Micro buracos negros
Em teoria, não há menor tamanho de um buraco negro. Uma vez criado, que tem as propriedades de um buraco negro. Stephen Hawking teorizou que buracos negros primordiais poderia evaporar e tornam-se ainda tinier, ou seja, micro buracos negros. Procura por evaporação buracos negros primordiais são propostos para o GLAST satélite a ser lançado em 2008. No entanto, se micro buracos negros podem ser criadas por outros meios, como por raios cósmicos impactos ou em colliders, que não implica que eles devem evaporar. A formação do buraco negro análogos na Terra em partículas aceleradores tem sido relatada, [35]. Estes buraco negro análogos não são os mesmos que gravitacional buracos negros, mas são vitais testes motivos de teorias quântica da gravidade. Agem como buracos negros por causa da correspondência entre a teoria da força nuclear forte, que não tem nada a ver com gravidade, ea teoria quântica da gravidade. Eles são semelhantes, pois ambos são descritas por string teoria. Portanto, a formação e desintegração de um fireball em quark gluon plasma pode ser interpretado no buraco negro língua. O fireball no Relativistic Heavy Ion Collider [RHIC] é um fenómeno que está intimamente análogo a um buraco negro, e muitas de suas propriedades físicas podem ser corretamente preditos usando esta analogia. O fireball entanto, não é um objeto gravitacional. É actualmente desconhecido se a muito mais enérgica Large Hadron Collider [LHC] seria capaz de produzir o especulativo extra grande dimensão micro buraco negro, como muitos teóricos têm sugerido.
História do buraco negro conceito
O newtoniano concepções de Michell e Laplace
são muitas vezes referida como "estrelas negras" para diferenciá-los dos "buracos negros" da relatividade geral. Newtonianos teorias (antes de Einstein) O conceito de um órgão tão maciça que ainda não puderam escapar luz foi apresentado pelo geólogo John Michell, em uma carta escrita para Henry Cavendish em 1783 e publicado pela Royal Society. [36] "Se o semi-diâmetro de uma esfera da mesma densidade que o Sol se para ultrapassar a da Sun na proporção de 500 para 1, um corpo caindo de uma altura infinita no sentido de que teria adquirido a sua superfície maior do que a velocidade De luz e, consequentemente, supondo luz a ser atraídos pela mesma força na proporção de sua vis inertiae, com outras entidades, todas luz emitida a partir de um tal organismo seria feita para retornar para ele por sua própria gravidade adequada. " Isto pressupõe que a luz é influenciado pela gravidade da mesma forma que os objetos maciços. Em 1796, o matemático Pierre-Simon Laplace promovido a mesma idéia, na primeira e segunda edições do seu livro Exposition du système du Monde (ele foi removido da tarde edições). A idéia dos buracos negros foi largamente ignorada no século XIX, desde então luz foi pensado para ser um massless vaga e, portanto, não influenciado pela gravidade. Ao contrário de um moderno buraco negro, o objeto por trás do horizonte, pressupõe-se estável contra o colapso.
Teorias baseadas em Einstein
geral da relatividade Em 1915, Albert Einstein desenvolveu a teoria da gravidade chamada relatividade geral, tendo anteriormente demonstrado que faz gravidade influência luz (luz, embora tenha zero resto massa, não é o resto de massa que é a fonte de energia, mas a gravidade). Poucos meses depois, Karl Schwarzschild dá a solução para o campo gravitacional de um ponto de massa e uma massa esférica, [37] [38] mostrando que um buraco negro poderia teoricamente existir. A Schwarzschild raio é agora conhecido por ser o raio do horizonte caso de um país não-rotativa buraco negro, mas isso não foi bem compreendida, nesse momento, por exemplo Schwarzschild próprio pensamento não era física. Johannes Droste, um estudante de Lorentz, independentemente deu a mesma solução para o ponto de massa de alguns meses após Schwarzschild e escreveu mais extensamente sobre suas propriedades. Em 1930, o astrophysicist Subrahmanyan Chandrasekhar argumentou que, de acordo com a relatividade especial, um não-rotativa corpo acima 1,44 massas solares (o limite Chandrasekhar), que desde o colapso não havia nada conhecido naquela época poderia interrompê-la a fazê-lo. Seus argumentos se opuseram por Arthur Eddington, que acreditavam que algo iria inevitavelmente parar o colapso. Eddington foi, em parte, razão: uma anã branca ligeiramente mais massiva do que o limite Chandrasekhar entrará em colapso em uma estrela nêutron. Mas, em 1939, Robert Oppenheimer artigos publicados (com diversos co-autores), que previa que cerca de três estrelas acima massas solares (o Tolman-Oppenheimer-Volkoff limite) teria colapso em buracos negros, pelas razões apresentadas pela Chandrasekhar. [39] Oppenheimer e seus co-autores utilizaram Schwarzschild do sistema de coordenadas (a única coordenadas disponíveis em 1939), que produziu matemáticas singularidades no Schwarzschild raio, em outras palavras, as equações fracassaram no Schwarzschild raio porque alguns dos termos foram infinito. Isso foi interpretado como indicando que o raio Schwarzschild foi o limite de uma "bolha", em que "tempo parado". Por alguns anos o seu colapso estrelas eram conhecidos como "estrelas congeladas", porque os cálculos indicam que um observador externo veríamos a superfície da estrela congelado no tempo, no instante em que o seu colapso leva-lo dentro do raio Schwarzschild. Mas muitos físicos não pôde aceitar a ideia de tempo em pé ainda dentro do raio Schwarzschild, e havia pouco interesse no assunto há mais de 20 anos. Em 1958 David Finkelstein rompeu o impasse sobre "tempo parado", e introduziu o conceito do evento, apresentando o horizonte Eddington-Finkelstein coordenadas, o que lhe permitiu demonstrar que "A Schwarzschild superfície r = 2m não é uma singularidade, mas funciona como um perfeito Unidirecional membrana: causal influências podem cruzar-lo, mas apenas em uma direção. "[40] Note-se que, nesta fase, todas as teorias, incluindo Finkelstein's, não abrangia apenas rotativa, não buracos negros. Em 1963 Roy Kerr prorrogado Finkelstein da análise por apresentar as Kerr métrica (coordenadas) e mostrando como este, foi possível prever as propriedades de rotação buracos negros. [41] Para além do seu interesse teórico, Kerr do trabalho feito buracos negros mais believable para astrônomos , Uma vez que buracos negros são formados a partir de estrelas e todas as estrelas conhecidas girar. Em 1967 astrônomos descobriu pulsares, e dentro de poucos anos poderia demonstrar que o conhecido pulsares foram rapidamente rotativa neutrões estrelas. Até essa altura, neutrões estrelas também foram considerados apenas teórico curiosidades. Portanto, a descoberta de pulsares despertou interesse em todos os tipos de ultra-denso objetos que podem ser formadas por colapso gravitacional. Em Dezembro de 1967 o físico teórico John Wheeler cunhou a expressão "buraco negro" na sua palestra pública Nosso Universo: a Conhecido e desconhecido, e essa misteriosa, ligeiramente ameaçador frase atraiu mais atenção do que os estáticos-auscultação "congelado star". A expressão foi cunhada provavelmente com a sensibilização do Black Hole de Calcutá incidente de 1756, em que 146 europeus foram encerrados overnight em cela de castigo quartéis em Fort William por Siraj s-Daulah, e todos, mas 23 pereceram. [42] Em 1970, Stephen Hawking e Roger Penrose provado que buracos negros são uma característica de todas as soluções para equações de Einstein da gravidade, não apenas de Schwarzschild's, buracos negros e, por conseguinte, não pode ser evitado, em alguns objetos desabando.
Buracos negros e a terra
Buracos negros são por vezes indicados [atribuição necessários] entre as mais sérias ameaças potenciais à Terra e da humanidade, [44] [45] com o fundamento de que: Um buraco negro produzidos naturalmente-poderia passar através do nosso Sistema Solar. Embora seja meramente hipotético, um grande acelerador partículas pode produzir um micro buraco negro, e se este escapou poderia gradualmente comer de toda a Terra. O buraco negro neste cenário pode ser substituído por um strangelet, outro tipo de objeto que pode absorver outras partículas, apesar da gravidade da Terra e, eventualmente acumular massa suficiente para se tornar um buraco negro média dimensão. .
Buraco negro vagueando através do nosso Sistema Solar
Stellar-massa buracos negros viajam através da Via Láctea apenas como estrelas. Por conseguinte, podem colidir com o Sistema Solar ou outro sistema planetário na galáxia, embora a probabilidade de isto acontecer é muito pequena. Significativos gravitacional interacções entre a Sun e quaisquer outras estrelas na Via Láctea (incluindo um buraco negro), são esperadas cerca de ocorrer uma vez a cada 1019 anos. [46] A título de comparação, a Sun tem uma idade de apenas 5 × 109 anos, e é Espera tornar-se uma gigante vermelha cerca de 5 × 109 anos, a partir de agora, incineração na superfície da Terra. [25] Por isso, é extremamente improvável que um buraco negro irá passar através do Sistema Solar antes da Sun exterminates vida na Terra
Micro buraco negro escapar de uma partícula acelerador
Há uma possibilidade teórica de que um micro buraco negro poderia ser criado dentro de uma partícula acelerador. [47] Formação de buracos negros nestas condições (abaixo da Planck energia) exige pressupostos não-padrão, tais como grandes dimensões extras. No entanto, muitas partículas colisões que ocorrem naturalmente como os raios cósmicos hit nos arrabaldes da nossa atmosfera são frequentemente muito mais enérgico do que qualquer colisões criadas pelo homem. Se micro buracos negros podem ser criados pelos actuais ou próxima geração de partículas aceleradores, que têm provavelmente sido criado por raios cósmicos todos os dias em toda a maior parte da história da Terra, isto é, de milhares de milhões de anos, evidentemente sem-terra destruindo efeitos. No entanto, tais natural micro buracos negros seriam relativistic relação à terra, e deve zip com segurança através do nosso planeta em 1 / 4 segundo ou menos em 99,99% + c. Collider produzido micro buracos negros seriam relativamente "em repouso", onde poderia se tornar gravitationally vinculado, que ofereça oportunidade de interagir e repetido crescer mais, a viajar a uma ínfima parte do c, se Hawking Radiation não é real. Esta distinção entre a natureza-feitas e antrópicos micro buracos negros ainda não foi abordado em nenhum dos estudos sobre segurança potencial collider produção de micro-buracos negros. Se dois prótons, o Large Hadron Collider poderiam fundir para criar um micro buraco negro, esse buraco negro seria instável, e iria evaporar devido à radiação Hawking antes de ter uma chance de ser propagadas. Para a 14 TeV buraco negro (o centro de massa da energia no Large Hadron Collider), a radiação Hawking fórmula indica que iria evaporar em 10-100 segundos. CERN realizaram um estudo avaliando o risco de produzir objetos perigosos, como buracos negros, o Large Hadron Collider, e concluiu que não há "nenhum fundamento para considerar qualquer ameaça." [48] No entanto, devido a preocupações com tanto potencial renovado negativo strangelet produção , E LHC micro buracos negros que se encontram "em repouso", em comparação com natural micro buracos negros que são relativistic, CERN encomendou outro estudo, em 2007, com os resultados que serão publicados no início de 2008. Essencialmente, a preocupação é que, devido à sua pequena dimensão, uma relativistic micro buraco negro seria apenas interagem enquanto percorrendo terra, sendo muito semelhante a um neutrino em ter um pouco de secção transversal para interação, e, portanto, inofensivo. Inversamente, o ritmo relativamente lento da collider produzido micro-buracos negros ea sua ligação à terra gravitacional viabilizaria a oportunidade de interagir com repetidos assunto, eventualmente permitindo essas micro buraco negro para crescer mais. Estes cenários especulativos também exigir que teórico Hawking Radiation não é real.
Modelos alternativos
Vários modelos alternativos, que comporta como um buraco negro, mas evitar a singularidade, têm sido propostos. Contudo, a maioria dos pesquisadores julgar estes conceitos artificial, uma vez que são mais complicados, mas não dão a curto prazo observáveis diferenças de buracos negros (ver Occam's razor). O mais destacado é a teoria alternativa Gravastar. Em Março de 2005, físico George Chapline no Lawrence Livermore National Laboratory na Califórnia propôs que buracos negros não existem, e que atualmente objetos, pensa-se buracos negros são realmente dark-energia estrelas. Ele chama a essa conclusão a partir de algumas análises mecânica quântica. Embora a sua proposta atualmente tem pouco apoio na comunidade física, que foi amplamente noticiado pela imprensa. [49] [50] Um semelhante teoria sobre a não-existência de buracos negros mais tarde foi desenvolvido por um grupo de físicos no Case Western Reserve University Em Junho de 2007. [51] Entre os suplentes são os modelos magnetospheric eternamente cair objectos, aglomerados de partículas elementares [52] (por exemplo, boson estrelas [53]), fermion bolas, [54] auto-gravitam, degenerar pesados neutrinos [55] e mesmo aglomerados de muito baixa massa (~ 0,04 massas solares) buracos negros
Mais Topicos avançados
Entropia e radiação Hawking
Em 1971, Stephen Hawking mostrou que a área total do evento horizontes de qualquer coleção de clássicos buracos negros nunca pode diminuir, mesmo que colidem e engolir uns aos outros, que é mesclar [56]. Este é notavelmente similar à Segunda Lei da Termodinâmica, com área desempenham o papel de entropia. Como um clássico objeto com zero temperatura era supor-se que buracos negros tinha zero entropia; se assim a segunda lei da termodinâmica seria violado por uma entropia-em carga material entrar no buraco negro, o que resultou em uma diminuição do total de entropia do universo. Portanto, Jacob Bekenstein propôs que um buraco negro deve ter uma entropia, e que deve ser proporcional ao seu horizonte área. Desde buracos negros não emitem radiações classicamente, a termodinâmica perspectiva parecia apenas uma analogia, desde zero temperatura infinita implica mudanças na entropia com qualquer adição de calor, o que implica infinito entropia. No entanto, em 1974, Hawking campo teoria quântica aplicada ao curvas spacetime horizonte em torno do evento e descobriu que buracos negros emitem radiação Hawking, uma forma de radiação térmica, aliada à Unruh efeito, o que implicava que tinha uma temperatura positivo. Isso reforçou a analogia a ser traçada entre buraco negro dinâmica e termodinâmica: usando a primeira lei de buraco negro mecânica, segue-se que a entropia de um não-rotativa buraco negro é igual a um quarto da área do horizonte. Este é um resultado universal e pode ser estendido a aplicar-se a cosmológica horizontes, como no espaço de Sitter. Posteriormente, foi sugerido que buracos negros são objetos máximo de entropia, o que significa que o máximo possível entropia de uma região do espaço é a entropia do maior buraco negro que pode caber dentro dele. Isto levou ao princípio holográfico. A radiação Hawking reflete uma característica temperatura do buraco negro, que pode ser calculada a partir da sua entropia. Quanto mais a sua temperatura cai, o mais massivo um buraco negro torna-se: quanto mais energia um buraco negro absorve, o frio torna-se mais. Um buraco negro com aproximadamente a massa do planeta Mercúrio teria uma temperatura em equilíbrio com a radiação cósmica de fundo microondas (cerca de 2,73 K). Mais do que isso maciças, um buraco negro será mais frio do que a radiação de fundo, e ele vai ganhar energia a partir do fundo mais rápido do que ele dá-se através da energia Hawking radiação, tornando-se ainda mais frio ainda. No entanto, menos de um enorme buraco negro do efeito implica que a massa do buraco negro irá evaporar lentamente com o tempo, com o buraco negro cada vez mais quente e mais quente, uma vez que o faz. Embora estes efeitos são insignificantes para buracos negros maciços suficiente para ter sido extremamente formada, eles rapidamente se tornam significativos para hipotéticas pequenos buracos negros, onde a mecânica quântica efeitos dominar. Com efeito, os pequenos buracos negros são previsíveis, para se submeterem runaway evaporação e eventualmente desaparecer numa explosão de radiação. Se ultra-alta energia colisões de partículas em um acelerador partículas microscópicas podem criar buracos negros, espera-se que todos os tipos de partículas será emitido pelo buraco negro evaporação, fornecendo elementos essenciais para qualquer grande teoria unificada. Acima estão as altas energias partículas produzidas em uma colisão sobre o ouro ion RHIC.Although relatividade geral pode ser usada para executar um semi-clássica cálculo do buraco negro entropia, esta situação é teoricamente unsatisfying. Em mecânica estatística, entropia é entendida como a contagem do número de configurações microscópicas de um sistema que tem o mesmo macroscópica qualidades (como massa, carga, pressão, etc.) Mas sem uma boa teoria quântica da gravidade, não se pode efectuar uma tal computação de buracos negros. Alguns promessa tem sido demonstrado por string teoria, no entanto. Existe uma posits que o microscópico graus de liberdade do buraco negro são D-branes. Contando os estados do D-branes dadas com encargos e energia, a entropia para certos supersymmetric buracos negros foi reproduzido. Alargar a região de validade destes cálculos está em curso uma área de investigação.
Buraco negro unitarity
Uma questão em aberto na física fundamental é a chamada informação perda paradoxo, ou buraco negro unitarity paradoxo. Classicamente, as leis da física são os mesmos correm em frente ou em marcha atrás. Ou seja, se a posição e velocidade de cada partícula no universo foram medidos, poderíamos (ignorar caos) trabalhar para trás para descobrir a história do universo arbitrariamente longe no passado. Em mecânica quântica, o que corresponde a uma propriedade denominada unitarity vital que tem a ver com a conservação da probabilidade. [57] Buracos negros, no entanto, poderiam violar esta regra. A posição clássica sob relatividade geral é subtil mas simples: por causa do clássico não cabelo teorema, podemos determinar o que nunca foi até o buraco negro. No entanto, tal como se verifica a partir do exterior, a informação nunca é realmente destruído, como questão cair nas buraco negro leva um tempo infinito para atingir o evento horizonte. Ideias sobre gravidade quântica, por outro lado, sugerem que só pode haver um limitado finito entropia (isto é, um máximo quantidade finita de informação) associado com o espaço perto do horizonte, mas a mudança na entropia do horizonte mais a entropia de A radiação Hawking é sempre suficiente para ocupar toda a entropia de matéria e energia que se inserem o buraco negro. Muitos físicos estão em causa, no entanto, que este ainda não é suficientemente bem compreendida. Em particular, a um nível quântico, é o estado quântico da radiação Hawking exclusivamente determinada pela história do que caiu no buraco negro, e é a história do que caiu no buraco negro exclusivamente determinado pelo estado do quantum Buraco negro e as radiações? Isto é o determinismo, e unitarity, exigiria. Por um longo tempo Stephen Hawking havia oposição tais ideias, a sua exploração original 1975 posição que o Hawking radiação térmica e, portanto, é inteiramente inteiramente aleatório, que contêm nenhuma das informações contidas no material o buraco tem engolido no passado; esta informação que ele tinha fundamentado Sido perdido. Contudo, em 21 de Julho de 2004, ele apresentou um novo argumento, invertendo a sua posição anterior. [58] Quanto a este novo cálculo, a entropia (e, por conseguinte, informação) associada ao buraco negro escapa no Hawking radiação em si, apesar de lhe dar sentido, Mesmo em princípio, continua a ser difícil, até ao buraco negro terminar a sua evaporação; até então é impossível relacionar num 1:1 maneira a informação contida na radiação Hawking (consubstanciado nas suas correlações detalhada interno) para o estado inicial do sistema. Depois que o buraco negro se evaporar completamente, então essa identificação pode ser feita, e unitarity seja preservada. Até ao momento Hawking completou seu cálculo, que já era muito claro desde o AdS / CFT correspondência que buracos negros decadência de um modo unitário. Isso ocorre porque o fireballs em bitola teorias, que são análogos aos Hawking radiação são incontestavelmente unitário. Hawking do novo cálculo não tenham realmente sido avaliada pelo especialista comunidade científica, pois os métodos que ele utiliza são desconhecidos e de duvidosa consistência; mas Hawking ele achou suficientemente convincente para pagar, em uma aposta que tinha feito em 1997 com Caltech físico John Preskill, A mídia considerável interesse.
Teoria matemática da não-rotativa,
não buracos negros Outras informações: Schwarzschild métrica e apuramento da solução Schwarzschild Na relatividade geral, existem muitas soluções conhecidas do Einstein campo equações que descreve diferentes tipos de buracos negros. A Schwarzschild métrica é uma das primeiras e mais simples soluções. Esta solução descreve a curvatura do spacetime na vizinhança de um estático e não objeto esférico simétrica, em que a métrica é,
Onde é um elemento normal do ângulo sólido. Segundo a relatividade geral, um objeto gravitam entrará em colapso em um buraco negro se o seu raio é menor do que uma característica distância, conhecido como o raio Schwarzschild. (Na verdade, Teorema de Buchdahl na relatividade geral mostra que, no caso de um fluido modelo perfeito de um objeto compacto, o verdadeiro limite inferior é um pouco maior do que o raio Schwarzschild.) Abaixo deste raio, spacetime é tão fortemente curvos que qualquer luz emitida por raios Nesta região, independentemente da direção em que é emitida, vai viajar para o centro do sistema. Porque relatividade proíbe qualquer coisa de viajar mais rápido do que luz, algo abaixo do Schwarzschild raio - incluindo as partículas constituintes do objeto gravitam - entrará em colapso em pleno centro. A singularidade gravitacional, uma região de densidade infinita teoricamente, faz neste momento. Porque nem sequer luz pode escapar de dentro do raio Schwarzschild, um clássico buraco negro seria verdadeiramente aparecer preta. A Schwarzschild raio é dada por
Onde G é a constante gravitacional, m é a massa do objeto, e c é a velocidade da luz. Para um objeto com a massa da Terra, o raio Schwarzschild é uma mera 9 milímetros - sobre o tamanho de uma bola de gude. A densidade média dentro do raio Schwarzschild diminui à medida que a massa do buraco negro aumenta, por isso, enquanto a Terra-massa buraco negro teria uma densidade de 2 × 1030 kg / m³, um supermassive buraco negro de 109 massas solares tem uma densidade de cerca de 20 kg / m³, menos do que água! A densidade média é dada por
Uma vez que a Terra tem um raio médio de 6371 km, o seu volume teria de ser reduzido 4 × 1026 vezes a queda em um buraco negro. Para um objeto com a massa do Sol, o Schwarzschild raio é cerca de 3 km, muito menor do que o da Sun actual raio de cerca de 696000 km. Também é significativamente menor do que o raio para o qual a Sun acabará por encolher após esgotar o seu combustível nuclear, que se vários milhares de quilômetros. Mais estrelas maciças pode colapso em buracos negros no final de suas vidas.
A fórmula também implica que qualquer objeto com uma determinada densidade média é um buraco negro se o seu raio é suficientemente grande. A mesma fórmula se aplica aos brancos buracos tão bem. Por exemplo, se o universo observável tem uma densidade média igual à densidade crítica, então é um buraco branco, uma vez que a sua singularidade está no passado e não no futuro, como deve ser para um buraco negro. Existe também o Black Hole Entropy fórmula:
Onde A é a área do evento horizonte do buraco negro, é Dirac's constante (o "reduzido Planck constante"), k é a constante Boltzmann, G é a constante gravitacional, c é a velocidade da luz e S é a entropia
A convenient comprimento escala para medir buraco negro processos é o "raio gravitacional", que é igual a
Quando expressa em termos de comprimento esta escala, em muitos fenómenos aparecem inteiro raios. Por exemplo, o raio de um buraco negro Schwarzschild gravitacional é de dois raios e o raio de um maximamente rotativa Kerr é um buraco negro gravitacional raio. A localização da luz circularization raio em torno de um buraco negro Schwarzschild (onde luz Maio órbita do buraco em uma órbita circular instável) é 3rG. A localização do marginalmente órbita estável, que se pensa ser perto da borda interna de um disco acreção, está em 6rG para um buraco negro Schwarzschild
