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Você já parou para pensar o quão quente deve ser um buraco negro? Esses fascinantes e misteriosos objetos astronômicos, sem dúvida, são os que mais atraem a atenção da humanidade. Conhecidos por sua capacidade de “engolir” tudo ao seu redor, até mesmo a luz, os buracos negros parecem desafiar as leis da física. Se nada escapa de um buraco negro, então ele não pode emitir calor, já que o calor, assim como a luz, é uma forma de radiação. E com isso, concluímos que o buraco negro é totalmente gelado. Não emite qualquer tipo de calor.
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Bom, se você entendeu este conceito, desculpe, mas vamos precisar que você desentenda. Isso porque em 1974, Stephen Hawking apresentou ao mundo a tese de que os buracos negros podem, sim, emitir calor, e que essa emissão leva à sua lenta “evaporação”, até o seu completo desaparecimento. Pode parecer maluquice, mas essa ideia revolucionária mudou para sempre a nossa compreensão sobre esses objetos fascinantes e sobre o próprio Universo.
A década de 1970 foi uma era de ouro para a física. A Teoria da Relatividade Geral de Einstein e a Mecânica Quântica, os dois pilares da física moderna, passavam por grandes avanços. Enquanto a Relatividade explica os eventos que ocorrem em escalas gigantescas, como planetas, estrelas e galáxias, a Mecânica Quântica procura explicações para os fenômenos ocorridos em escala subatômicas, como as partículas mais minúsculas que compõem tudo o que existe. Por muito tempo, os físicos procuraram, e ainda procuram, uma forma de unir esses dois campos, criando uma teoria unificada de tudo. E foi nesse cenário efervescente que o jovem e brilhante físico, Stephen Hawking, encontrou um ponto em comum entre esses dois ramos aparentemente incompatíveis da Física, que mudou a nossa compreensão sobre os buracos negros.
Assim como grande parte da humanidade, ou pelo menos dos físicos, Hawking era fascinado por buracos negros. Foi ele quem postulou a chamada “segunda lei da dinâmica dos buracos negros”, que diz que esses objetos não podem diminuir de tamanho. Essa lei reflete o princípio termo dinâmico aplicado aos buracos negros. E aqui, é importante dizer que um buraco negro é um objeto astronômico extremamente denso, caracterizado por seu “horizonte de eventos”, que é uma região do espaço-tempo, próxima a este objeto, a partir da qual nenhuma matéria, luz ou qualquer radiação poderia escapar, e por isso, ele nunca poderia perder massa.
Essa é a visão relativística do buraco negro. Mas quando Hawking incorporou a Mecânica Quântica aos seus estudos, chegou a uma conclusão tão elegante quanto surpreendente, revelando que mesmo esses gigantes não estão a salvo da aniquilação.
Leia mais:
- Estrela de Hawking: o que é e qual sua relação com buracos negros?
- O que é a radiação Hawking e o que ela tem a ver com buracos negros?
- Eureka! Décadas depois, teoria de Einstein sobre buracos negros é comprovada
Imagine o espaço vazio ao redor de um buraco negro, próxima ao horizonte de eventos, chamado vácuo quântico. Onde nós, meros mortais, não enxergamos nada, apenas um vazio completo, os físicos quânticos veem um palco esplendoroso, onde o espetáculo do Cosmos se desenrola, protagonizado por minúsculas partículas. Segundo a mecânica quântica, esse vácuo é na verdade, repleto de partículas virtuais, pares de partículas de cargas opostas (uma positiva e outra negativa) que surgem constantemente e se aniquilam em frações de segundo, como bolhas em uma panela de água fervente.
Não importa exatamente como esse fenômeno ocorre, mas ele é real. Já havia sido previsto em modelos matemáticos, já foi detectado e até mesmo reproduzido em laboratório. Então, essa geração e aniquilação de partículas ocorre, ocorre a todo momento e em qualquer parte do Universo, inclusive próximos a um buraco negro.
Só que se isso ocorre nas imediações do horizonte de eventos, o limite a partir do qual nada escapa do buraco negro, esses pares de partículas podem ser separados pela imensa gravidade. A tendência é que o buraco negro, que tem energia positiva, atraia mais a partículas negativas, enquanto a outra, positiva, escapa na forma de radiação, a chamada Radiação Hawking. A partícula negativa que cai através do horizonte de eventos, acaba encontrando com outras partículas de carga positiva no interior do buraco negro, e quando isso ocorre, as duas se aniquilam. Isso leva um pouquinho de nada da energia e, consequentemente, da massa do buraco negro. É como se ele estivesse, aos poucos, como aquele copo de café esquecido na mesa do trabalho antes de você sair de férias.
Acontece que, no buraco negro, esse processo de “evaporação” é extremamente lento, especialmente para buracos negros supermassivos. Hawking calculou que, quanto maior o buraco negro, menor a radiação que ele emite e mais lentamente ele evapora. Mas, ao longo de trilhões de trilhões de trilhões de trilhões de anos, até mesmo os maiores buracos negros podem evaporar completamente, alcançando o fim da sua existência numa espetacular explosão de raios gama, as últimas luzes a serem emitidas no Universo.
Quando Hawking propôs a evaporação dos buracos negros, a ideia foi recebida com ceticismo pela comunidade científica. Afinal, a teoria parecia desafiar os próprios fundamentos da física conhecida na época. Mas, ao longo dos anos, simulações em laboratório e modelos teóricos cada vez mais sofisticados têm reforçado sua ideia, tornando a Radiação Hawking um dos conceitos mais sólidos da física moderna, mesmo sem observação direta.
O legado de Stephen Hawking vai além das equações e teorias; ele transformou nossa compreensão do cosmos, revelando que o infinito e o efêmero estão profundamente entrelaçados. Sua visão nos convida a contemplar a vastidão do Universo e, ao mesmo tempo, a valorizar os momentos fugazes que definem a nossa existência.
A Radiação Hawking, nascida da união entre as forças colossais da gravidade e a dança efêmera das partículas quânticas, nos ensina que nem mesmo os mais poderosos objetos do cosmos são eternos. Um dia, até o maior e mais massivo dos buracos negros será vencido por partículas minúsculas e fugazes. Partículas criadas para existir apenas por uma fração de segundo, mas que no fim selam o destino desses gigantes e, com eles, de todo o Universo.
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