Излучение Хокинга

Считается, что тепловое излучение излучается черными дырами из-за квантовых эффектов.

Излучение Хокинга — это теоретическое тепловое излучение черного тела, испускаемое за пределами горизонта событий черной дыры . Это противоречит здравому смыслу, поскольку, оказавшись внутри горизонта событий, обычное электромагнитное излучение не может покинуть его. Оно названо в честь физика Стивена Хокинга , который разработал теоретическое обоснование его существования в 1974 году. ^[1] Излучение Хокинга, по прогнозам, будет чрезвычайно слабым и на много порядков ниже обнаруживающей способности лучших современных телескопов.

Излучение Хокинга уменьшает массу и энергию вращения черных дыр и, следовательно, теоретически вызывает испарение черных дыр. Из-за этого ожидается, что черные дыры, которые не набирают массу другими способами, будут сжиматься и в конечном итоге исчезнут.

Для всех, кроме самых маленьких черных дыр, это происходит крайне медленно. Температура излучения обратно пропорциональна массе черной дыры, поэтому прогнозируется, что микрочерные дыры будут более крупными излучателями, чем более крупные черные дыры, и должны рассеиваться быстрее в зависимости от их массы. Таким образом, если существуют маленькие черные дыры, допускаемые гипотезой о первичных черных дырах , они должны умереть тем быстрее, чем меньше они уменьшаются, что приведет к окончательному катаклизму только радиации высокой энергии. ^[2] Такие радиационные всплески пока не обнаружены.

Обзор

Впервые предсказанные общей теорией относительности Эйнштейна в 1915 году , доказательства существования астрофизических объектов, называемых черными дырами, ^начали накапливаться полвека спустя, ^и эти объекты представляют текущий интерес, прежде всего, из-за их компактных размеров и огромного ^{гравитационного} притяжения .

Черная дыра может образоваться, когда достаточное количество материи или энергии сжимается в объем, достаточно малый, чтобы скорость убегания превышала скорость света. Ничто не может двигаться так быстро, поэтому ничто на определенном расстоянии, пропорциональном массе черной дыры, не может выйти за пределы этого расстояния. Область, за пределы которой не может выйти даже свет, — это горизонт событий ; наблюдатель вне его не может наблюдать, осознавать или подвергаться влиянию событий в пределах горизонта событий. ^{: 25–36}

Изображение космоса , падающего в черную дыру Шварцшильда на ньютоновской скорости убегания . За пределами/внутри горизонта (красный) скорость падения меньше/больше скорости света. На горизонте событий скорость падения равна скорости света. ^[3] Фото : Эндрю Гамильтон, JILA.

В качестве альтернативы, используя набор падающих координат в общей теории относительности, можно представить горизонт событий как область, за пределами которой пространство падает быстрее скорости света. (Хотя ничто не может перемещаться в пространстве быстрее света, само пространство может падать с любой скоростью.) ^[3] Как только материя оказывается внутри горизонта событий, вся материя внутри неизбежно попадает в гравитационную сингулярность , место бесконечной кривизны и нуля. размер, оставляющий после себя искривленное пространство-время, лишенное какой-либо материи; ^{[ нужна проверка ]} классическая черная дыра представляет собой чистое пустое пространство-время , а простейшая (невращающаяся и незаряженная) характеризуется только своей массой и горизонтом событий. ^{[4] : 37–43.}

Наше нынешнее понимание квантовой физики можно использовать для исследования того, что может произойти в области вокруг горизонта событий. ^{[ нужна цитата ]} В 1974 году британский физик Стивен Хокинг использовал квантовую теорию поля в искривленном пространстве-времени , чтобы показать, что теоретически вместо того, чтобы обычно нейтрализовать друг друга, поля антиматерии и материи были разрушены черной дырой, в результате чего частицы антиматерии и материи «всплеск» существования в результате несбалансированных полей материи и получение энергии от самого разрушителя: черных дыр (чтобы убежать), эффективно истощая энергию из черной дыры. Кроме того, не все частицы оказались близко к горизонту событий, а те, что были, не смогли ускользнуть. По сути, эта энергия действовала так, как будто сама черная дыра медленно испарялась (хотя на самом деле она исходила извне). ^{[5] [ нужно обновить ]}

Однако, согласно предполагаемой двойственности калибровочно-гравитационной теории (также известной как соответствие AdS/CFT ), черные дыры в определенных случаях (а возможно, и в целом) эквивалентны решениям квантовой теории поля при ненулевой температуре . Это означает, что в черных дырах не ожидается никакой потери информации (поскольку теория не допускает такой потери) и излучение, испускаемое черной дырой, вероятно, является обычным тепловым излучением. ^{[ нужна цитата ]} Если это верно, то первоначальный расчет Хокинга следует исправить, хотя неизвестно, как (см. ниже).

Черная дыра массой в одну солнечную ( M ☉ ) имеет температуру всего 60 нанокельвинов (60 миллиардных долей кельвина ) ; на самом деле, такая черная дыра поглощала бы гораздо больше космического микроволнового фонового излучения , чем излучала. ^{[ нужна цитата ]} Черная дыра4,5 × 10 ²²  кг (около массы Луны , или около133  мкм в поперечнике) находился бы в равновесии при 2,7 К, поглощая столько же излучения, сколько излучает. ^{[ нужна цитата ]}

Формулировка

В 1972 году Джейкоб Бекенштейн разработал теорию и сообщил, что черные дыры должны обладать энтропией. ^{[6] [7]} Теория и доклад Бекенштейна привлекли внимание Стивена Хокинга , ^{[ нужны разъяснения ] и} заставили его задуматься об радиации из-за этого формализма. ^{[ нужна цитата ]} Последующая теория и доклад Хокинга последовали за визитом в Москву в 1973 году, где советские учёные Яков Зельдович и Алексей Старобинский убедили его, что вращающиеся чёрные дыры должны создавать и испускать частицы. Тем не менее, российский физик Владимир Грибов считал, что даже невращающаяся черная дыра должна излучать излучение. Хокинг счел бы аспекты обоих этих аргументов верными, если бы сам провёл расчеты. ^[8]

По словам физика Дмитрия Дьяконова, на семинаре Зельдовича в Москве в 1972–1973 годах между Зельдовичем и Владимиром Грибовым произошел спор . Зельдович считал, что только вращающаяся черная дыра может излучать излучение, а Грибов считал, что даже невращающаяся черная дыра излучает излучение в силу законов квантовой механики. ^{[9] [10]} Эту версию подтверждает некролог Грибова в УФН Виталия Гинзбурга и других. ^{[11] [12]}

Процесс эмиссии

Излучение Хокинга зависит от эффекта Унру и принципа эквивалентности , применяемого к горизонтам черных дыр. Вблизи горизонта событий черной дыры локальный наблюдатель должен ускоряться, чтобы не упасть. Ускоряющийся наблюдатель видит тепловую ванну из частиц, которые выскакивают из местного горизонта ускорения, разворачиваются и свободно падают обратно. условие локального теплового равновесия подразумевает, что последовательное расширение этой локальной тепловой ванны имеет конечную температуру на бесконечности, а это означает, что некоторые из этих частиц, испускаемых горизонтом, не реабсорбируются и становятся уходящим излучением Хокинга. ^{[13] [14]}

Черная дыра Шварцшильда имеет метрику

${\displaystyle (\mathrm {d} s)^{2}=-\left(1-{\frac {2M}{r}}\right)\,(\mathrm {d} t)^{2}+{\frac {1}{\left(1-{\frac {2M}{r}}\right)}}\,(\mathrm {d} r)^{2}+r^{2}\,(\mathrm {d} \Omega )^{2}.}$

Черная дыра — это фоновое пространство-время для квантовой теории поля.

Теория поля определяется локальным интегралом по траекториям, поэтому, если определены граничные условия на горизонте, будет указано состояние поля снаружи. Чтобы найти подходящие граничные условия, рассмотрим стационарного наблюдателя недалеко от горизонта в позиции

${\displaystyle r=2M+{\frac {\rho ^{2}}{8M}}.}$

Локальная метрика низшего порядка равна

${\displaystyle (\mathrm {d} s)^{2}=-\left({\frac {\rho }{4M}}\right)^{2}\,(\mathrm {d} t)^{2}+(\mathrm {d} \rho )^{2}+(\mathrm {d} X_{\perp })^{2}=-\rho ^{2}\,(\mathrm {d} \tau )^{2}+(\mathrm {d} \rho )^{2}+(\mathrm {d} X_{\perp })^{2},}$

что является Риндлером с точки зрения τ =т/4 М. Метрика описывает кадр, который ускоряется, чтобы не упасть в черную дыру. Местное ускорение α =1/ρ, расходится при ρ → 0 .

Горизонт не является особой границей, и объекты могут падать внутрь. Поэтому локальный наблюдатель должен чувствовать ускорение в обычном пространстве Минковского по принципу эквивалентности. Близгоризонтный наблюдатель должен видеть поле, возбужденное при локальной температуре.

${\displaystyle T={\frac {\alpha }{2\pi }}={\frac {1}{2\pi \rho }}={\frac {1}{4\pi {\sqrt {2Mr\left(1-{\frac {2M}{r}}\right)}}}},}$

это эффект Унру .

Гравитационное красное смещение определяется квадратным корнем временной составляющей метрики. Таким образом, чтобы состояние теории поля последовательно расширялось, повсюду должен существовать тепловой фон с локальным красным смещением температуры, согласованным с температурой вблизи горизонта:

${\displaystyle T(r')={\frac {1}{4\pi {\sqrt {2Mr\left(1-{\frac {2M}{r}}\right)}}}}{\sqrt {\frac {1-{\frac {2M}{r}}}{1-{\frac {2M}{r'}}}}}={\frac {1}{4\pi {\sqrt {2Mr\left(1-{\frac {2M}{r'}}\right)}}}}.}$

Обратная температура, смещенная в красную сторону к r' на бесконечности, равна

${\displaystyle T(\infty )={\frac {1}{4\pi {\sqrt {2Mr}}}},}$

а r — положение около горизонта, около 2 M , так что это действительно

${\displaystyle T(\infty )={\frac {1}{8\pi M}}.}$

Таким образом, теория поля, определенная на фоне черной дыры, находится в тепловом состоянии, температура которого на бесконечности равна

${\displaystyle T_{\text{H}}={\frac {1}{8\pi M}}.}$

По температуре черной дыры несложно вычислить энтропию черной дыры S. Изменение энтропии при добавлении количества тепла dQ равно

${\displaystyle \mathrm {d} S={\frac {\mathrm {d} Q}{T}}=8\pi M\,\mathrm {d} Q.}$

Поступившая тепловая энергия служит увеличению общей массы, поэтому

${\displaystyle \mathrm {d} S=8\pi M\,\mathrm {d} M=\mathrm {d} (4\pi M^{2}).}$

Радиус черной дыры в два раза превышает ее массу в планковских единицах , поэтому энтропия черной дыры пропорциональна площади ее поверхности:

${\displaystyle S=\pi R^{2}={\frac {A}{4}}.}$

Если предположить, что маленькая черная дыра имеет нулевую энтропию, константа интегрирования равна нулю. Формирование черной дыры — наиболее эффективный способ сжатия массы в определенной области, и эта энтропия также является границей информационного содержания любой сферы в пространстве-времени. Форма результата убедительно свидетельствует о том, что физическое описание теории гравитации может быть каким-то образом закодировано на ограничивающей поверхности.

Испарение черной дыры

Когда частицы улетают, черная дыра теряет небольшое количество своей энергии и, следовательно, часть своей массы (масса и энергия связаны уравнением Эйнштейна E = mc ² ). Следовательно, испаряющаяся черная дыра будет иметь конечный срок жизни. С помощью размерного анализа можно показать, что продолжительность жизни черной дыры равна кубу ее начальной массы, ^{[15] [16] : 176–177} , а Хокинг подсчитал, что любая черная дыра, образовавшаяся в ранней Вселенной, имела массу менее примерно 10 ¹²  кг полностью испарились бы к настоящему времени. ^[17]

В 1976 году Дон Пейдж уточнил эту оценку, рассчитав производимую мощность и время испарения невращающейся, незаряженной черной дыры Шварцшильда с массой M. ^[15] Время, в течение которого горизонт событий или энтропия черной дыры уменьшается вдвое, известно как время Пейджа. ^[18] Расчеты осложняются тем фактом, что черная дыра, имея конечный размер, не является идеальным черным телом; сечение поглощения убывает сложным, спин -зависимым образом с уменьшением частоты, особенно когда длина волны становится сравнимой с размером горизонта событий. Пейдж пришел к выводу, что первичные черные дыры могли бы выжить до наших дней только в том случае, если бы их первоначальная масса составляла примерно4 × 10 ¹¹  кг или больше. В 1976 году Пейдж, используя тогдашнее понимание нейтрино, ошибочно исходил из предположения, что нейтрино не имеют массы и что существуют только два аромата нейтрино, и поэтому его результаты о времени жизни черных дыр не соответствуют современным результатам, учитывающим 3 ароматы нейтрино с ненулевыми массами . Расчеты 2008 года с использованием содержания частиц Стандартной модели и числа WMAP для возраста Вселенной дали границу массы(5,00 ± 0,04) × 10 ¹¹  кг . ^[19]

Некоторые расчеты, проведенные до 1998 года с использованием устаревших предположений о нейтрино, были следующими: Если черные дыры испаряются под действием излучения Хокинга, черная дыра солнечной массы испаряется в течение 10 ⁶⁴ лет, что значительно дольше, чем возраст Вселенной. ^[20] Сверхмассивная черная дыра массой 10 ¹¹ (100 миллиардов) M _☉ испарится примерно через2 × 10 ¹⁰⁰  лет . ^[21] По прогнозам, некоторые чудовищные черные дыры во Вселенной будут продолжать расти, возможно, до 10 ¹⁴ M _☉ во время коллапса сверхскоплений галактик. Даже они испарились бы за период до 2 × 10 ¹⁰⁶ лет. ^[20] Наука после 1998 года слегка модифицировала эти результаты; например, современная оценка времени жизни черной дыры солнечной массы составляет 10 ⁶⁷ лет. ^[22]

Мощность , излучаемую черной дырой в виде излучения Хокинга , можно оценить для простейшего случая невращающейся незаряженной черной дыры Шварцшильда массы M. Объединив формулы для радиуса Шварцшильда черной дыры, закон Стефана-Больцмана для излучения черного тела, приведенную выше формулу для температуры излучения и формулу для площади поверхности сферы ( горизонта событий черной дыры), несколько уравнения можно вывести.

Температура излучения Хокинга равна: ^{[2] [23] [24]}

${\displaystyle T_{\mathrm {H} }={\frac {\hbar c^{3}}{8\pi GMk_{\mathrm {B} }}}}$

Светимость Бекенштейна-Хокинга черной дыры в предположении чистого излучения фотонов (т.е. что никакие другие частицы не испускаются) и в предположении, что горизонт является излучающей поверхностью, равна: ^{[24] [23]}

${\displaystyle P={\frac {\hbar c^{6}}{15360\pi G^{2}M^{2}}}}$

где P — светимость, т. е. излучаемая мощность, ħ — приведенная постоянная Планка , c — скорость света , G — гравитационная постоянная и M — масса черной дыры. Стоит отметить, что приведенная выше формула еще не была выведена в рамках квазиклассической гравитации .

Время, необходимое черной дыре для рассеяния, составляет: ^{[24] [23]}

${\displaystyle t_{\mathrm {ev} }={\frac {5120\pi G^{2}M^{3}}{\hbar c^{4}}}={\frac {480c^{2}V}{\hbar G}}\approx 3.396\times 10^{-16}\,\mathrm {s} \ \left({M \over \mathrm {kg} }\right)^{3}\approx 2.140\times 10^{67}\,{\text{years}}\ \left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)^{3},}$

где M и V — масса и (шварцшильдовский) объем черной дыры. Черная дыра массой в одну солнечную ( M _☉ =2,0 × 10 ³⁰  кг ) занимает более10 ⁶⁷  лет для испарения — гораздо дольше, чем нынешний возраст Вселенной1,4 × 10 ¹⁰  лет . ^[25] Но для черной дыры10 ¹¹  кг , время выпаривания2,6 × 10 ⁹  лет . Вот почему некоторые астрономы ищут признаки взрыва первичных черных дыр .

Однако, поскольку Вселенная содержит космическое микроволновое фоновое излучение , для того, чтобы черная дыра рассеялась, черная дыра должна иметь температуру, превышающую температуру современного излучения черного тела Вселенной, составляющую 2,7 К. Исследование предполагает, что M должна составлять менее 0,8% массы Земли [ ^26] – примерно массы Луны.

Стоит также отметить, что эффекты квантовой гравитации, как ожидается, изменят приведенную выше формулу для времени жизни черной дыры. ^[27]

Испарение черной дыры имеет несколько существенных последствий:

• Испарение черных дыр дает более последовательное представление о термодинамике черных дыр , показывая, как черные дыры термически взаимодействуют с остальной частью Вселенной.
• В отличие от большинства объектов, температура черной дыры увеличивается по мере того, как она излучает массу. Скорость повышения температуры экспоненциальна, и наиболее вероятной конечной точкой является растворение черной дыры в результате сильной вспышки гамма-лучей . Полное описание этого растворения требует модели квантовой гравитации , однако, поскольку это происходит, когда масса черной дыры приближается к 1 планковской массе , ее радиус также приближается к двум планковским длинам .
• Простейшие модели испарения черной дыры приводят к информационному парадоксу черной дыры . Информационное содержание черной дыры, по-видимому, теряется при ее рассеивании, поскольку согласно этим моделям излучение Хокинга является случайным (оно не имеет никакого отношения к исходной информации). Был предложен ряд решений этой проблемы, в том числе предположения о том, что излучение Хокинга содержит недостающую информацию, что испарение Хокинга оставляет некоторую форму остаточных частиц, содержащих недостающую информацию, и что при этих условиях информация может быть потеряна. .

Проблемы и расширения

Квантовые гравитационные поправки

Формула Хокинга для температуры черной дыры на самом деле неполна, поскольку не учитывает эффекты квантовой гравитации. Фактически, можно рассматривать общую теорию относительности как эффективную теорию поля, т.е. можно рассматривать действие Эйнштейна-Гильберта как первый член разложения по кривизне: ^{[28] [29] [30] [31]}

${\displaystyle {\begin{aligned}\Gamma &=\int d^{4}x\,{\sqrt {-g}}\,{\bigg (}{\frac {R}{16\pi G}}+c_{1}(\mu )R^{2}+c_{2}(\mu )R_{\mu \nu }R^{\mu \nu }+c_{3}(\mu )R_{\mu \nu \rho \sigma }R^{\mu \nu \rho \sigma }{\bigg )}\\&-\int d^{4}x{\sqrt {-g}}{\bigg [}\alpha R\ln \left({\frac {\Box }{\mu ^{2}}}\right)R+\beta R_{\mu \nu }\ln \left({\frac {\Box }{\mu ^{2}}}\right)R^{\mu \nu }+\gamma R_{\mu \nu \rho \sigma }\ln \left({\frac {\Box }{\mu ^{2}}}\right)R^{\mu \nu \rho \sigma }{\bigg ]},\end{aligned}}}$

где – произвольный энергетический масштаб. Уравнения движения, полученные в результате этого эффективного действия, в конечном итоге приводят к модификации формулы Хокинга. Например, температура заряженной черной дыры была рассчитана Кампосом Дельгадо (с использованием ) как ^[32] ${\displaystyle \mu }$ ${\displaystyle k_{\mathrm {B} }=\hbar =c=1}$

${\displaystyle T_{H}={\frac {1}{8\pi GM}}+{\frac {Q^{2}}{4G^{3}M^{5}}}{\Big [}2(c_{2}+4c_{3})+\beta \left(4\gamma _{E}-9\right)+4\gamma \left(4\gamma _{E}-9\right)+4\left(\beta +4\gamma \right)\ln \left(2GM\mu \right){\Big ]}+{\mathcal {O}}\left(Q^{4}\right).}$

Транспланковская проблема

Транспланковская проблема заключается в том, что первоначальные расчеты Хокинга включают квантовые частицы, длина волны которых становится короче планковской длины вблизи горизонта черной дыры. Это связано с своеобразным поведением там, где время останавливается, измеренное издалека. Частица, испускаемая черной дырой с конечной частотой , если ее проследить до горизонта, должна была иметь бесконечную частоту и, следовательно, транспланковскую длину волны.

Эффект Унру и эффект Хокинга говорят о модах поля в поверхностно стационарном пространстве-времени , которые меняют частоту относительно других координат, регулярных по горизонту. Это обязательно так, поскольку для того, чтобы оставаться за горизонтом, требуется ускорение, которое постоянно доплеровски меняет моды. ^{[ нужна цитата ]}

Уходящий фотон излучения Хокинга, если проследить моду назад во времени, имеет частоту, отличающуюся от той, которую он имеет на большом расстоянии, по мере приближения к горизонту, что требует, чтобы длина волны фотона «сжималась вверх». бесконечно на горизонте черной дыры. В максимально расширенном внешнем решении Шварцшильда частота этого фотона остается регулярной только в том случае, если мода распространяется обратно в область прошлого, куда не может попасть ни один наблюдатель. Эта область кажется ненаблюдаемой и физически подозрительной, поэтому Хокинг использовал решение в виде черной дыры без прошлой области, которая формируется в конечное время в прошлом. В этом случае можно определить источник всех исходящих фотонов: микроскопическую точку как раз в тот момент, когда черная дыра впервые образовалась.

Квантовые флуктуации в этой крошечной точке, согласно первоначальным расчетам Хокинга, содержат все исходящее излучение. Моды, которые в конечном итоге содержат исходящее излучение в течение длительного времени, из-за длительного пребывания рядом с горизонтом событий смещаются в красную величину на такую ​​огромную величину, что начинаются как моды с длиной волны, намного меньшей планковской длины. Поскольку законы физики на таких коротких расстояниях неизвестны, некоторые считают первоначальный расчет Хокинга неубедительным. ^{[33] [34] [35] [36]}

Транспланковская проблема в настоящее время в основном считается математическим артефактом расчета горизонта. Тот же эффект происходит и при падении обычной материи на раствор белой дыры . Материя, попавшая на белую дыру, скапливается на ней, но не имеет будущей области, в которую она могла бы перейти. Прослеживая будущее этой материи, мы сжимаем ее до конечной сингулярной конечной точки эволюции белой дыры, в транспланковскую область. Причина подобных расхождений состоит в том, что моды, заканчивающиеся на горизонте с точки зрения внешних координат, там сингулярны по частоте. Единственный способ определить, что происходит классически, — это продолжить в каких-то других координатах, пересекающих горизонт.

Существуют альтернативные физические картины, которые дают излучение Хокинга, в котором решается транспланковская проблема. ^{[ нужна цитата ]} Ключевым моментом является то, что аналогичные транспланковские проблемы возникают, когда моды, занятые излучением Унру, прослеживаются во времени. ^[13] В эффекте Унру величина температуры может быть рассчитана на основе обычной теории поля Минковского и не является спорной.

Большие дополнительные размеры

Формулы из предыдущего раздела применимы только в том случае, если законы гравитации приблизительно справедливы вплоть до масштаба Планка. В частности, для черных дыр с массами ниже планковской (~10 ⁻⁸  кг ), они приводят к невозможному времени жизни ниже планковского времени (~10–43  с ) ^. Обычно это рассматривается как указание на то, что планковская масса является нижним пределом массы черной дыры.

В модели с большими дополнительными измерениями (10 или 11) значения констант Планка могут радикально отличаться, и формулы для излучения Хокинга также придется модифицировать. В частности, время жизни микрочерной дыры с радиусом ниже шкалы дополнительных измерений определяется уравнением 9 в Cheung (2002) ^[37] и уравнениями 25 и 26 в Carr (2005). ^[38]

${\displaystyle \tau \sim {\frac {1}{M_{*}}}\left({\frac {M_{\text{BH}}}{M_{*}}}\right)^{\frac {n+3}{n+1}},}$

где M _∗ — масштаб низких энергий, который может составлять всего несколько ТэВ, а n — количество больших дополнительных измерений. Эта формула теперь согласуется с черными дырами с весом в несколько ТэВ и временем жизни порядка «нового планковского времени».10 ⁻²⁶  с .

Циклическая квантовая гравитация

Детальное исследование квантовой геометрии горизонта событий черной дыры было проведено с использованием петлевой квантовой гравитации . ^{[39] [40]} Петлевое квантование не воспроизводит результат для энтропии черной дыры, первоначально обнаруженный Бекенштейном и Хокингом , если только значение свободного параметра не установлено для компенсации различных констант, так что воспроизводится формула энтропии Бекенштейна-Хокинга. Однако на основе теории были вычислены квантовые гравитационные поправки к энтропии и излучению черных дыр.

Основываясь на флуктуациях площади горизонта, квантовая черная дыра демонстрирует отклонения от спектра излучения Хокинга, которые можно было бы наблюдать, если бы наблюдались рентгеновские лучи от излучения Хокинга испаряющихся первичных черных дыр . ^[41] Квантовые эффекты сосредоточены на наборе дискретных и несмешанных частот, ярко выраженных на вершине спектра Хокинга. ^[42]

Экспериментальное наблюдение

Астрономический поиск

В июне 2008 года НАСА запустило космический телескоп Ферми , который ищет конечные вспышки гамма-излучения, ожидаемые от испаряющихся первичных черных дыр . По состоянию на 1 января 2023 года ни одного обнаружено не было. ^[43]

Физика коллайдера тяжелых ионов

Если спекулятивные теории больших дополнительных измерений верны, то Большой адронный коллайдер ЦЕРН сможет создавать микрочерные дыры и наблюдать за их испарением. В ЦЕРНе такой микро-черной дыры не наблюдалось. ^{[44] [45] [46] [47]}

Экспериментальный

В экспериментально достижимых условиях для гравитационных систем этот эффект слишком мал, чтобы его можно было наблюдать напрямую. Было предсказано, что излучение Хокинга можно будет изучать по аналогии с использованием звуковых черных дыр , в которых звуковые возмущения аналогичны свету в гравитационной черной дыре, а течение примерно идеальной жидкости аналогично гравитации (см. Аналоговые модели гравитации ). ^[48] ​​Сообщалось о наблюдениях излучения Хокинга в звуковых черных дырах с использованием конденсатов Бозе-Эйнштейна . ^{[49] [50] [51]}

В сентябре 2010 года экспериментальная установка создала лабораторный «горизонт событий белой дыры», который, как утверждали экспериментаторы, излучает оптический аналог излучения Хокинга. ^[52] Однако результаты остаются непроверенными и спорными, ^{[53] [54]} и его статус подлинного подтверждения остается под вопросом. ^[55]

Смотрите также

• Информационный парадокс черной дыры
• Термодинамика черной дыры
• Звездолет черной дыры
• Процесс Бландфорда – Знаека и процесс Пенроуза , другие способы извлечения энергии черной дыры
• Эффект Гиббонса-Хокинга
• Ставка Торна-Хокинга-Прескилла
• Эффект Унру

Рекомендации

1. Роуз, Чарли. «Разговор с доктором Стивеном Хокингом и Люси Хокинг». charlierose.com . Архивировано из оригинала 29 марта 2013 года.
2. Хокинг, SW (1 марта 1974 г.). «Взрывы черных дыр?». Природа . 248 (5443): 30–31. Бибкод : 1974Natur.248...30H. дои : 10.1038/248030a0. ISSN  1476-4687. S2CID  4290107.
3. Гамильтон, Эндрю. «Черная дыра – это водопад космоса». jila.colorado.edu . Проверено 1 сентября 2021 г. Физически метрика Гулстранда – Пенлеве описывает пространство, падающее в черную дыру Шварцшильда с ньютоновской скоростью убегания. ... У горизонта скорость равна скорости света.
4. Левин, Жанна (2020). Руководство по выживанию в черной дыре . Нью-Йорк: Альфред А. Кнопф, Penguin Random House. ISBN 9780525658221.
5. Л. Сасскинд и Дж. Линдсей, Введение в черные дыры. Информация и революция теории струн , World Scientific (2005). Процесс туннелирования описан на стр. 26–28, а процесс испарения черной дыры – на стр. 48–49.
6. Бекенштейн, А. (1972). «Черные дыры и второй закон». Lettere al Nuovo Cimento . 4 (15): 99–104. дои : 10.1007/BF02757029. S2CID  120254309.
7. В том же году он предложил свои теоремы об отсутствии волос . ^{[ нужна цитата ]}
8. Хокинг, Стивен (1988). Краткая история времени . Бантамские книги. ISBN 0-553-38016-8.
9. "Воспоминания о Дмитрии Дьяконове: "Грибов, Зельдович, Хокинг"". Архивировано из оригинала 24 сентября 2015 г. Проверено 24 сентября 2015 г.
10. Воспоминания о Дмитрии Дьяконове: "Грибов, Зельдович, Хокинг".
11. Виталий Гинзбург и др., «Владимир Грибов: некролог» ^{[ постоянная мертвая ссылка ]} .
12. Виталий Гинзбург и др., «Владимир Грибов: некролог» (А. А. Ансельм, В. Л. Гинзбург, Ю. Л. Докшицер, И. Т. Дятлов, В. Е. Захаров, Б. Л. Иоффе, Л. Н. Липатов, Н. Н. Николаев, Л. Б. Окунь, Ю. В. Петров, К. А. Тер-Мартиросян, И. М. Халатников, «Памяти Владимира Наумовича Грибова»).
13. Альтернативный вывод и более подробное обсуждение излучения Хокинга как формы излучения Унру см.: de Witt, Bryce (1980). «Квантовая гравитация: новый синтез». В Хокинге, Стивен В.; Израиль, Вернер (ред.). Общая теория относительности: обзор столетия Эйнштейна . Издательство Кембриджского университета. п. 696. ИСБН 0-521-29928-4.
14. Доступное обсуждение эффекта Унру и излучения Хокинга см.: Губсер, Стивен С.; Преториус, Франс (2017). Маленькая книга о черных дырах . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета. стр. 154–162. ISBN 978-0691163727.
15. Пейдж, Дон Н. (1976). «Скорость выбросов частиц из черной дыры: безмассовые частицы из незаряженной невращающейся дыры». Физический обзор D . 13 (2): 198–206. Бибкод : 1976PhRvD..13..198P. doi :10.1103/PhysRevD.13.198.
16. Уолд, Роберт М. (1994). Квантовая теория поля в искривленном пространстве-времени и термодинамика черных дыр . Издательство Чикагского университета. ISBN 9780226870250. ОКЛК  832158297.
17. Хокинг, SW (1975). «Создание частиц черными дырами». Связь в математической физике . 43 (3): 199–220. Бибкод : 1975CMaPh..43..199H. дои : 10.1007/BF02345020. S2CID  55539246.
18. Пейдж, Дон Н. (6 декабря 1993 г.). «Информация в излучении черной дыры». Письма о физических отзывах . 71 (23): 3743–3746. arXiv : hep-th/9306083 . Бибкод : 1993PhRvL..71.3743P. doi : 10.1103/PhysRevLett.71.3743. PMID  10055062. S2CID  9363821.
19. МакГиббон, Джейн Х.; Карр, Би Джей; Пейдж, Дон Н. (2008). «Образуют ли испаряющиеся черные дыры фотосферы?». Физический обзор D . 78 (6): 064043. arXiv : 0709.2380 . Бибкод : 2008PhRvD..78f4043M. doi : 10.1103/PhysRevD.78.064043. S2CID  119230843.
20. См. страницу 596: таблица 1, раздел «Распад черной дыры» и предыдущее предложение на этой странице у Фраучи, Стивен (1982). «Энтропия в расширяющейся Вселенной». Наука . 217 (4560): 593–599. Бибкод : 1982Sci...217..593F. дои : 10.1126/science.217.4560.593. PMID  17817517. S2CID  27717447. Поскольку мы предположили максимальный масштаб гравитационной связи – например, сверхскопления галактик – в нашей модели со временем заканчивается образование черных дыр с массами до 10 14 ^M ☉ _... временная шкала для черных дыр излучать всю свою энергию колеблется от до 10 ⁶⁴ года для черных дыр одной солнечной массы...
21. Пейдж, Дон Н. (1976). «Скорость выбросов частиц из черной дыры: безмассовые частицы из незаряженной невращающейся дыры». Физический обзор D . 13 (2): 198–206. Бибкод : 1976PhRvD..13..198P. doi :10.1103/PhysRevD.13.198.См., в частности, уравнение (27).
22. «Спросите Итана: как на самом деле испаряются черные дыры?» Начинается с треска . Итан Сигел . 2018 . Проверено 21 июня 2023 г.
23. Калькулятор радиации Хокинга
24. Лопресто, Майкл (май 2003 г.). «Некоторые простые термодинамики черных дыр» (PDF) . Учитель физики . 41 (5): 299–301. Бибкод : 2003PhTea..41..299L. дои : 10.1119/1.1571268.
25. Сотрудничество Планка (2016). «Результаты Планка 2015: XIII. Космологические параметры» (PDF) . Астрон. Астрофиз. 594 . А13, с. 31, таблица 4. arXiv : 1502.01589 . Бибкод : 2016A&A...594A..13P. дои : 10.1051/0004-6361/201525830. hdl : 10261/140585. S2CID  119262962 . Проверено 27 октября 2019 г. - через Research Explorer Манчестерского университета.
26. Капуста, Джозеф (1999). «Последние восемь минут первичной черной дыры». arXiv : astro-ph/9911309 .
27. Кампос Дельгадо, Рубен (2023). «Квантовые гравитационные исправленные уравнения эволюции заряженных черных дыр». Журнал приложений голографии в физике . 3 (1): 39–46. дои : 10.22128/JHAP.2023.643.1037. S2CID  256868891.
28. Барвинский, Вилковиский, А.О., Г.А. (1983). «Обобщенная техника Швингера-ДеВитта и уникальное эффективное действие в квантовой гравитации». Физ. Летт. Б. _ 131 (4–6): 313–318. Бибкод : 1983PhLB..131..313B. дои : 10.1016/0370-2693(83)90506-3.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
29. Барвинский, Вилковиский, А.О., Г.А. (1985). «Обобщенный метод Швингера-ДеВитта в калибровочных теориях и квантовой гравитации». Физ. Представитель . 119 (1): 1–74. Бибкод : 1985PhR...119....1B. дои : 10.1016/0370-1573(85)90148-6.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
30. Барвинский, Вилковиский, А.О., Г.А. (1987). «За пределами техники Швингера-Дьюитта: преобразование петель в деревья и входные токи». Нукл. Физ. Б. _ 282 : 163–188. Бибкод : 1987NuPhB.282..163B. дои : 10.1016/0550-3213(87)90681-X.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
31. Барвинский, Вилковиский, А.О., Г.А. (1990). «Ковариантная теория возмущений. 2: Второй порядок по кривизне. Общие алгоритмы». Нукл. Физ. Б. _ 333 : 471–511. дои : 10.1016/0550-3213(90)90047-H.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
32. Кампос Дельгадо, Рубен (2022). «Квантовые гравитационные поправки к энтропии черной дыры Райснера-Нордстрема». Евро. Физ. Джей Си . 82 (3): 272. arXiv : 2201.08293 . Бибкод : 2022EPJC...82..272C. дои : 10.1140/epjc/s10052-022-10232-0 . S2CID  247824137.
33. Хелфер, Адам Д. (2003). «Излучают ли черные дыры?». Отчеты о прогрессе в физике . 66 (6): 943–1008. arXiv : gr-qc/0304042 . Бибкод : 2003RPPh...66..943H. дои : 10.1088/0034-4885/66/6/202. S2CID  16668175.
34. 'т Хофт, Джерард (1985). «О квантовой структуре черной дыры». Ядерная физика Б . 256 : 727–745. Бибкод : 1985NuPhB.256..727T. дои : 10.1016/0550-3213(85)90418-3.
35. Джейкобсон, Теодор (1991). «Испарение черной дыры и сверхкороткие расстояния». Физический обзор D . 44 (6): 1731–1739. Бибкод : 1991PhRvD..44.1731J. doi :10.1103/PhysRevD.44.1731. ПМИД  10014053.
36. Браут, Роберт; Массар, Серж; Парентани, Рено; Шпиндель, Филипп (1995). «Излучение Хокинга без транспланковских частот». Физический обзор D . 52 (8): 4559–4568. arXiv : hep-th/9506121 . Бибкод : 1995PhRvD..52.4559B. doi :10.1103/PhysRevD.52.4559. PMID  10019680. S2CID  26432764.
37. Чунг, Кингман (2002). «Производство черных дыр и большие дополнительные измерения». Письма о физических отзывах . 88 (22): 221602. arXiv : hep-ph/0110163 . Бибкод : 2002PhRvL..88v1602C. doi :10.1103/PhysRevLett.88.221602. PMID  12059412. S2CID  14228817.
38. Карр, Бернард Дж. (2005). «Первичные черные дыры – последние события». В Писине Чене; Эллиот Блум; Грег Мадейски; Ваге Патросян (ред.). Материалы 22-го Техасского симпозиума по релятивистской астрофизике в Стэнфорде, Стэнфорд, Калифорния, 13–17 декабря 2004 г. Том. 041213. С. 89–100. arXiv : astro-ph/0504034 . Бибкод : 2005tsra.conf...89C. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )
39. Аштекар, Абхай (2020). «Испарение черной дыры: взгляд с точки зрения петлевой квантовой гравитации». Вселенная . 6 (2): 21. arXiv : 2001.08833 . Бибкод : 2020Унив....6...21А. дои : 10.3390/universe6020021 .
40. Аштекар, Абхай; Баэз, Джон Карлос; Коричи, Алехандро; Краснов, Кирилл (1998). «Квантовая геометрия и энтропия черной дыры». Письма о физических отзывах . 80 (5): 904–907. arXiv : gr-qc/9710007 . Бибкод : 1998PhRvL..80..904A. doi : 10.1103/PhysRevLett.80.904. S2CID  18980849.
41. Ансари, Мохаммад Х. (2007). «Спектроскопия канонически квантованного горизонта». Ядерная физика Б . 783 (3): 179–212. arXiv : hep-th/0607081 . Бибкод : 2007NuPhB.783..179A. doi :10.1016/j.nuclphysb.2007.01.009. S2CID  9966483.
42. Ансари, Мохаммад Х. (2008). «Общее вырождение и энтропия в петлевой квантовой гравитации». Ядерная физика Б . 795 (3): 635–644. arXiv : gr-qc/0603121 . Бибкод : 2008NuPhB.795..635A. doi :10.1016/j.nuclphysb.2007.11.038. S2CID  119039723.
43. Сотрудничество Fermi-LAT (31 января 2018 г.). «Поиск гамма-излучения местных первичных черных дыр с помощью телескопа большой площади Ферми». arXiv : 1802.00100 [astro-ph].
44. Гиддингс, Стивен Б .; Томас, Скотт (2002). «Коллайдеры высоких энергий как фабрики черных дыр: конец физики малых расстояний». Физический обзор D . 65 (5): 056010. arXiv : hep-ph/0106219 . Бибкод : 2002PhRvD..65e6010G. doi :10.1103/PhysRevD.65.056010. S2CID  1203487.
45. Димопулос, Савас; Ландсберг, Грег (2001). «Черные дыры на Большом адроном коллайдере». Письма о физических отзывах . 87 (16): 161602. arXiv : hep-ph/0106295 . Бибкод : 2001PhRvL..87p1602D. doi :10.1103/PhysRevLett.87.161602. PMID  11690198. S2CID  119375071.
46. Барро, Орельен; Грейн, Жюльен (ноябрь 2004 г.). «Дело о мини-черных дырах». ЦЕРН Курьер .
47. Хендерсон, Марк (9 сентября 2008 г.). «Стивен Хокингс 50 сделал ставку на мир, вселенную и частицу Бога». Времена . Лондон . Проверено 4 мая 2010 г.
48. Барсело, Карлос; Либерати, Стефано; Виссер, Мэтт (2003). «К наблюдению излучения Хокинга в конденсатах Бозе – Эйнштейна». Международный журнал современной физики А. 18 (21): 3735–3745. arXiv : gr-qc/0110036 . Бибкод : 2003IJMPA..18.3735B. дои : 10.1142/s0217751x0301615x. S2CID  1321910.
49. Штайнхауэр, Джефф (2016). «Наблюдение квантового излучения Хокинга и его запутанности в аналоговой черной дыре». Физика природы . 12 (10): 959–965. arXiv : 1510.00621 . Бибкод : 2016NatPh..12..959S. дои : 10.1038/nphys3863. S2CID  119197166.
50. Муньос де Нова, Хуан Рамон; Голубков, Катрина; Колобов Виктор И.; Штайнхауэр, Джефф (май 2019 г.). «Наблюдение теплового излучения Хокинга и его температуры в аналоге черной дыры». Природа . 569 (7758): 688–691. arXiv : 1809.00913 . Бибкод : 2019Natur.569..688M. дои : 10.1038/s41586-019-1241-0. ISSN  1476-4687. PMID  31142857. S2CID  119327617.
51. Колобов, Виктор И.; Голубков, Катрина; Муньос де Нова, Хуан Рамон; Штайнхауэр, Джефф (март 2021 г.). «Наблюдение стационарного спонтанного излучения Хокинга и временная эволюция аналоговой черной дыры». Физика природы . 17 (3): 362–367. arXiv : 1910.09363 . Бибкод : 2021NatPh..17..362K. дои : 10.1038/s41567-020-01076-0. ISSN  1745-2481. S2CID  230508375.
52. Новые технологии от arXiv (27 сентября 2010 г.). «Первое наблюдение излучения Хокинга». Обзор технологий Массачусетского технологического института . Архивировано из оригинала 1 марта 2012 года . Проверено 27 сентября 2010 г.
53. Бельджорно, Франческо Д.; Каччиатори, Серджио Луиджи; Клеричи, Маттео; Горини, Витторио; Ортензи, Джованни; Рицци, Лука; Рубино, Элеонора; Сала, Вера Джулия; Фаччо, Даниэле (2010). «Излучение Хокинга нитей ультракоротких лазерных импульсов». Письма о физических отзывах . 105 (20): 203901. arXiv : 1009.4634 . Бибкод : 2010PhRvL.105t3901B. doi :10.1103/PhysRevLett.105.203901. PMID  21231233. S2CID  2245320.
54. Гроссман, Лиза (29 сентября 2010 г.). «Сверхбыстрый лазерный импульс заставляет светиться черную дыру на рабочем столе». Проводной . Проверено 30 апреля 2012 г.
55. Мэтсон, Джон (1 октября 2010 г.). «Искусственный горизонт событий излучает лабораторный аналог теоретического излучения черной дыры». Научный американец .

дальнейшее чтение

• Хокинг, Стивен В. (1974). «Взрывы черных дыр?». Природа . 248 (5443): 30–31. Бибкод : 1974Natur.248...30H. дои : 10.1038/248030a0. S2CID  4290107.→ Первая статья Хокинга на эту тему
• Пейдж, Дон Н. (1976). «Скорость выбросов частиц из черной дыры: безмассовые частицы из незаряженной невращающейся дыры». Физический обзор D . 13 (2): 198–206. Бибкод : 1976PhRvD..13..198P. doi :10.1103/PhysRevD.13.198.→ первые детальные исследования механизма испарения
• Карр, Бернард Дж.; Хокинг, Стивен В. (1974). «Черные дыры в ранней Вселенной». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 168 (2): 399–415. arXiv : 1209.2243 . Бибкод : 1974MNRAS.168..399C. дои : 10.1093/mnras/168.2.399.→ связи между первичными черными дырами и ранней Вселенной
• Барро, Орельен; и другие. (2002). «Антипротоны из первичных черных дыр». Астрономия и астрофизика . 388 (2): 676–687. arXiv : astro-ph/0112486 . Бибкод : 2002A&A...388..676B. дои : 10.1051/0004-6361:20020313. S2CID  17033284.
• Барро, Орельен; и другие. (2003). «Андейтроны как зонд первичных черных дыр». Астрономия и астрофизика . 398 (2): 403–410. arXiv : astro-ph/0207395 . Бибкод : 2003A&A...398..403B. дои : 10.1051/0004-6361:20021588. S2CID  5727582.
• Барро, Орельен; Ферон, Хлоя; Грейн, Жюльен (2005). «Астрофизическое производство микроскопических черных дыр в мире низкого планковского масштаба». Астрофизический журнал . 630 (2): 1015–1019. arXiv : astro-ph/0505436 . Бибкод : 2005ApJ...630.1015B. дои : 10.1086/432033. S2CID  6411086.→ экспериментальные поиски первичных черных дыр благодаря испускаемой антиматерии
• Барро, Орельен; Будул, Гаэль (2002). «Некоторые аспекты физики первичных черных дыр». arXiv : astro-ph/0212225 .→ космология с первичными черными дырами
• Барро, Орельен; Зерно, Жюльен; Алексеев, Станислав О. (2004). «Черные дыры Гаусса – Бонне на БАК: за пределами размерности пространства». Буквы по физике Б. 584 (1–2): 114–122. arXiv : hep-ph/0311238 . Бибкод : 2004PhLB..584..114B. doi :10.1016/j.physletb.2004.01.019. S2CID  14275281.→ поиски новой физики (квантовой гравитации) с первичными чёрными дырами
• Канти, Панайота (2004). «Черные дыры в теориях с большими дополнительными измерениями: обзор». Международный журнал современной физики А. 19 (29): 4899–4951. arXiv : hep-ph/0402168 . Бибкод : 2004IJMPA..19.4899K. дои : 10.1142/S0217751X04018324. S2CID  11863375.→ Испаряющиеся черные дыры и дополнительные измерения
• Ида, Дайсуке; Ода, Кинья; Пак, Сон Чан (2003). «Вращающиеся черные дыры на будущих коллайдерах: факторы серого тела для полей бран». Физический обзор D . 67 (6): 064025. arXiv : hep-th/0212108 . Бибкод : 2003PhRvD..67f4025I. doi : 10.1103/PhysRevD.67.064025.
• Ида, Дайсуке; Ода, Кинья; Пак, Сон Чан (2005). «Вращающиеся черные дыры на коллайдерах будущего. II. Анизотропная скалярная полевая эмиссия». Физический обзор D . 71 (12): 124039. arXiv : hep-th/0503052 . Бибкод : 2005PhRvD..71l4039I. doi : 10.1103/PhysRevD.71.124039. S2CID  28276606.
• Ида, Дайсуке; Ода, Кинья; Пак, Сон Чан (2006). «Вращающиеся черные дыры на коллайдерах будущего. III. Определение эволюции черных дыр». Физический обзор D . 73 (12): 124022. arXiv : hep-th/0602188 . Бибкод : 2006PhRvD..73l4022I. doi : 10.1103/PhysRevD.73.124022. S2CID  6702415.→ определение жизни черной дыры и дополнительных измерений
• Николаевич, Нистор (2003). «Спектр черного тела от ускоренных зеркал с асимптотически инерционными траекториями». Журнал физики А. 36 (27): 7667–7677. Бибкод : 2003JPhA...36.7667N. дои : 10.1088/0305-4470/36/27/317. S2CID  121117052.→ последовательный вывод излучения Хокинга в модели зеркала Фуллинга – Дэвиса.
• Смолин, Ли (ноябрь 2006 г.). «Квантовая гравитация сталкивается с реальностью» (PDF) . Физика сегодня . 59 (11): 44–48. Бибкод : 2006ФТ....59к..44С. дои : 10.1063/1.2435646. Архивировано из оригинала (PDF) 10 сентября 2008 г.состоит из недавних разработок и предсказаний петлевой квантовой гравитации относительно гравитации в малых масштабах, включая отклонение от эффекта излучения Хокинга Ансари .
• Ансари, Мохаммад Х. (2007). «Спектроскопия канонически квантованного горизонта». Ядерная физика Б . 783 (3): 179–212. arXiv : hep-th/0607081 . Бибкод : 2007NuPhB.783..179A. doi :10.1016/j.nuclphysb.2007.01.009. S2CID  9966483.→ изучает отклонение петлевой квантованной черной дыры от излучения Хокинга. Представлен новый наблюдаемый квантовый эффект квантования черной дыры.
• Шапиро, Стюарт Л.; Теукольский, Саул А. (1983). Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды: физика компактных объектов . Уайли-Интерсайенс. п. 366. ИСБН 978-0-471-87316-7.→ Вывод формулы испарения радиации Хокинга.
• Леонхардт, Ульф; Майя, Хлодвиг; Шуцхольд, Ральф (2010). «Сосредоточьтесь на классических и квантовых аналогах гравитационных явлений и связанных с ними эффектов». Новый журнал физики . 14 (10): 105032. Бибкод : 2012NJPh...14j5032L. дои : 10.1088/1367-2630/14/10/105032 . hdl : 10023/4760 .

Внешние ссылки

• Инструмент калькулятора радиации Хокинга
• Случай с мини-черными дырами А. Барро и Дж. Грэйн объясняют, как излучение Хокинга можно было обнаружить на коллайдерах