Olá, meu nome é Rafael Camilo, eu sou aluno de mestrado da Universidade Federal do Campo Negrano e vou apresentar para vocês um trabalho intitulado como a termodinâmica do buraco negros no computativo. Esse trabalho está em fase de conclusão juntamente com o professor Jehan e o professor Marcos Anacleto. A Teoria da Relatividade Geral foi publicada por Einstein em 10 de de 1915 e estabelece que o campo gravitacional deve ser equivalente

a um referencial no inicial. Daí ele concluiu que a gravidade ela não é uma força, mas uma modificação na métrica do espaço-tempo causado pela presença de uma massa no determinado ponto do espaço. Esse campo gravitacional é descrito pelo tensor métrico, Gmini, o qual é obtido a partir da resolução de um conjunto de dez equações denominado como equações de campo de Einstein. Então, existem algumas soluções exatas para dessas

equações, dentre elas nós podemos citar a métrica obtida por Schwarzschild em 1916, que descreve a geometria exterior a uma massa extremamente simétrica e estacionária. Nós temos também a métrica obtida por Kerr, em 1963, que descreve o espaço-tempo associado a uma distribuição extremamente simétrica com rotação. Essas soluções

prevêem a existência do chamado buraco negro, que é o que veremos mais a frente. Outra forma de obter essas soluções, essas equações, é através de um algoritmo de Newman-Janes, que é um procedimento composto por cinco passos que nos permite tirar uma métrica com rotação a partir de uma métrica semétrica estática.

Então, o nosso objetivo é obter a métrica de Kerr no computativa através do algoritmo e analisar a termodinâmica do buraco negro prevista para essa solução. A noncomputatividade das coordenadas implica diretamente uma relação de incerteza que tem como consequência a impossibilidade de medir com precisão a posição de uma partícula.

Então, devido ao fator de noncomputatividade, a ideia de ponto não faz mais sentido. Temos que considerar agora uma distribuição. Então, o que é feito é que a delta é substituída por uma distribuição, mas essa distribuição não pode ser escolhida ao acaso, ela tem que ser tal que quando você tomar teta igual a zero ela retorne

à delta de Dirac. Então, nós escolhemos essa distribuição e a partir dela nós encontramos a métrica de Schwarzschild no computativa. Aplicando o algoritmo and change, nós obtivemos a métrica de Kerr no computativa. Então, analisando essa métrica obtida, podemos observar que a formação do horizonte de eventos

é através da componente I1. Então, em geral, o que é feito é apenas substituir a massa pelo MDR, só que não é apenas isso. Nós podemos observar que agora temos um horizonte de eventos que depende de teta.

Então, o horizonte de eventos é definido como sendo uma superfície na qual se uma partícula atravessar ela nunca poderá escavar para o infinito, que é justamente a definição do buraco negro. Então, nós definimos um teta como sendo igual a pi sobre 2, não conseguimos uma expressão para um teta qualquer, então restringimos apenas para teta igual a pi sobre 2, que é no plano

equatorial, o parâmetro de rotação como sendo igual a 1 e o parâmetro de eventos definido por essa expressão do raio. Então, o fato a ser destacado é que para um determinado raio nós obtivemos apenas um horizonte de eventos, que é definido como sendo o raio crítico. E a partir desse raio crítico nós

conseguimos encontrar essa massa crítica, como vocês podem ver no gráfico. Então, observamos que a massa crítica indicada no gráfico, isso quer dizer que com a massa menor do que essa nós não temos mais a formação do buraco negro, ou seja, essa é a massa do buraco negro crítico. Outro fato a ser destacado é que quando nós tomamos teta como sendo igual a zero nessa

equação, nós temos o valor da massa crítica do buraco negro de que é usual, que é como sendo igual a A. Então, na década de 70 surgiu a possibilidade de se estudar a termodinâmica do buraco negro e foi observada uma equivalência entre as leis do buraco negro e da termodinâmica. Porém, um problema foi criado, já que a teoria clássica ela diz que a

associação de temperatura e gravidade de superfície não faz mais sentido. Porém, Hawking resolveu esse problema a partir do observamento do comportamento de partículas nas proximidades do horizonte de eventos e foi definido como sendo a radiação Hawking.

Daí ele definiu a temperatura como sendo igual a essa expressão. Então, determinamos a gravidade de superfície como sendo igual a essa expressão e para um teto muito pequeno nós encontramos essa temperatura. Podemos observar no gráfico que o efeito da não computatividade ele produz uma ligeira modificação em relação aos resultados obtidos no caso

usual. A temperatura vai ir radiar menos e o buraco negro ele vai evaporar até se tornar um buraco negro crítico ao emitir essa radiação. Além disso, observamos que para um buraco negro muito massivo os efeitos da não computatividade se tornam imperceptíveis. Então, no caso da entropia chegamos a este resultado onde essa

beta foi introduzida para garantir o fato do buraco negro crítico. Porém, ao gerar o gráfico, nós observamos um resultado diferente daquele que esperávamos. Então, de fato, embora nós temos aqui o buraco negro crítico, o efeito da não computatividade não se reduz à medida que o arredor do horizonte cresce.

Então, podemos concluir que a não computatividade presente na solução de Kerr garante que o horizonte de eventos devem do ângulo azumutal, que existe um buraco negro crítico e que o horizonte deste é maior do que o caso usual. Concluímos também que nos cálculos da temperatura para o ângulo azumutal específico percebemos que a não computatividade traduz uma ligeira modificação em relação aos resultados obtidos

para o buraco negro de Kerr. Aqui estão algumas das nossas referências utilizadas e o nosso agradecimento a Caps por financiar o estudo.