Micro buraco negro - Micro black hole

Micro buracos negros , também chamados de buracos negros de mecânica quântica ou miniburacos negros , são buracos negros minúsculos hipotéticos , para os quais os efeitos da mecânica quântica desempenham um papel importante. O conceito de que podem existir buracos negros menores do que a massa estelar foi introduzido em 1971 por Stephen Hawking .

É possível que esses buracos negros primordiais quânticos tenham sido criados no ambiente de alta densidade do Universo primitivo (ou Big Bang ), ou possivelmente por meio de transições de fase subsequentes. Eles podem ser observados por astrofísicos por meio das partículas que se espera que emitam pela radiação Hawking .

Algumas hipóteses envolvendo dimensões espaciais adicionais prevêem que micro buracos negros poderiam ser formados com energias tão baixas quanto a faixa de TeV , que estão disponíveis em aceleradores de partículas como o Large Hadron Collider . Preocupações populares foram então levantadas sobre cenários de fim do mundo (consulte Segurança de colisões de partículas no Grande Colisor de Hádrons ). No entanto, esses buracos negros quânticos evaporariam instantaneamente, seja totalmente ou deixando apenas um resíduo de interação muito fraca. Ao lado dos argumentos teóricos, os raios cósmicos que atingem a Terra não produzem nenhum dano, embora alcancem energias na faixa das centenas de TeV .

Massa mínima de um buraco negro

Em uma das primeiras especulações, Stephen Hawking conjeturou que um buraco negro não se formaria com uma massa abaixo de cerca de10 −8  kg (aproximadamente a massa de Planck ). Para fazer um buraco negro, é preciso concentrar massa ou energia o suficiente para que a velocidade de escape da região em que ele está concentrado exceda a velocidade da luz .

Algumas extensões da física atual postulam a existência de dimensões extras de espaço. No espaço-tempo de dimensão superior, a força da gravidade aumenta mais rapidamente com a diminuição da distância do que em três dimensões. Com certas configurações especiais das dimensões extras, este efeito pode diminuir a escala de Planck para a faixa TeV. Exemplos de tais extensões incluem grandes dimensões extras , casos especiais do modelo Randall – Sundrum e configurações da teoria das cordas, como as soluções GKP. Em tais cenários, a produção de buracos negros poderia ser um efeito importante e observável no Large Hadron Collider (LHC). Também seria um fenômeno natural comum induzido por raios cósmicos .

Tudo isso pressupõe que a teoria da relatividade geral permaneça válida nessas pequenas distâncias. Do contrário, então outros efeitos, atualmente desconhecidos, podem limitar o tamanho mínimo de um buraco negro. As partículas elementares são equipadas com um momento angular intrínseco de mecânica quântica ( spin ). A lei de conservação correta para o momento angular total (orbital mais spin) da matéria no espaço-tempo curvo requer que o espaço-tempo seja equipado com torção . A teoria mais simples e natural da gravidade com torção é a teoria de Einstein-Cartan . A torção modifica a equação de Dirac na presença do campo gravitacional e faz com que as partículas de férmions sejam espacialmente estendidas. Neste caso, a extensão espacial dos férmions limita a massa mínima de um buraco negro na ordem de10 16  kg , mostrando que podem não existir micro buracos negros. A energia necessária para produzir tal buraco negro é 39 ordens de magnitude maior do que as energias disponíveis no Grande Colisor de Hádrons, indicando que o LHC não pode produzir miniburacos negros. Mas se buracos negros são produzidos, então a teoria da relatividade geral está errada e não existe nessas pequenas distâncias. As regras da relatividade geral seriam quebradas, o que é consistente com as teorias de como a matéria, o espaço e o tempo se decompõem em torno do horizonte de eventos de um buraco negro. Isso provaria que as extensões espaciais dos limites de férmions também estavam incorretas. Os limites de férmions assumem uma massa mínima necessária para sustentar um buraco negro, ao contrário do oposto, a massa mínima necessária para iniciar um buraco negro, que em teoria é alcançável no LHC sob algumas condições.

Estabilidade

Radiação Hawking

Artigo principal: radiação Hawking

Em 1975, Stephen Hawking argumentou que, devido aos efeitos quânticos , os buracos negros "evaporam" por um processo agora conhecido como radiação de Hawking, no qual partículas elementares (como fótons , elétrons , quarks , glúons ) são emitidas. Seus cálculos mostraram que quanto menor o tamanho do buraco negro, mais rápida a taxa de evaporação, resultando em uma explosão repentina de partículas conforme o micro buraco negro explode repentinamente.

Qualquer buraco negro primordial de massa suficientemente baixa irá evaporar perto da massa de Planck durante o tempo de vida do Universo. Nesse processo, esses pequenos buracos negros irradiam matéria. Uma imagem aproximada disso é que pares de partículas virtuais emergem do vácuo perto do horizonte de eventos , com um membro de um par sendo capturado e o outro escapando da vizinhança do buraco negro. O resultado líquido é que o buraco negro perde massa (devido à conservação de energia ). De acordo com as fórmulas da termodinâmica dos buracos negros , quanto mais o buraco negro perde massa, mais quente se torna e mais rápido evapora, até se aproximar da massa de Planck. Nesta fase, um buraco negro teria uma temperatura Hawking de T P/8π (5,6 × 10 32  K ), o que significa que uma partícula de Hawking emitida teria uma energia comparável à massa do buraco negro. Assim, uma descrição termodinâmica falha. Esse micro buraco negro também teria uma entropia de apenas 4 π  nats , aproximadamente o valor mínimo possível. Nesse ponto, o objeto não pode mais ser descrito como um buraco negro clássico, e os cálculos de Hawking também não funcionam.

Embora a radiação Hawking às vezes seja questionada, Leonard Susskind resume uma perspectiva de especialista em seu livro The Black Hole War : "De vez em quando, um artigo de física aparecerá alegando que os buracos negros não evaporam. Esses documentos desaparecem rapidamente no monte de lixo infinito de ideias marginais. "

Conjecturas para o estado final

As conjecturas para o destino final do buraco negro incluem a evaporação total e a produção de um remanescente de buraco negro do tamanho da massa de Planck . Esses buracos negros de massa de Planck podem na verdade ser objetos estáveis ​​se as lacunas quantizadas entre seus níveis de energia permitidos os impedirem de emitir partículas Hawking ou absorver energia gravitacionalmente como um buraco negro clássico. Nesse caso, eles estariam interagindo fracamente com partículas massivas ; isso poderia explicar a matéria escura .

Buracos negros primordiais

Artigo principal: buraco negro primordial

Formação no Universo inicial

A produção de um buraco negro requer concentração de massa ou energia dentro do raio de Schwarzschild correspondente . Zel'dovich e Novikov levantaram a hipótese primeiro e independentemente por Hawking de que, logo após o Big Bang , o Universo era denso o suficiente para que qualquer região do espaço se encaixasse em seu próprio raio de Schwarzschild. Mesmo assim, naquela época, o Universo não era capaz de entrar em colapso em uma singularidade devido à sua distribuição uniforme de massa e rápido crescimento. Isso, no entanto, não exclui totalmente a possibilidade de que buracos negros de vários tamanhos possam ter surgido localmente. Um buraco negro formado desta forma é chamado de buraco negro primordial e é a hipótese mais aceita para a possível criação de micro buracos negros. Simulações de computador sugerem que a probabilidade de formação de um buraco negro primordial é inversamente proporcional à sua massa. Assim, o resultado mais provável seriam micro buracos negros.

Efeitos observáveis ​​esperados

Um buraco negro primordial com uma massa inicial de cerca de 10 12  kg estariam completando sua evaporação hoje; um buraco negro primordial menos massivo já teria evaporado. Em condições ideais, o satélite Fermi Gamma-ray Space Telescope , lançado em junho de 2008, pode detectar evidências experimentais de evaporação de buracos negros próximos observando rajadas de raios gama . É improvável que uma colisão entre um buraco negro microscópico e um objeto como uma estrela ou um planeta seja perceptível. O pequeno raio e a alta densidade do buraco negro permitiriam que ele passasse direto por qualquer objeto consistindo de átomos normais, interagindo apenas com alguns de seus átomos ao fazer isso. No entanto, foi sugerido que um pequeno buraco negro com massa suficiente passando pela Terra produziria um sinal acústico ou sísmico detectável . Na lua, pode deixar um tipo distinto de cratera, ainda visível após bilhões de anos.

Microburacos negros feitos por humanos

Viabilidade de produção

Mais informações: Kugelblitz (astrofísica)

Na gravidade tridimensional familiar, a energia mínima de um buraco negro microscópico é 10 16  TeV (equivalente a 1,6 GJ ou 444 kWh ), que teria que ser condensado em uma região da ordem do comprimento de Planck . Isso está muito além dos limites de qualquer tecnologia atual. Estima-se que para colidir duas partículas a uma distância de um comprimento de Planck com intensidades de campo magnético atualmente alcançáveis ​​exigiria um acelerador de anel de cerca de 1.000 anos-luz de diâmetro para manter as partículas no caminho.

No entanto, em alguns cenários que envolvem dimensões extras de espaço, a massa de Planck pode ser tão baixa quanto a faixa de TeV . O Large Hadron Collider (LHC) tem uma energia de design de14  TeV para colisões próton - próton e 1.150 TeV para colisões Pb- PB. Foi argumentado em 2001 que, nessas circunstâncias, a produção de buracos negros poderia ser um efeito importante e observável no LHC ou futuros colisões de alta energia. Esses buracos negros quânticos deveriam decair emitindo sprays de partículas que poderiam ser vistas por detectores nessas instalações. Um artigo de Choptuik e Pretorius, publicado em 2010 na Physical Review Letters , apresentou uma prova gerada por computador de que os micro buracos negros devem se formar a partir de duas partículas em colisão com energia suficiente, o que pode ser permitido nas energias do LHC se dimensões adicionais estiverem presentes além dos quatro habituais ( três espaciais, um temporal ).

Argumentos de segurança

Artigo principal: Segurança de experimentos de colisão de partículas de alta energia

O cálculo de Hawking e os argumentos da mecânica quântica mais gerais prevêem que os micro buracos negros evaporam quase instantaneamente. Argumentos de segurança adicionais além daqueles baseados na radiação Hawking foram dados no artigo, que mostrou que em cenários hipotéticos com buracos negros estáveis ​​que poderiam danificar a Terra, tais buracos negros teriam sido produzidos por raios cósmicos e já teriam destruído objetos astronômicos conhecidos, como a Terra, o Sol, as estrelas de nêutrons ou anãs brancas .

Buracos negros nas teorias quânticas da gravidade

É possível, em algumas teorias da gravidade quântica , calcular as correções quânticas para buracos negros clássicos comuns. Ao contrário dos buracos negros convencionais, que são soluções das equações do campo gravitacional da teoria geral da relatividade , os buracos negros da gravidade quântica incorporam efeitos da gravidade quântica nas proximidades da origem, onde classicamente ocorre uma singularidade da curvatura. De acordo com a teoria empregada para modelar os efeitos da gravidade quântica, existem diferentes tipos de buracos negros de gravidade quântica, a saber, buracos negros quânticos em loop, buracos negros não comutativos, buracos negros assintoticamente seguros. Nessas abordagens, os buracos negros são livres de singularidade.

Micro buracos negros virtuais foram propostos por Stephen Hawking em 1995 e por Fabio Scardigli em 1999 como parte de uma Grande Teoria Unificada como um candidato à gravidade quântica .

Veja também

Notas

Referências

Bibliografia

links externos