Hokingo spinduliavimas

Šiam straipsniui ar jo daliai . Jūs galite padėti Vikipedijai pridėdami su šaltiniais.

Hokingo spinduliavimas (angl. Hawking radiation) – šiluminis spinduliavimas, kurį turėtų skleisti juodosios bedugnės dėl kvantinių efektų. Pavadintas britų fiziko Stiveno Hokingo (Stephen Hawking) garbei, kuris pirmasis teoriškai pagrindė tokio spinduliavimo egzistavimą 1974 m.

Bendras supratimas

Juodoji bedugnė – erdvės sritis, kurioje gravitacinė jėga tokia stipri, kad net šviesa negali ištrūkti iš jos traukos lauko. Seniau buvo manoma, kad juodoji bedugnė nespinduliuoja jokių dalelių arba elektromagnetinių bangų. Tačiau S. Hokingas remdamasis kvantine lauko teorija iškreivintoje erdvėje įrodė, kad tokių objektų spinduliavimas tapatus šiluminei spinduliuotei.

Šis spinduliavimas pagrįstas teorija, jog vakuume trumpą laiką gali savaime susidaryti ir tuojau pat išnykti dalelės ir jos pora. Jei tai įvyksta ties juodosios bedugnės riba, viena dalelių gali nukristi į bedugnę, o antroji – išlėkti į atvirą kosmosą, sukurdama spinduliavimą. Taigi procesas vyksta ne pačioje juodojoje bedugnėje, o ties jos paviršiumi.

Spinduliavimo procesas

Juodoji bedugnė spinduliuoja šiluminį spinduliavimą, kurio temperatūra (Planko vienetais) lygi

${\displaystyle T_{H}={\frac {\kappa }{2\pi }}}$,

kur G, c, ${\displaystyle \hbar }$ ir k prilyginami 1, o ${\displaystyle \kappa }$ lygus paviršiniam pagreičiui prie . juodosios bedugnės spinduliavimas lygus absoliučiai juodo kūno spinduliavimui ir užrašomas formule

${\displaystyle T={\frac {\hbar c^{3}}{8\pi GMk}}\;\quad \left(\approx {\frac {1.227\times 10^{23}\;{\text{kg}}}{M}}\;{\text{K}}=6.169\times 10^{-8}\;{\text{K}}\times {\frac {M_{\odot }}{M}}\right)\,,}$

kur ${\displaystyle \hbar }$ yra mažoji Planko konstanta, ${\displaystyle c}$ šviesos greitis, ${\displaystyle k}$ Bolcmano konstanta, ${\displaystyle G}$ gravitacijos konstanta, ${\displaystyle M}$ juodosios bedugnės masė, o ${\displaystyle M_{\odot }}$ - Saulės masė.

Negaudama papildomos masės (energijos) juodoji bedugnė „išgaruotų“ per

${\displaystyle t\approx 2.1\times 10^{67}\times \left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)^{3}}$ metų.

Reikia pažymėti, kad šilumos mainai visada vyksta perduodant ją iš karštesnio į šaltesnį kūną. Taigi, šiame Visatos evoliucijos etape juodųjų bedugnių „garavimas“ nevyksta – reliktinio spinduliavimo temperatūra (~2,725 K) yra gerokai aukštesnė net už milijoną kartų lengvesnės nei Saulė juodosios bedugnės temperatūrą. Mėnulio masės juodoji bedugnė dabartinėje Visatoje spinduliuotų maždaug tiek pat, kiek ir sugeria. Dar mažesnės bedugnės skleistų daugiau spinduliavimo nei sugeria, tokiu būdu prarasdamos masę (taigi toliau mažėdamos).