Termodinâmica do buraco negro: diferenças entre revisões
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Se buracos negros não possuíssem entropia, seria possível violar a [[segunda lei da termodinâmica]] jogando massa dentro de um buraco negro. A única maneira de satisfazer a segunda lei é admitir que os buracos negros possuem entropia, cujo aumento mais do que compensa a diminuição da entropia carregada pelo objeto que foi engolido.
A partir dos teoremas provados por [[Stephen Hawking]], [[Jacob David Bekenstein|Jacob Bekenstein]] conjecturou que a entropia de buraco negro era proporcional à área de seu [[horizonte de eventos]] dividida pela [[Unidades de Planck|área de Planck]]. Depois, Stephen Hawking mostrou que os buracos negros emitem [[radiação Hawking]] térmica correspondente a uma certa temperatura (
:<math>S_{BH} = \frac{kA}{4l_{\mathrm{P}}^2}</math>
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Buracos Negros, apesar do nome considerado impróprio, não são buracos, mas corpos com gravidade tão forte que nem a luz pode escapar. Se nada pode ultrapassar a velocidade da luz, de acordo com a [[Teoria da Relatividade Restrita]] do físico alemão [[Albert Einstein]], nada pode escapar da gravidade de um Buraco Negro. A região na qual nada que entra pode sair de um Buraco Negro é o '''Horizonte de Eventos'''.
Em 1972, um físico chamado [[Jacob Bekenstein]] propôs a
Todavia, verificou-se que haveria uma possibilidade de o Horizonte de Eventos ser uma medida da Entropia de um Buraco Negro, sem mesmo precisar-se emitir diretamente uma determinada radiação. Como não existe um vácuo absoluto, de acordo com os limites impostos pelo [[
A radiação de um Buraco Negro é chamada de [[
== As leis da mecânica de buraco negro ==
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== Estabelecimento das leis ==
'''Lei Zero''' ('''termodinâmica''')- 2 corpos em contato tendem a equilibrar suas temperaturas;▼
=== Lei zero ===
'''''BNs'''''=> a gravidade na superfície de um horizonte de eventos é constante, onde '''k''' é a '''constante de gravidade superficial'''.▼
▲
▲
'''1ª Lei''' ('''termodinâmica''')- conservação da energia: '''''dE= (T.dS)+dW''' '' onde a quantidade de calor é '''Q= T.dS''' para T-temperatura, e S-entropia do sistema;▼
=== 1ª Lei ===
▲
<math>BNs \Rightarrow</math> <math>dm= \frac{k}{8\pi}dA + dW</math> (as variações de momento angular e carga do BN), em que a energia e massa são correlacionadas por <math>E=mc^{2}</math>, a entropia S é proporcional à área <math>A=4\pi r^{2}</math> do BN, e o raio de Schwarzschild é proporcional a <math>\frac{2Gm}{c^2}</math> ou <math>2m</math> (em coordenadas geométricas).
'''2ªLei''' ('''termodinâmica''')- a entropia de um sistema nunca decresce (dS>ou=0);▼
=== 2ª Lei ===
'''BNs'''=> considerando a área do horizonte de eventos uma medidada da entropia do BN ... '''''dA>ou=0'''.''▼
▲
Entretanto, pela [[Radiação de hawking]] o BN perde massa, e assim a área de seu horizonte de eventos diminui. Como a entropia do BN está relacionada com a sua área por '''S=1/4.A''', nesse caso, a sua entropia diminuiria com o tempo. Para solucionar este problema, '''''Bekenstein''''' sugeriu uma nova 2ªlei generalizada, ou seja: '''dS=(dSbn+Sext)>ou=0'''▼
▲
▲Entretanto, pela [[
Assim, o buraco negro passa a ser considerado não como um sistema isolado, mas como um sistema interagindo com o seu entorno.
=== 3ª Lei ===
==Ligações externas==▼
*[http://nrumiano.free.fr/Estars/bh_thermo.html Black Hole Thermodynamics] {{en}}▼
*[http://xstructure.inr.ac.ru/x-bin/theme2.py?arxiv=hep-th&level=1&index1=3281361 Black hole entropy on arxiv.org] {{en}}▼
*[http://www.sbfisica.org.br/rbef/pdf/070703.pdf A entropia de Hawking para buracos negros- Revista Brasileira de Ensino de Física]▼
==Ver também==
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*[[Karl Schwarzschild]]
▲==Ligações externas==
▲*[http://nrumiano.free.fr/Estars/bh_thermo.html Black Hole Thermodynamics] {{en}}
▲*[http://xstructure.inr.ac.ru/x-bin/theme2.py?arxiv=hep-th&level=1&index1=3281361 Black hole entropy on arxiv.org] {{en}}
▲*[http://www.sbfisica.org.br/rbef/pdf/070703.pdf A entropia de Hawking para buracos negros- Revista Brasileira de Ensino de Física]
{{Buraco negro}}
{{Stephen Hawking}}
[[Categoria:Buracos negros]]
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