Випромінювання Гокінга Зміст Історія виникнення теорії |...
Випромінювання ГокінгаТермодинаміка чорних дірАнзац Гіббонса-Гокінга[en]Ефект Гіббонса-Гокінга[en]Простір Гіббонса-Гокінга[en]Граничні умови Гіббонса-Гокінга-Йорка[en]Стан Хартлі-Гокінга[en]Джордж і таємний ключ до ВсесвітуДжордж і скарби Всесвіту[en]Джордж і Великий вибух[en]Джордж і незламний код[en]Джейн ГокінгЛюсі Гокінґ
Чорні діриКвантова теорія поляАстрофізика
чорних дірелементарних частинокфлуктуаційвакуумігоризонту подійзагальної теорії відносностішвидкість світлагоризонт подійтеплового випромінюваннячорна діраабсолютного нулятермодинамікитемпературуентропіютермодинаміці чорних дірЯків ЗельдовичОлексій СтаробінськийСтівену Гокінгуантичастиноквіртуальних частинокпринципом невизначеностігоризонту подійгравітацієюанігілюватипринципом еквівалентностіефекту УнруШварцшильдову чорну дірунуляЗемнійСонячнійпринципом збереження енергіїгравітаційне полеE = mc²закону Стефана-Больцманагравітаційного радіусусферимасі Сонцяреліктове випромінюваннякосмічним мікрохвильовим фоновим випромінюванням
Симуляція вигляду чорної діри (в центрі) на тлі Великої Магеланової Хмари. Зауважте ефект гравітаційного лінзування, внаслідок якого виникають два видовжених і сильно викривлених зображення Хмари. Зверху зображення видно диск Чумацького шляху, який видається вигнутим в дугу.
Випромінювання Гокінга (іноді також випромінювання Бекенштайна-Гокінга[1]) — гіпотетичне випромінювання чорних дір, яке виявляється як потік елементарних частинок (в основному фотонів і нейтрино[2][3]) і є наслідком квантових флуктуацій у вакуумі поблизу горизонту подій[3][4].
Зміст
1 Історія виникнення теорії
2 Виникнення випромінювання
3 Температура випромінювання
4 Випаровування чорних дір
4.1 Наслідки випаровування чорних дір
5 Виноски
Історія виникнення теорії |
З погляду загальної теорії відносності горизонт подій — «точка» неповернення, перетнувши яку, жодне фізичне тіло не може повернутися назад, оскільки для цього воно мало б розвинути швидкість, більшу за швидкість світла[5]. Це мало б означати, що горизонт подій не випромінює також жодного теплового випромінювання, а відтак, що чорна діра має температуру абсолютного нуля, що суперечить законам термодинаміки. 1972 року ізраїльський фізик Джейкоб Бекенштайн[6] висловив припущення про те, що чорні діри повинні мати ненульову температуру та ентропію й своїми дослідженнями дав початок термодинаміці чорних дір[1]. 1973 року в Москві радянські вчені Яків Зельдович та Олексій Старобінський продемонстрували британському фізику Стівену Гокінгу, який тоді перебував з візитом у Москві, що згідно з принципом невизначеності чорні діри, що обертаються, мають породжувати та випромінювати частинки[7][8]. 1974 року Гокінг дав теоретичне обґрунтування випромінюванню часток чорними дірами, яке згодом стали називати його ім'ям[3]. Вже до кінця 70-х років, після подальших досліджень і публікацій, ця концепція набула широкого сприйняття серед науковців[7][9][10].
Виникнення випромінювання |
Принцип невизначеності передбачає, що у вакуумі постійно відбувається процес народження та анігіляції пар елементарних частинок та античастинок, так званих віртуальних частинок. Згідно з принципом невизначеності, такі віртуальні частинки можуть існувати тільки дуже короткий час. Якщо припустити, що така пара виникає впритул до горизонту подій (чи навіть по його різні боки), одна з частинок пари буде притягнута гравітацією чорної діри до того, як вона встигне анігілювати й інша частинка пари може залишитися зовні горизонту подій. Таким чином сторонньому спостерігачеві здаватиметься, що ця частинка була «випромінена» чорною дірою[1][4]. Стівен Гокінг передбачив, що чорні діри мають випромінювати постійний потік таких частинок[11].
Температура випромінювання |
Поблизу горизонту подій вивільнена частинка перебуватиме під дією сили тяжіння чорної діри, яка змушуватиме її рухатися з прискоренням. Відтак, згідно з принципом еквівалентності й унаслідок ефекту Унру, сторонній спостерігач зможе спостерігати випромінювання Гокінга як теплове випромінювання чорної діри. Таким чином, випромінюванню поблизу горизонту подій можна зіставити певну температуру. Якщо для простоти взяти найпростіший випадок чорної діри без заряду і без обертання, так звану Шварцшильдову чорну діру, то для неї значення температури випромінювання можна подати формулою[12]
- T=ℏc38πkGM(≈1.227×1023K Γ MK),{displaystyle T={hbar c^{3} over 8pi kGM};quad left(approx {1.227times 10^{23};_{mathrm {K} } !_{Gamma } over M};{text{K}}right),}
де
ℏ{displaystyle hbar } — зведена стала Планка,
c{displaystyle c} - швидкість світла у вакуумі,
k{displaystyle k} - стала Больцмана,
G{displaystyle G} - гравітаційна стала,
M{displaystyle M} - маса чорної діри.
Температура чорних дір обернено пропорційна до їхньої маси й зменшується зі збільшенням їхніх розмірів, однак вона відмінна від нуля, а, отже, завдяки випромінюванню Гокінга закони термодинаміки на горизонті подій не порушуються.
Температура чорної діри з масою, рівною Земній, становитиме
TM⊕≈2.05⋅10−2K{displaystyle T_{M_{oplus }}approx 2.05cdot 10^{-2};{text{K}}}.
Температура чорної діри з масою, рівною Сонячній, становитиме
TM⊙≈6.2⋅10−8K{displaystyle T_{M_{odot }}approx 6.2cdot 10^{-8};{text{K}}}.
Випаровування чорних дір |
Згідно з принципом збереження енергії, віртуальна пара не може роз'єднатися сама собою. Це може відбуватися лише під дією зовнішнього поля, за рахунок його енергії. У випадку випромінювання Гокінга, таким полем є гравітаційне поле чорної діри, а, значить, на роз'єднання пари віртуальних частинок чорна діра витрачатиме власну енергію, а, отже, й масу (оскільки енергія та маса пов'язані Ейнштейновою формулою E = mc²)[1][13].
Потужність такого випромінювання може бути оцінено для Шварцшильдової чорної діри масою M{displaystyle M}, поєднавши формули закону Стефана-Больцмана випромінювання чорного тіла, гравітаційного радіусу чорної діри, попередню формулу температури випромінювання та формулу площі поверхні сфери (горизонту подій чорної діри). Отримана таким чином формула потужності випромінювання матиме вигляд
- P=ℏc615360πG2M2,{displaystyle P={hbar c^{6} over 15360pi G^{2}M^{2}},}
де:
ℏ{displaystyle hbar } — зведена стала Планка,
c{displaystyle c} - швидкість світла,
G{displaystyle G} - гравітаційна стала,
M{displaystyle M} - маса чорної діри.
Потужність випромінювання чорної діри з масою, рівною масі Сонця, становить
PM⊙≈9.004⋅10−29W{displaystyle P_{M_{odot }}approx 9.004cdot 10^{-29};{text{W}}}.
Виходячи з цього, можна обчислити, як довго випаровуватиметься чорна діра у порожньому Всесвіті (тобто, коли вона не поглинає речовину чи реліктове випромінювання). Час випаровування чорної діри масою M{displaystyle M} подається формулою
t=5120πG2M3ℏc4{displaystyle t={5120pi G^{2}M^{3} over hbar c^{4}}}.
Так, чорна діра з масою, рівною масі Сонця, випаровуватиметься tM⊙≈6.617⋅1074c{displaystyle t_{M_{odot }}approx 6.617cdot 10^{74}c}, або близько 2.098⋅1067{displaystyle 2.098cdot 10^{67}} років, що набагато більше, ніж нинішній вік Всесвіту 13.798±0.037⋅109{displaystyle 13.798pm 0.037cdot 10^{9}} років. Проте для менших чорних дір, масою, наприклад, 1011 кг, час випаровування буде меншим за час існуваня Всесвіту[1][12][13].
Однак, оскільки Всесвіт заповнений космічним мікрохвильовим фоновим випромінюванням, для того щоб чорна діра зменшувалася, тобто випромінювала більше енергії, ніж поглинала, її температура має бути більшою, ніж температура навколишнього середовища (Всесвіту), яка в наш час становить 2,7 K. Це означає, що маса такої чорної діри має бути меншою 0,8% маси Землі.
Наслідки випаровування чорних дір |
- Випаровування чорних дір робить більш послідовною термодинаміку чорних дір, демонструючи, як чорні діри термодинамічно взаємодіють із рештою Всесвіту.
- На відміну від більшості об'єктів температура чорної діри зростає зі зменшенням маси. Швидкість зростання температури є експоненційною, і найбільш імовірним фіналом випаровування чорної діри є вибух гамма-променів[3][13].
- Найпростіші моделі випаровування чорних дір призводять до парадоксу зникнення інформації в чорній дірі[14]. Він полягає в тому, що інформація про все, що потрапило до чорної діри, безповоротно втрачається, коли вона випаровується, оскільки в цих моделях випромінювання Гокінга є випадковим (не має жодного стосунку до початкової інформації). Запропоновано низку підходів для розв'язання цієї проблеми[5][14].
Виноски |
↑ абвгд Jones, Andrew Zimmerman. What is Hawking Radiation?. Процитовано 24 квітня 2014. (англ.)
↑ John Baez. Hawking Radiation. Процитовано 24 квітня 2014. (англ.)
↑ абвг S. W. Hawking. Black hole explosions?. Процитовано 24 квітня 2014. (англ.)
↑ аб Hawking radiation questions. Процитовано 24 квітня 2014. (англ.)
↑ аб Brian Koberlein. Why Hawking is Wrong About Black Holes. Процитовано 24 квітня 2014. (англ.)
↑ Hana Levi Julian. '40 Years of Black Hole Thermodynamics' in Jerusalem. Процитовано 24 квітня 2014. (англ.)
↑ аб White, Michael; Gribbin, John (2002). Stephen Hawking: A Life in Science (вид. 2nd). National Academies Press. ISBN 978-0-309-08410-9. (англ.)
↑ Hawking, Stephen W. (1992). Stephen Hawking's A brief history of time: a reader's companion. Bantam Books. ISBN 978-0-553-07772-8. (англ.)
↑ Ferguson, Kitty (2011). Stephen Hawking: His Life and Work. Transworld. ISBN 978-1-4481-1047-6. pp. 70-74 (англ.)
↑ Larsen, Kristine (2005). Stephen Hawking: a biography. Greenwood Publishing Group. ISBN 978-0-313-32392-8. pp. 42–43 (англ.)
↑ David Shiga. Hawking radiation glimpsed in artificial black hole. Процитовано 24 квітня 2014. (англ.)
↑ аб Andrew Hamilton. Hawking Radiation. Процитовано 24 квітня 2014. (англ.)
↑ абв Jean Tate. Hawking Radiation. Процитовано 24 квітня 2014. (англ.)
↑ аб Plugging the hole in Hawking’s black hole theory. Процитовано 24 квітня 2014. (англ.)
| ||||||||||||||||||||||
