Radiació de Hawking

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

La radiació de Hawking és una emissió tèrmica dels forats negres deguda a efectes quàntics. Fou proposada per S. W. Hawking l'any 1976 basant-se en càlculs teòrics. En concret, Hawking va predir que un forat negre de Schwarschild de massa M emet radiació electromagnètica com un si fos un cos negre a temperatura

T=\frac{\hbar\,c^3}{8\pi k\,G M},

on \hbar és la constant de Dirac, G és la constant de la gravitació, k és la constant de Stefan-Boltzmann, i c és la velocitat de la llum. És a dir, un forat negre emet a una temperatura inversament proporcional a la seva massa.

La radiació de Hawking no ha estat mai encara observada experimentalment. En cas de ser observada, seria la primera evidència experimental d'un efecte de combinat de gravetat i mecànica quàntica.

Clàssicament, d'un forat negre res no en pot escapar, ni tan sols la llum. En canvi, els efectes quàntics permeten que un forat negre perdi energia lentament (i per tant massa, d'acord amb la relació E = mc2). El càlcul de Hawking es basa en l'aplicació de l'anomenada teoria quàntica de camps en espais corbats; tanmateix, és possible tenir una visió aproximada del fenomen basant-se en arguments qualitatius.

Segons la mecànica quàntica l'espai buit no és realment buit, sinó que contínuament s'hi creen parells d'electró-positró o de fotó-fotó, essent un membre de la parella d'energia positiva i l'altre d'energia negativa. Es diu que són parells de partícules virtuals: en condicions normals, la partícula d'energia negativa no es pot propagar, i s'aniquila gairebé instantàniament amb la seva parella d'energia positiva (el temps que triguen a aniquilar-se ve donat pel principi d'incertesa de Heisenberg). Ara bé, si aquest mateix procés es produeix a prop de l'horitzó d'un forat negre (però fora del forat negre), pot ser que la partícula d'energia negativa caigui a l'interior del forat negre. L'espai-temps a l'interior del forat negre permet la propagació de la partícula d'energia negativa i, per tant, la parella virtual esdevé real i el seu company d'energia positiva pot marxar cap a l'exterior del forat negre. El conjunt de partícules reals creades mitjançant aquest mecanisme esdevé la radiació de Hawking emesa.

En principi, tots els forats negres emeten radiació. Ara bé, per a un forat negre d'una massa solar la temperatura d'emissió serà extraordinàriament petita, de l'ordre d'uns 60 nK (i per tant molt inferior a la temperatura del fons de radiació de microones, que és d'uns 3 K). Per tant, la radiació emesa pels forats negres d'origen estel·lar serà totalment inobservable. En canvi, un forat negre primitiu, molt més petit, emetrà a una temperatura molt més elevada, que pot ser d'uns 1012 K.

Com ja hem esmentat, l'emissió de radiació per part d'un forat negre comporta la pèrdua d'energia i, per tant de massa d'aquest forat negre, d'acord amb la famosa relació d'Einstein E = mc2. Per tant, els forats negres s'evaporen amb el temps. Per a un forat negre estel·lar aquest efecte és totalment ridícul i negligible. En canvi, els forats negres primitius s'evaporen molt més ràpidament, i, de fet, el seu temps d'evaporació total podria ser de l'ordre de l'edat de l'univers. Com que la temperatura de la radiació de Hawking és inversament proporcional a la massa del forat negre, els darrers estadis de l'evaporació d'un forat negre seran especialment intensos, emetent partícules de gran energía.

La radiació de Hawking dóna un sentít totalment físic a la termodinàmica de forats negres.