Випромінювання Гокінга: відмінності між версіями
[перевірена версія] | [перевірена версія] |
Вилучено вміст Додано вміст
Створена сторінка: Файл:BH LMC.png|thumb|upright=1.25|Симуляція вигляду чорної діри (в центрі) на тлі [[Велика Магеллано... |
м уточнення, оформлення |
||
Рядок 1:
[[Файл:BH LMC.png|thumb|upright=1.25|Симуляція вигляду чорної діри (в центрі) на тлі [[Велика Магелланова Хмара|Великої Магеланової Хмари]]. Зауважте ефект [[Гравітаційна лінза|ґравітаційного лінзування]], внаслідок якого виникають два видовжених і сильно викривлених зображення Хмари. Зверху зображення видно диск [[Чумацький
'''Випромінювання Гокінга''' (іноді також '''випромінювання Бекенштайна-Гокінга'''<ref name="about.com">
== Історія виникнення теорії ==
З точки зору [[Загальна теорія відносності|загальної теорії відносності]] горизонт подій — «точка» неповернення, перетнувши яку, жодне фізичне тіло не може повернутись назад, оскільки для цього воно мало б розвинути швидкість, більшу за [[швидкість світла]]<ref name="universetoday.wrong">
| last1 = White
| first1 =Michael
Рядок 15:
| isbn = 978-0-309-08410-9
| ref = harv
}}
|last=Hawking |first=Stephen W.
|title=Stephen Hawking's A brief history of time: a reader's companion
Рядок 23:
|isbn = 978-0-553-07772-8
|ref =harv
}}{{ref-en}}</ref>. У 1974 році Гокінг дав теоретичне обґрунтування випромінюванню часток чорними дірами, яке згодом стали називати його ім'ям<ref name="nature"/>. Вже до кінця 70-х років, після подальших досліджень і публікацій, ця концепція набула широкого сприйняття серед науковців<ref name="WhiteGribbin"/><ref>
|last=Ferguson
|first=Kitty
Рядок 31:
|publisher=Transworld
|isbn=978-1-4481-1047-6
|ref = harv}} pp. 70-74
| last = Larsen
| first = Kristine
Рядок 40:
| isbn = 978-0-313-32392-8
| ref = harv
}} pp. 42–43 {{ref-en}}</ref>.
== Виникнення випромінювання ==
{{Див. також|Поляризація вакууму}}
Принцип невизначеності передбачає, що у вакуумі постійно відбувається процес народження та анігіляції пар елеменетарних частинок і [[античастинка|античастинок]], так званих [[Поляризація вакууму|віртуальних частинок]]. Згідно з [[Закон збереження енергії|принципом збереження енергії]], такі віртуальні частинки можуть існувати тільки дуже короткий час. Якщо припустити, що така пара виникає впритул до [[Горизонт подій|горизонту подій]] (або навіть по його різні боки), одна з частинок пари може бути притягнута [[ґравітація|ґравітацією]] чорної діри до того, як вона встигне [[Анігіляція|анігілювати]] і інша частинка пари залишиться зовні горизонту подій. Таким чином сторонньому спостерігачеві здаватиметься, що ця частинка була «випромінена» чорною дірою<ref name="about.com"/><ref name="superstringtheory"/>. Стівен Гокінг передбачив, що чорні діри мають випромінювати постійний потік таких частинок<ref name="newscientist">
== Температура випромінювання ==
{{Див. також|Ефект Унру|Принцип еквівалентності}}
Поблизу горизонту подій вивільнена частинка знаходитиметься під дією сили тяжіння чорної діри, яка змушуватиме її рухатися з прискоренням. Відтак, згідно з [[Принцип еквівалентності|принципом еквівалентності]] і внаслідок [[Ефект Унру|ефекту Унру]], сторонній спостерігач зможе спостерігати випромінювання Гокінга як теплове випромінювання чорної діри. Таким чином, випромінюванню поблизу горизонту подій можна співставити певну температуру. Якщо для простоти взяти найпростіший випадок чорної діри без заряду і без обертання, т.зв. [[Шварцшильдова чорна діра|Шварцшильдову чорну діру]], то для неї значення температури випромінювання можна виразити формулою<ref name="casa">
:<math>T = {\hbar c^3 \over 8 \pi k G M} \;\quad \left(\approx {1.227 \times 10^{23}\; _\Kappa\ \!_\Gamma\ \over M}\; \text{K} \right),</math>
де <math>\hbar</math> — [[Стала Планка|зведена стала Планка]], <math>c</math> - [[швидкість світла]] у вакуумі, <math>k</math> - стала Больцмана, <math>G</math> - ґравітаційна стала, <math>M</math> - маса чорної діри.
Рядок 62:
== Випаровування чорних дір ==
{{Див. також|Закон Стефана — Больцмана|гравітаційний радіус}}
Згідно з тим же [[Закон збереження енергії|принципом збереженя енергії]], віртуальна пара не може бути роз'єднана, тільки як під впливом зовнішнього поля, за рахунок його енергії. У випадку випромінювання Гокінга, таким полем є [[гравітаційне поле|ґравітаційне поле]] чорної діри, а значить на роз'єднання пари віртуальних частинок чорна діра витрачає власну енергію, а отже і масу (оскільки енергія та маса пов'язані Ейнштейновою формулою [[Питання_еквівалентності_маси_та_енергії|E = mc²]])<ref name="about.com"/><ref name="universetoday">
Потужність такого випромінювання може бути оцінено для Шварцшильдової чорної діри масою <math>M</math>, поєднавши формули [[Закон Стефана — Больцмана|закону Стефана-Больцмана]] випромінювання чорного тіла, [[гравітаційний радіус|ґравітаційного радіусу]] чорної діри, попередню формулу температури випромінювання та формулу площі поверхні [[Сфера|сфери]] (горизонту подій чорної діри). Отримана таким чином формула потужності випромінювання матиме вигляд
Рядок 80:
* Випаровування чорних дір робить більш послідовною [[Термодинаміка чорних дір|термодинаміку чорних дір]], демонструючи, як чорні діри термічно взаємодіють із рештою Всесвіту.
* На відміну від більшості об'єктів, температура чорної діри зростає зі зменшенням маси. Швидкість підвищення температури є експоненційною, і найбільш імовірним фіналом випаровування чорної діри є вибух гамма-променів<ref name="universetoday"/><ref name="nature"/>.
* Найпростіші моделі випаровування чорних дір приводять до парадоксу зникнення інформації в чорній дірі<ref name="msutoday">
== Виноски ==
|