um buraco negro central que pode ser de milhões ou bilhões de vezes a massa do Sol ; um disco de gás e poeira chamados um disco de acreção; e dois jactos que são perpendiculares ao disco de acreção.
Apesar de buracos negros supermassivos são esperados para ser encontrado na maioria AGN, somente alguns núcleos das galáxias foram mais cuidadosamente estudado na tentativa de identificar e mensurar tanto as massas reais das centrais supermassivos candidatos buraco negro. Alguns dos mais notáveis galáxias com buracos negros supermassivos candidatos incluem a galáxia de Andrômeda , M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, ea galáxia do Sombrero.
É agora amplamente aceito que o centro de quase todas as galáxias, e não apenas os ativos, contém um buraco negro supermassivo. A correlação próxima entre a observação de massa deste buraco e a dispersão da velocidade de do hospedeiro Galaxy saliência, conhecida como a relação H-sigma, sugere fortemente uma ligação entre a formação do orifício de preto e o próprio Galaxy.
Atualmente, a melhor evidência para um buraco negro supermassivo vem estudando o movimento próprio das estrelas perto do centro da nossa própria Via Láctea . Desde 1995, os astrónomos têm monitorado o movimento de 90 estrelas em uma região chamada de Sagitário A *. Ajustando seu movimento para órbitas keplerianos eles foram capazes de inferir que em 1998 2,6 milhões de massas solares devem estar contidos em um volume com um raio de 0,02 anos-luz. Desde então, uma das estrelas-chamados -S2 completou uma órbita completa. A partir dos dados orbital eles foram capazes de colocar melhores restrições na massa e o tamanho do objecto que provoca o movimento orbital das estrelas do Sagitário A região, considerando que existe uma massa esférica de 4,3 milhões de massas solares contido dentro de um raio de menos de 0.002 anos-luz. Enquanto isso é mais do que 3.000 vezes o raio de Schwarzschild correspondente a essa massa, é pelo menos coerente com o objeto central ser um buraco negro supermassivo, e não "conjunto realista [de estrelas] é fisicamente defensável".
Efeitos da gravidade forte
Outra forma que a natureza buraco negro de um objeto pode ser testado no futuro é através da observação dos efeitos causados pela forte gravidade na sua vizinhança. Um desses efeitos é lentes gravitacionais: A deformação do espaço-tempo em torno de um objeto massivo faz com que os raios de luz a ser desviado muito parecido com a luz que passa através de uma óptica da lente. Observações foram feitas de lentes gravitacionais fracas, em que os raios de luz são desviados por apenas alguns arcseconds. No entanto, ele nunca foi observada diretamente para um buraco negro. Uma possibilidade para a observação de lente gravitacional por um buraco negro seria a de observar estrelas em órbita em torno do buraco negro. Existem vários candidatos para uma observação tal em órbita ao redor de Sagitário A *.
Outra opção seria a observação direta de ondas gravitacionais produzidas por um objeto caindo em um buraco negro, por exemplo, um objeto compacto que cai em um buraco negro supermassivo através de uma relação de massa extrema inspiral. Combinando a forma de onda observados com as previsões da relatividade geral permitiria medições de precisão da massa e momento angular do objeto central, enquanto ao mesmo tempo testar a relatividade geral. Estes tipos de eventos são um alvo principal para a proposta Laser Interferometer Space Antenna.
Alternativas
A evidência para os buracos negros estelares depende fortemente da existência de um limite superior para a massa de uma estrela de nêutrons. O tamanho deste limite depende fortemente as suposições feitas sobre as propriedades da matéria densa. Novos exóticas fases da matéria poderia empurrar-se este limite. A fase do gratuitos quarks em alta densidade pode permitir a existência de densas estrelas de quarks, e alguns modelos supersimétricas prever a existência de Q estrelas. Algumas extensões do modelo padrão postular a existência de préons como blocos de construção fundamentais de quarks e léptons, que poderia, hipoteticamente, formam estrelas Preon. Estes modelos hipotéticos poderiam explicar uma série de observações de candidatos de buracos negros estelares. No entanto, ele pode ser mostrado a partir de argumentos de ordem geral da relatividade geral de que qualquer objeto terá uma massa máxima.
Uma vez que a densidade média de um buraco negro dentro de seu raio de Schwarzschild é inversamente proporcional ao quadrado de sua massa, buracos negros supermassivos são muito menos denso do que buracos negros estelares (a densidade média de um 10 8 buraco negro de massa solar é comparável à da água ). Consequentemente, a física da matéria formando um buraco negro supermassivo é muito melhor compreendido e as possíveis explicações alternativas para observações buracos negros supermassivos são muito mais mundano. Por exemplo, um buraco negro supermassivo poderia ser modelada por um grande grupo de objetos muito escuros. No entanto, essas alternativas não são tipicamente estável o suficiente para explicar os candidatos supermassivos buracos negros.
A evidência para os buracos negros estelares e supermassivos implica que, para que os buracos negros não para formar, a relatividade geral deve falhar como uma teoria da gravidade, talvez devido ao início da mecânica quântica correções. Uma característica muito antecipado de uma teoria da gravidade quântica é que ela não contará com singularidades ou horizontes de eventos (e, portanto, não há buracos negros). Nos últimos anos, muita atenção tem sido atraída pelo modelo fuzzball na teoria das cordas . Com base em cálculos em situações específicas na teoria das cordas, a proposta sugere que genericamente os estados individuais de uma solução buraco negro não tem um horizonte de eventos ou singularidade, mas que para um observador clássica / semi-clássica a média estatística de tais estados não aparecer apenas como um buraco negro comum na relatividade geral.
Perguntas abertas
Entropia e termodinâmica
Em 1971, Hawking mostrou em condições gerais que a área total dos horizontes de eventos de qualquer coleção de buracos negros clássicos nunca pode diminuir, mesmo que eles colidem e se fundem. Este resultado, agora conhecida como a segunda lei da mecânica de buraco negro, é notavelmente similar à segunda lei da termodinâmica , que afirma que o total de entropia de um sistema nunca pode diminuir. Tal como acontece com objetos clássicos no zero absoluto de temperatura, assumiu-se que os buracos negros tinha zero entropia. Se este fosse o caso, a segunda lei da termodinâmica seria violada pela matéria entropia-laden entrando em um buraco negro, resultando em uma diminuição da entropia total do universo. Por conseguinte, proposto que Bekenstein um buraco negro deve ter uma entropia, e que ele deve ser proporcional à sua área de horizonte.
A ligação com as leis da termodinâmica foi reforçada pela descoberta de que Hawking teoria quântica de campos prevê que um buraco negro irradia radiação de corpo negro a uma temperatura constante. Isso aparentemente faz com que uma violação da segunda lei da mecânica de buraco negro, uma vez que a radiação vai levar longe a energia do buraco negro fazendo-a encolher. A radiação, no entanto, também leva embora entropia, e isso pode ser comprovado com base em hipóteses gerais que a soma da entropia da questão em torno de um buraco negro e um quarto da área do horizonte, medido em unidades de Planck é, de facto, sempre aumentando. Isso permite que a formulação da primeira lei da mecânica de buraco negro como um análogo da primeira lei da termodinâmica , com a atuação de massa como a energia, a gravidade de superfície como temperatura e da área como entropia.
Um aspecto intrigante que é a entropia de um buraco negro escalas com a sua área, em vez de com o seu volume, pois a entropia é normalmente uma grande quantidade que pode ser dimensionado de forma linear com o volume do sistema. Esta propriedade levou estranho Gerard Hooft e Leonard Susskind a propor o princípio holográfico, o que sugere que tudo o que acontece num volume de espaço-tempo pode ser descrito pelos dados sobre a fronteira desse volume.
Embora a relatividade geral pode ser usado para executar um cálculo semi-clássica de entropia buraco negro, esta situação é teoricamente insatisfatório. Em mecânica estatística , entropia é entendida como a contagem do número de configurações microscópicas de um sistema que possuem as mesmas qualidades macroscópicas (tais como massa , carga, pressão, etc.). Sem uma teoria satisfatória da gravidade quântica, não se pode realizar tal cálculo para buracos negros. Algum progresso tem sido feito em várias abordagens para a gravidade quântica. Em 1995, Andrew Strominger e Vafa Cumrun mostrou que a contagem dos microestados de um determinado buraco negro supersymmetric na teoria das cordas reproduzida a entropia Bekenstein-Hawking. Desde então, resultados semelhantes foram relatados por diferentes buracos negros, tanto na teoria das cordas e em outras abordagens para a gravidade quântica como gravidade quântica em loop.
Paradoxo perda de informações
| É informação física perdida nos buracos negros? |
Por causa de um buraco negro tem apenas alguns parâmetros internos, a maioria das informações sobre o assunto que foi para formar o buraco negro está perdido. Não importa se ele é formado a partir de aparelhos de televisão ou cadeiras, no final do buraco negro só se lembra da massa total, carga e momento angular. Enquanto buracos negros foram pensados para persistir sempre esta perda de informação que não é problemático, como a informação pode ser considerado como existente no interior do buraco negro, inacessível a partir do exterior. No entanto, os buracos negros evaporar lentamente, emitindo radiação de Hawking . Esta radiação não parece levar alguma informação detalhada sobre o material que formou o buraco negro, o que significa que essa informação parece ter ido embora para sempre.
Durante muito tempo, a questão de saber se a informação é verdadeiramente perdido em buracos negros (o paradoxo informações buraco negro) tem dividido a comunidade física teórica (veja aposta Thorne-Hawking-Preskill). Na mecânica quântica, perda de informações corresponde à violação da propriedade vital chamado unitarity, que tem a ver com a conservação da probabilidade. Tem sido argumentado que a perda de unitarity também implicaria violação de conservação de energia. Nos últimos anos, tem vindo a construir provas de que de fato informações e unitarity são preservadas em um tratamento gravitacional quântica completa do problema.
