Location via proxy:   [ UP ]  
[Report a bug]   [Manage cookies]                
پرش به محتوا

تابش هاوکینگ: تفاوت میان نسخه‌ها

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
نمایش تاریخچه به صورت تعاملی
→ تفاوت قدیمی‌تر
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
دیداریویکی‌متن
برچسب‌ها: جمع عربی واژگان فارسی متن دارای ویکی‌متن نامتناظر شکلک ویرایش همراه ویرایش از وبگاه همراه
InternetArchiveBot (بحث | مشارکت‌ها)
ربات‌ها
۵۰۱٬۷۵۸ ویرایش‌ها
نجات ۰ منبع و علامت‌زدن ۱ به‌عنوان مرده.) #IABot (v2.0.9.5
 
(۱۸ نسخهٔ میانی ویرایش شده توسط ۵ کاربر نشان داده نشد)
خط ۳: خط ۳:
تابش هاوکینگ باعث کاهش [[جرم (فیزیک)|جرم]] و [[انرژی]] سیاه‌چاله می‌شود که به تبخیر سیاه‌چاله شناخته می‌شود. به همین خاطر سیاه‌چاله‌هایی که جرم آن‌ها به روش دیگری افزایش نمی‌یابد با گذر زمان جرم آن کاهش یافته و در پایان، از بین می‌روند. پیش‌بینی می‌شود که تابش [[ریزسیاه‌چاله]]، بیشتر از سیاه‌چاه‌های بزرگ‌تر باشد. بنابراین با سرعت بیشتری کوچک شده و از میان می‌رود.<ref>{{Cite book|url=https://books.google.com/?id=zGxxDgAAQBAJ&pg=PA70&dq=Hawking+radiation+reduces+mass+and+energy+of+black+holes+and+is+also+known+as+black+hole+evaporation#v=onepage&q=Hawking%20radiation%20reduces%20mass%20and%20energy%20of%20black%20holes%20and%20is%20also%20known%20as%20black%20hole%20evaporation&f=false|title=Recent Developments in Intelligent Nature-Inspired Computing|last=Srikanta|first=Patnaik|date=2017-03-09|publisher=IGI Global|isbn=9781522523239|language=en}}</ref>
تابش هاوکینگ باعث کاهش [[جرم (فیزیک)|جرم]] و [[انرژی]] سیاه‌چاله می‌شود که به تبخیر سیاه‌چاله شناخته می‌شود. به همین خاطر سیاه‌چاله‌هایی که جرم آن‌ها به روش دیگری افزایش نمی‌یابد با گذر زمان جرم آن کاهش یافته و در پایان، از بین می‌روند. پیش‌بینی می‌شود که تابش [[ریزسیاه‌چاله]]، بیشتر از سیاه‌چاه‌های بزرگ‌تر باشد. بنابراین با سرعت بیشتری کوچک شده و از میان می‌رود.<ref>{{Cite book|url=https://books.google.com/?id=zGxxDgAAQBAJ&pg=PA70&dq=Hawking+radiation+reduces+mass+and+energy+of+black+holes+and+is+also+known+as+black+hole+evaporation#v=onepage&q=Hawking%20radiation%20reduces%20mass%20and%20energy%20of%20black%20holes%20and%20is%20also%20known%20as%20black%20hole%20evaporation&f=false|title=Recent Developments in Intelligent Nature-Inspired Computing|last=Srikanta|first=Patnaik|date=2017-03-09|publisher=IGI Global|isbn=9781522523239|language=en}}</ref>


در ژوئن [[۲۰۰۸ (میلادی)]] اداره کل ملی هوانوردی و فضا ([[ناسا]]) [[تلسکوپ فضایی پرتو گامای فرمی]] را به [[فضای بیرونی]] فرستاد. این تلسکوپ به دنبال منبع سوسوی [[پرتو گاما|پرتوهای گامایی]] است که انتظار می‌رود از [[سیاه‌چاله نخستین|سیاه‌چاله‌های نخستین]] تابیده شده باشند. در صورتیکه نظریه‌های [[فرا بعد بزرگ]] درست باشند شاید [[برخورددهنده هادرونی بزرگ]] در سازمان اروپایی پژوهش‌های هسته‌ای ([[سرن]]) بتواند ریزسیاه‌چاله تولید کرده و تبخیر آن را نشان دهد. تاکنون چنین ریزسیاه‌چاله‌هایی در برخورددهنده هادرونی بزرگ دیده نشده‌اند.<ref>{{Cite journal|last1=Giddings|first1=S.|last2=Thomas|first2=S.|year=2002|title=High energy colliders as black hole factories: The end of short distance physics|journal=Physical Review D|volume=65|issue=5|page=056010|arxiv=hep-ph/0106219|bibcode=2002PhRvD..65e6010G|doi=10.1103/PhysRevD.65.056010}}</ref><ref>{{Cite journal|last1=Dimopoulos|first1=S.|last2=Landsberg|first2=G.|year=2001|title=Black Holes at the Large Hadron Collider|journal=Physical Review Letters|volume=87|issue=16|page=161602|arxiv=hep-ph/0106295|bibcode=2001PhRvL..87p1602D|doi=10.1103/PhysRevLett.87.161602|pmid=11690198}}</ref><ref name="courier">{{cite web|url=http://cerncourier.com/cws/article/cern/29199|title=The case for mini black holes|date=November 2004|work=CERN courier}}</ref><ref>{{cite news|url=http://www.timesonline.co.uk/tol/news/uk/science/article4715761.ece|title=Stephen Hawkings 50 bet on the world the universe and the God particle|last=Henderson|first=Mark|date=September 9, 2008|work=The Times|accessdate=May 4, 2010|location=London}}</ref>
در ژوئن [[۲۰۰۸ (میلادی)]] اداره کل ملی هوانوردی و فضا ([[ناسا]]) [[تلسکوپ فضایی پرتو گامای فرمی]] را به [[فضای بیرونی]] فرستاد. این تلسکوپ به دنبال منبع سوسوی [[پرتو گاما|پرتوهای گامایی]] است که انتظار می‌رود از [[سیاه‌چاله نخستین|سیاه‌چاله‌های نخستین]] تابیده شده باشند. در صورتیکه نظریه‌های [[فرا بعد بزرگ]] درست باشند شاید [[برخورددهنده هادرونی بزرگ]] در سازمان اروپایی پژوهش‌های هسته‌ای ([[سرن]]) بتواند ریزسیاه‌چاله تولید کرده و تبخیر آن را نشان دهد. تاکنون چنین ریزسیاه‌چاله‌هایی در برخورددهنده هادرونی بزرگ دیده نشده‌اند.<ref>{{Cite journal|last1=Giddings|first1=S.|last2=Thomas|first2=S.|year=2002|title=High energy colliders as black hole factories: The end of short distance physics|journal=Physical Review D|volume=65|issue=5|page=056010|arxiv=hep-ph/0106219|bibcode=2002PhRvD..65e6010G|doi=10.1103/PhysRevD.65.056010}}</ref><ref>{{Cite journal|last1=Dimopoulos|first1=S.|last2=Landsberg|first2=G.|year=2001|title=Black Holes at the Large Hadron Collider|journal=Physical Review Letters|volume=87|issue=16|page=161602|arxiv=hep-ph/0106295|bibcode=2001PhRvL..87p1602D|doi=10.1103/PhysRevLett.87.161602|pmid=11690198}}</ref><ref name="courier">{{cite web|url=http://cerncourier.com/cws/article/cern/29199|title=The case for mini black holes|date=November 2004|work=CERN courier}}</ref><ref>{{cite news|url=http://www.timesonline.co.uk/tol/news/uk/science/article4715761.ece|title=Stephen Hawkings 50 bet on the world the universe and the God particle|last=Henderson|first=Mark|date=September 9, 2008|work=The Times|accessdate=May 4, 2010|location=London}}{{پیوند مرده}}</ref>


در سپتامبر سال [[۲۰۱۰ (میلادی)]] ادعا شد که در آزمایش آزمایشگاهی، با پالس‌های [[طیف مرئی]]، نشانه نزدیکی، به تابش هاوکینگ سیاه‌چاله دیده شده‌است. اگرچه، نتایج، تأیید نشده و قابل بحث ماندند.<ref name="Milanoguys">{{cite journal|last1=Belgiorno|first1=F.|last2=Cacciatori|first2=S. L.|last3=Clerici|first3=M.|last4=Gorini|first4=V.|last5=Ortenzi|first5=G.|last6=Rizzi|first6=L.|last7=Rubino|first7=E.|last8=Sala|first8=V. G.|last9=Faccio|first9=D.|date=2010|title=Hawking radiation from ultrashort laser pulse filaments|journal=Phys. Rev. Lett.|volume=105|issue=20|page=203901|arxiv=1009.4634|bibcode=2010PhRvL.105t3901B|doi=10.1103/PhysRevLett.105.203901}}</ref><ref>{{cite news|url=https://www.wired.com/wiredscience/2010/09/hawking-radiation-in-the-lab/|title=Ultrafast Laser Pulse Makes Desktop Black Hole Glow|last=Grossman|first=Lisa|date=September 29, 2010|work=|newspaper=Wired magazine|accessdate=April 30, 2012}}</ref> برای دیدن تابش هاوکینگ، پروژه‌های دیگری با استفاده از چارچوب [[مدل‌های آنالوگ گرانش]] انجام شده‌اند.
در سپتامبر سال [[۲۰۱۰ (میلادی)]] ادعا شد که در آزمایش آزمایشگاهی، با پالس‌های [[طیف مرئی]]، نشانه نزدیکی، به تابش هاوکینگ سیاه‌چاله دیده شده‌است. اگرچه، نتایج، تأیید نشده و قابل بحث ماندند.<ref name="Milanoguys">{{cite journal|last1=Belgiorno|first1=F.|last2=Cacciatori|first2=S. L.|last3=Clerici|first3=M.|last4=Gorini|first4=V.|last5=Ortenzi|first5=G.|last6=Rizzi|first6=L.|last7=Rubino|first7=E.|last8=Sala|first8=V. G.|last9=Faccio|first9=D.|date=2010|title=Hawking radiation from ultrashort laser pulse filaments|journal=Phys. Rev. Lett.|volume=105|issue=20|page=203901|arxiv=1009.4634|bibcode=2010PhRvL.105t3901B|doi=10.1103/PhysRevLett.105.203901}}</ref><ref>{{cite news|url=https://www.wired.com/wiredscience/2010/09/hawking-radiation-in-the-lab/|title=Ultrafast Laser Pulse Makes Desktop Black Hole Glow|last=Grossman|first=Lisa|date=September 29, 2010|work=|newspaper=Wired magazine|accessdate=April 30, 2012}}</ref> برای دیدن تابش هاوکینگ، پروژه‌های دیگری با استفاده از چارچوب [[مدل‌های آنالوگ گرانش]] انجام شده‌اند.
خط ۱۰: خط ۱۰:
سیاه‌چاله، مرکز [[گرانش]] پر قدرتی است. از دیرباز، گرانش پدید آمده از [[تکینگی گرانشی]] درون سیاه‌چاله آنقدر پر قدرت بوده که هیچ چیز حتی [[تابش الکترومغناطیسی]] نیز نمی‌تواند از آن بگریزد. هنوز معلوم نیست که گرانش چگونه با [[مکانیک کوانتومی]] پیوند می‌خورد. با این حال، دور از سیاه‌چاله، تأثیر گرانش بر محاسبات می‌تواند آنقدر ضعیف باشد که به گونه معقولی، در چارچوب [[نظریه میدان کوانتومی در فضازمان پیچ خورده]]، در نظر گرفته شود. هاوکینگ نشان داد که اثرات کوانتومی به سیاه‌چاله اجازه می‌دهند که تابش جسم سیاه مشخصی را بِتابانَد. تابش الکترومغناطیس هنگامی ایجاد می‌شود که دمای جسم سیاه، متناسب با عکس جرم سیاه‌چاله باشد.
سیاه‌چاله، مرکز [[گرانش]] پر قدرتی است. از دیرباز، گرانش پدید آمده از [[تکینگی گرانشی]] درون سیاه‌چاله آنقدر پر قدرت بوده که هیچ چیز حتی [[تابش الکترومغناطیسی]] نیز نمی‌تواند از آن بگریزد. هنوز معلوم نیست که گرانش چگونه با [[مکانیک کوانتومی]] پیوند می‌خورد. با این حال، دور از سیاه‌چاله، تأثیر گرانش بر محاسبات می‌تواند آنقدر ضعیف باشد که به گونه معقولی، در چارچوب [[نظریه میدان کوانتومی در فضازمان پیچ خورده]]، در نظر گرفته شود. هاوکینگ نشان داد که اثرات کوانتومی به سیاه‌چاله اجازه می‌دهند که تابش جسم سیاه مشخصی را بِتابانَد. تابش الکترومغناطیس هنگامی ایجاد می‌شود که دمای جسم سیاه، متناسب با عکس جرم سیاه‌چاله باشد.


بینش فیزیکی چگونگی این فرایند می‌تواند با فرض اینکه تابش [[ماده (فیزیک)|ماده]]-[[پادماده]]، درست کمی فراتر از افق روید به بیرون پرتاب شوند ممکن باشد. این تابش، مستقیماً از خود سیاه‌چاله نمی‌آید. بلکه نتیجه ذرات فرضی "تقویت شده"ای است که بر اثر گرانش سیاه‌چاله به ذرات واقعی تبدیل می‌شوند.<ref name="kumar2012">{{Cite journal|last1=Kumar|first1=K. N. P.|last2=Kiranagi|first2=B. S.|last3=Bagewadi|first3=C. S.|date=2012|title=Hawking Radiation – An Augmentation Attrition Model|journal=Adv. Nat. Sci.|volume=5|issue=2|pages=14–33|doi=10.3968/j.ans.1715787020120502.1817}}</ref> هنگامی که جفت ماده-پادماده بر اثر انرژی گرانشی سیاه‌چاله پدید می‌آید، یکی از ذره‌ها با جرم کمتر از جرم سیاه‌چاله، به خارج از سیاهچاله می‌گریزد.<ref>{{cite book|title=An Introduction to Modern Astrophysics|last=Carroll|first=Bradley|last2=Ostlie|first2=Dale|publisher=Addison Wesley|year=1996|isbn=0-201-54730-9|page=673}}</ref>
بینش فیزیکی چگونگی این فرایند می‌تواند با فرض اینکه تابش [[ماده (فیزیک)|ماده]]-[[پادماده]]، درست کمی فراتر از افق رویداد به بیرون پرتاب شوند ممکن باشد. این تابش، مستقیماً از خود سیاه‌چاله نمی‌آید. بلکه نتیجه ذرات فرضی "تقویت شده"ای است که بر اثر گرانش سیاه‌چاله به ذرات واقعی تبدیل می‌شوند.<ref name="kumar2012">{{Cite journal|last1=Kumar|first1=K. N. P.|last2=Kiranagi|first2=B. S.|last3=Bagewadi|first3=C. S.|date=2012|title=Hawking Radiation – An Augmentation Attrition Model|journal=Adv. Nat. Sci.|volume=5|issue=2|pages=14–33|doi=10.3968/j.ans.1715787020120502.1817}}</ref> هنگامی که جفت ماده-پادماده بر اثر انرژی گرانشی سیاه‌چاله پدید می‌آید، یکی از ذره‌ها با جرم کمتر از جرم سیاه‌چاله، به خارج از سیاهچاله می‌گریزد.<ref>{{cite book|title=An Introduction to Modern Astrophysics|url=https://archive.org/details/introductiontomo0000carr_p4s9|last=Carroll|first=Bradley|last2=Ostlie|first2=Dale|publisher=Addison Wesley|year=1996|isbn=0-201-54730-9|page=[https://archive.org/details/introductiontomo0000carr_p4s9/page/673 673]}}</ref>


نگاه معمول به این فرایند این است که [[نوسان کوانتومی]] باعث پیدایش یک جفت ماده-پادماده در فاصله بسیار نزدیک به افق رویداد می‌شود. یکی از ذره‌ها به درون سیاه‌چاله می‌افتد و دیگری می‌گریزد. از دید ناطر بیرونی برای ثابت نگه داشتن انرژی کلی، [[ذرات بنیادی|ذره‌ای]] که به درون سیاه‌چاله می‌افتد باید [[انرژی منفی]] داشته باشد. این باعث می‌شود که سیاه‌چاله جرم از دست بدهد و برای بیننده بیرونی، به نظر می‌رسد که سیاه‌چاله تنها یک ذره بیرون داده است. در مدلی دیگر، این فرایند با تأثیر [[تونل‌زنی کوانتومی]] پدید می‌آید. بر اثر تونل‌زنی کوانتومی، جفت ماده-پادماده از [[خلأ]] پدید آمده و یکی از دو ذره به بیرون از سیاه‌چاله، تونل می‌زند.<ref name="kumar2012"/>
نگاه معمول به این فرایند این است که [[نوسان کوانتومی]] باعث پیدایش یک جفت ماده-پادماده در فاصله بسیار نزدیک به افق رویداد می‌شود. یکی از ذره‌ها به درون سیاه‌چاله می‌افتد و دیگری می‌گریزد. از دید ناطر بیرونی برای ثابت نگه داشتن انرژی کلی، [[ذرات بنیادی|ذره‌ای]] که به درون سیاه‌چاله می‌افتد باید [[انرژی منفی]] داشته باشد. این باعث می‌شود که سیاه‌چاله جرم از دست بدهد و برای بیننده بیرونی، به نظر می‌رسد که سیاه‌چاله تنها یک ذره بیرون داده است. در مدلی دیگر، این فرایند با تأثیر [[تونل‌زنی کوانتومی]] پدید می‌آید. بر اثر تونل‌زنی کوانتومی، جفت ماده-پادماده از [[خلأ]] پدید آمده و یکی از دو ذره به بیرون از سیاه‌چاله، تونل می‌زند.<ref name="kumar2012"/>
خط ۲۰: خط ۲۰:
یک سیاه‌چاله به اندازه یک [[جرم خورشیدی]] ({{Solar mass|link=y}})، دمایی به اندازه ۶۰ نانو [[کلوین]] (۶۰ میلیاردم کلوین) دارد. در اصل، چنین سیاه‌چاله‌ای بسیار بیشتر از [[تابش زمینه کیهانی]] که خود بیرون می‌دهد جذب می‌کند. سیاه‌چاله‌ای به جرم {{val|4.5|e=22|u=kg}} (نزدیک به جرم [[ماه]]) و قطر {{val|133|ul=um}}، موازنه‌ای برابر ۲/۷ کلوین دارد و مقدار پرتو تابیده از آن و جذب کرده آن برابر است. اما هنوز سیاه‌چاله‌های نخستین کوچکتر، بیش از آنچه [[پرتو]] جذب می‌کنند باز می‌تابانند و پیرو آن جرم از دست می‌دهند.<ref name="kumar2012"/>
یک سیاه‌چاله به اندازه یک [[جرم خورشیدی]] ({{Solar mass|link=y}})، دمایی به اندازه ۶۰ نانو [[کلوین]] (۶۰ میلیاردم کلوین) دارد. در اصل، چنین سیاه‌چاله‌ای بسیار بیشتر از [[تابش زمینه کیهانی]] که خود بیرون می‌دهد جذب می‌کند. سیاه‌چاله‌ای به جرم {{val|4.5|e=22|u=kg}} (نزدیک به جرم [[ماه]]) و قطر {{val|133|ul=um}}، موازنه‌ای برابر ۲/۷ کلوین دارد و مقدار پرتو تابیده از آن و جذب کرده آن برابر است. اما هنوز سیاه‌چاله‌های نخستین کوچکتر، بیش از آنچه [[پرتو]] جذب می‌کنند باز می‌تابانند و پیرو آن جرم از دست می‌دهند.<ref name="kumar2012"/>


== کشف ==
== کشف و معادله ==
هاوکینگ نظریه خود را پس از آن مطرح کرد که در سال [[۱۹۷۳ (میلادی)]] در [[مسکو]] [[روسیه]] با دو دانشمند [[اتحاد جماهیر شوروی سوسیالیستی]] دیدار کرد. [[یاکوف زلدوویچ]] و [[الکسی استاروبینسکی]] او را قانع کردند که [[سیاه‌چاله کر]] ذرات را تولید و از خود بیرون می‌دهند. هنگامی که هاوکینگ محاسبات را انجام داد به این نتیجه شگفت‌آور رسید که حتی سیاه‌چاله غیر چرخنده نیز دارای تابش است.<ref>{{cite book|title=A Brief History of Time|url=https://archive.org/details/briefhistoryofti0000hawk|last1=Hawking|first1=Stephen|authorlink=Stephen Hawking|date=1988|publisher=Bantam Books|year=|isbn=0-553-38016-8|location=|pages=}}</ref>
هاوکینگ نظریه خود را پس از آن مطرح کرد که در سال [[۱۹۷۳ (میلادی)]] در [[مسکو]] [[روسیه]] با دو دانشمند [[اتحاد جماهیر شوروی سوسیالیستی]] دیدار کرد. [[یاکوف زلدوویچ]] و [[الکسی استاروبینسکی]] او را قانع کردند که [[سیاه‌چاله کر]] ذرات را تولید و از خود بیرون می‌دهند. هنگامی که هاوکینگ محاسبات را انجام داد به این نتیجه شگفت‌آور رسید که حتی سیاه‌چاله غیر چرخنده نیز دارای تابش است.<ref>{{cite book|title=A Brief History of Time|url=https://archive.org/details/briefhistoryofti0000hawk|last1=Hawking|first1=Stephen|authorlink=Stephen Hawking|date=1988|publisher=Bantam Books|year=|isbn=0-553-38016-8|location=|pages=}}</ref>


دمای تابش سیاهچاله از فرمول زیر به دست می‌آید:
یکوقتی ذرات فرار می کنند، سیاهچاله مقدار کمی از انرژی و در نتیجه مقداری از جرم خود را از دست می دهد (جرم و انرژی با معادله انیشتین E = mc 2 مرتبط هستند ). در نتیجه، یک سیاهچاله در حال تبخیر طول عمر محدودی خواهد داشت. با تجزیه و تحلیل ابعادی ، طول عمر یک سیاهچاله را می توان به اندازه مکعب جرم اولیه آن نشان داد، [15] [16] : 176-177  و هاوکینگ تخمین زد که هر سیاهچاله ای در جهان اولیه با جرمی از کمتر از تقریباً 1012 کیلوگرم تا امروز کاملاً تبخیر شده است. [17]


⚫
:<math>T_\mathrm{H} = \frac{\hbar c^3}{8 \pi G M k_\mathrm{B}} </math>
در سال 1976، دان پیج این تخمین را با محاسبه توان تولید شده و زمان تبخیر، برای سیاهچاله غیرچرخشی شوارتزشیلد با جرم M . [15] زمان نصف شدن افق رویداد یا آنتروپی سیاهچاله به عنوان زمان صفحه شناخته می شود. [18] محاسبات با این واقعیت پیچیده است که یک سیاهچاله، که اندازه محدودی دارد، یک جسم سیاه کامل نیست. با کاهش فرکانس ، سطح مقطع جذب به شکلی پیچیده و وابسته به اسپین پایین می‌آید ، به خصوص زمانی که طول موج با اندازه افق رویداد قابل مقایسه باشد. پیج به این نتیجه رسید که سیاهچاله های اولیه تنها در صورتی می توانند تا امروز زنده بمانند که جرم اولیه آنها تقریباً باشد4 × 10 11 کیلوگرم یا بزرگتر. در نوشتن در سال 1976، پیج با استفاده از درک نوترینوها در آن زمان، به اشتباه روی این فرض کار کرد که نوترینوها جرم ندارند و تنها دو طعم نوترینو وجود دارد، و بنابراین نتایج او از طول عمر سیاهچاله ها با نتایج مدرنی که در نظر گرفته شده است مطابقت ندارد . طعم نوترینوها با جرم غیر صفر یک محاسبه در سال 2008 با استفاده از محتوای ذرات مدل استاندارد و شکل WMAP برای سن جهان، یک محدوده جرمی را به دست آورد.(0.04 ± 5.00) × 10 11 کیلوگرم . [19]


که در آن:
برخی از محاسبات قبل از 1998، با استفاده از فرضیات منسوخ در مورد نوترینوها، به شرح زیر بود: اگر سیاهچاله ها تحت تابش هاوکینگ تبخیر شوند، یک سیاهچاله جرم خورشیدی طی 1064 سال تبخیر خواهد شد که بسیار طولانی تر از سن جهان است. [20] یک سیاهچاله کلان جرم با جرم 10 11 (100 میلیارد) M ☉ در اطراف تبخیر خواهد شد.2 × 10 100 سال . [21] پیش‌بینی می‌شود که برخی از سیاه‌چاله‌های هیولا در کیهان در طول فروپاشی ابرخوشه‌های کهکشانی تا 1014 M☉ به رشد خود ادامه دهند . حتی اینها در یک مقیاس زمانی تا 2 × 10 106 سال تبخیر می شوند. [20] علم پس از سال 1998 این نتایج را اندکی تغییر می دهد. برای مثال، تخمین مدرن عمر سیاهچاله با جرم خورشیدی 1067 سال است . [22]


h [[ثابت پلانک]]
توان ساطع شده توسط یک سیاهچاله به شکل تابش هاوکینگ را می توان برای ساده ترین حالت یک سیاهچاله شوارتزشیلد غیر چرخشی با جرم M تخمین زد . ترکیب فرمول های شعاع شوارتزشیلد سیاهچاله، قانون تابش جسم سیاه استفان-بولتزمن ، فرمول بالا برای دمای تابش، و فرمول سطح یک کره ( افق رویداد سیاهچاله)، چندین معادلات را می توان استخراج کرد.


c [[سرعت نور]]
دمای تابش هاوکینگ برابر است با: [2] [23] [24]


G [[ثابت گرانش|ثابت جهانی گرانش]]
تی
اچ
=
ℏ
ج
3
8
�
جی
م
ک
ب
⚫
{\displaystyle T_{\mathrm {H} }={\frac {\hbar c^{3}}{8\pi GMk_{\mathrm {B} }}}}
درخشندگی بکنشتاین-هاوکینگ یک سیاهچاله، با فرض گسیل فوتون خالص (یعنی هیچ ذره دیگری ساطع نمی شود) و با این فرض که افق سطح تابشی است: [24] [ 23 ]


M [[جرم (فیزیک)|جرم]]
پ
=
ℏ
ج
6
15360
�
جی
2
م
2
{\displaystyle P={\frac {\hbar c^{6}}{15360\pi G^{2}M^{2}}}}
که در آن P درخشندگی است، یعنی توان تابشی، ħ ثابت پلانک کاهش یافته ، c سرعت نور ، G ثابت گرانشی و M جرم سیاهچاله است. شایان ذکر است فرمول فوق هنوز در چارچوب گرانش نیمه کلاسیک به دست نیامده است .


k [[ثابت بولتسمان|ثابت بولتزمن]]
مدت زمانی که سیاهچاله طول می کشد تا پراکنده شود: [24] [23]


و اگر اعداد را در هم ضرب کنیم این عدد که تا هشت اعشار اول نمایش داده شده 23^10×7/71728368 به دست می‌آید پس:
تی
ه
v
=
5120
�
جی
2
م
3
ℏ
ج
4
=
480
ج
2
�
ℏ
جی
≈
2.1
×
10
67
سال ها
(
م
م
⊙
)
3
،
{\displaystyle t_{\mathrm {ev} }={\frac {5120\pi G^{2}M^{3}}{\hbar c^{4}}}={\frac {480c^{2} V}{\hbar G}}\تقریباً 2.1\times 10^{67}\,{\text{years}}\ \left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)^{ 3}،}
≈ 10 -16 M 3


T = 7/71728368×10^23 ÷ M
که در آن M و V جرم و حجم (شوارتزشیلد) سیاهچاله است. سیاهچاله ای با یک جرم خورشیدی ( M☉ =2.0 × 10 30 کیلوگرم ) بیش از10 67 سال تا تبخیر - بسیار طولانی تر از سن فعلی جهان1.4 × 10 10 سال . [25] اما برای یک سیاهچاله از10 11 کیلوگرم ، زمان تبخیر است2.6 × 10 9 سال . به همین دلیل است که برخی از ستاره شناسان به دنبال نشانه هایی از انفجار سیاهچاله های اولیه هستند .

با این حال، از آنجایی که جهان حاوی تشعشعات پس‌زمینه مایکروویو کیهانی است، برای اینکه سیاه‌چاله از بین برود، سیاهچاله باید دمایی بیشتر از تابش جسم سیاه امروزی 2.7 K داشته باشد. یک مطالعه نشان می‌دهد که M باید کمتر از 0.8 درصد جرم زمین [ 26] باشد - تقریباً جرم ماه.

همچنین لازم به ذکر است که انتظار می رود اثرات گرانش کوانتومی فرمول فوق را برای طول عمر سیاهچاله تغییر دهد. [27]

تبخیر سیاهچاله چندین پیامد مهم دارد:

تبخیر سیاهچاله با نشان دادن نحوه تعامل حرارتی سیاهچاله ها با بقیه کیهان، دید منسجم تری از ترمودینامیک سیاهچاله ایجاد می کند.
برخلاف اکثر اجسام، دمای سیاهچاله با تابش جرم افزایش می یابد. سرعت افزایش دما نمایی است و محتمل ترین نقطه پایانی آن انحلال سیاهچاله در انفجار شدید پرتوهای گاما است . توصیف کامل این انحلال مستلزم مدلی از گرانش کوانتومی است ، با این حال، همانطور که وقتی جرم سیاهچاله به جرم پلانک 1 نزدیک می شود، شعاع آن نیز به دو طول پلانک نزدیک می شود .
ساده ترین مدل های تبخیر سیاهچاله منجر به پارادوکس اطلاعات سیاهچاله می شود . به نظر می رسد که محتوای اطلاعاتی یک سیاهچاله زمانی که از بین می رود از بین می رود، زیرا در این مدل ها تابش هاوکینگ تصادفی است (به اطلاعات اصلی ارتباطی ندارد). تعدادی راه حل برای این مشکل پیشنهاد شده است، از جمله پیشنهاداتی مبنی بر اینکه تشعشعات هاوکینگ مختل می شود تا اطلاعات از دست رفته را در خود جای دهد، تبخیر هاوکینگ نوعی ذره باقیمانده حاوی اطلاعات از دست رفته را به جا می گذارد و اینکه اطلاعات مجاز است تحت این شرایط از بین برود. .


== جستارهای وابسته ==
== جستارهای وابسته ==
خط ۱۲۲: خط ۵۲:
* [[اثر آنرو]]
* [[اثر آنرو]]


== پانویس ==
== منابع ==
{{پانویس|۲}}
{{پانویس|۲}}


== منابع ==
== منابع ==

* {{یادکرد-ویکی|پیوند=https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Federated_States_of_Micronesia&oldid=854603349|عنوان=Federated States of Micronesia|زبان=انگلیسی|بازیابی=۱۲ اوت ۲۰۱۸}}
{{گرانش کوانتومی}}
{{گرانش کوانتومی}}
{{سیاه‌چاله}}
{{سیاه‌چاله}}

نسخهٔ کنونی تا ۹ اکتبر ۲۰۲۴، ساعت ۱۱:۳۹

تابش هاوکینگ (به انگلیسی: Hawking radiation) تابش جسم سیاه است که پیش‌بینی می‌شود به خاطر تأثیر کوانتومی در نزدیکی افق رویداد، از سیاه‌چاله تابیده شده باشد. این پدیده به نام استیون هاوکینگ نامگذاری شده‌است. زیرا نخستین‌بار او در سال ۱۹۷۴ (میلادی) بحث نظری وجود آن را مطرح کرد.[۱][۲] کارهای هاوکینگ به توضیح نتایج یاکوب بکنشتاین کمک کرد. یاکوب بکنشتاین پیش‌بینی کرده بود که بیشینه آنتروپی سیاه‌چاله اندازه مشخصی دارد.[۳]

تابش هاوکینگ باعث کاهش جرم و انرژی سیاه‌چاله می‌شود که به تبخیر سیاه‌چاله شناخته می‌شود. به همین خاطر سیاه‌چاله‌هایی که جرم آن‌ها به روش دیگری افزایش نمی‌یابد با گذر زمان جرم آن کاهش یافته و در پایان، از بین می‌روند. پیش‌بینی می‌شود که تابش ریزسیاه‌چاله، بیشتر از سیاه‌چاه‌های بزرگ‌تر باشد. بنابراین با سرعت بیشتری کوچک شده و از میان می‌رود.[۴]

در ژوئن ۲۰۰۸ (میلادی) اداره کل ملی هوانوردی و فضا (ناسا) تلسکوپ فضایی پرتو گامای فرمی را به فضای بیرونی فرستاد. این تلسکوپ به دنبال منبع سوسوی پرتوهای گامایی است که انتظار می‌رود از سیاه‌چاله‌های نخستین تابیده شده باشند. در صورتیکه نظریه‌های فرا بعد بزرگ درست باشند شاید برخورددهنده هادرونی بزرگ در سازمان اروپایی پژوهش‌های هسته‌ای (سرن) بتواند ریزسیاه‌چاله تولید کرده و تبخیر آن را نشان دهد. تاکنون چنین ریزسیاه‌چاله‌هایی در برخورددهنده هادرونی بزرگ دیده نشده‌اند.[۵][۶][۷][۸]

در سپتامبر سال ۲۰۱۰ (میلادی) ادعا شد که در آزمایش آزمایشگاهی، با پالس‌های طیف مرئی، نشانه نزدیکی، به تابش هاوکینگ سیاه‌چاله دیده شده‌است. اگرچه، نتایج، تأیید نشده و قابل بحث ماندند.[۹][۱۰] برای دیدن تابش هاوکینگ، پروژه‌های دیگری با استفاده از چارچوب مدل‌های آنالوگ گرانش انجام شده‌اند.

نگاه کلی

[ویرایش]

سیاه‌چاله، مرکز گرانش پر قدرتی است. از دیرباز، گرانش پدید آمده از تکینگی گرانشی درون سیاه‌چاله آنقدر پر قدرت بوده که هیچ چیز حتی تابش الکترومغناطیسی نیز نمی‌تواند از آن بگریزد. هنوز معلوم نیست که گرانش چگونه با مکانیک کوانتومی پیوند می‌خورد. با این حال، دور از سیاه‌چاله، تأثیر گرانش بر محاسبات می‌تواند آنقدر ضعیف باشد که به گونه معقولی، در چارچوب نظریه میدان کوانتومی در فضازمان پیچ خورده، در نظر گرفته شود. هاوکینگ نشان داد که اثرات کوانتومی به سیاه‌چاله اجازه می‌دهند که تابش جسم سیاه مشخصی را بِتابانَد. تابش الکترومغناطیس هنگامی ایجاد می‌شود که دمای جسم سیاه، متناسب با عکس جرم سیاه‌چاله باشد.

بینش فیزیکی چگونگی این فرایند می‌تواند با فرض اینکه تابش ماده-پادماده، درست کمی فراتر از افق رویداد به بیرون پرتاب شوند ممکن باشد. این تابش، مستقیماً از خود سیاه‌چاله نمی‌آید. بلکه نتیجه ذرات فرضی "تقویت شده"ای است که بر اثر گرانش سیاه‌چاله به ذرات واقعی تبدیل می‌شوند.[۱۱] هنگامی که جفت ماده-پادماده بر اثر انرژی گرانشی سیاه‌چاله پدید می‌آید، یکی از ذره‌ها با جرم کمتر از جرم سیاه‌چاله، به خارج از سیاهچاله می‌گریزد.[۱۲]

نگاه معمول به این فرایند این است که نوسان کوانتومی باعث پیدایش یک جفت ماده-پادماده در فاصله بسیار نزدیک به افق رویداد می‌شود. یکی از ذره‌ها به درون سیاه‌چاله می‌افتد و دیگری می‌گریزد. از دید ناطر بیرونی برای ثابت نگه داشتن انرژی کلی، ذره‌ای که به درون سیاه‌چاله می‌افتد باید انرژی منفی داشته باشد. این باعث می‌شود که سیاه‌چاله جرم از دست بدهد و برای بیننده بیرونی، به نظر می‌رسد که سیاه‌چاله تنها یک ذره بیرون داده است. در مدلی دیگر، این فرایند با تأثیر تونل‌زنی کوانتومی پدید می‌آید. بر اثر تونل‌زنی کوانتومی، جفت ماده-پادماده از خلأ پدید آمده و یکی از دو ذره به بیرون از سیاه‌چاله، تونل می‌زند.[۱۱]

تفاوت مهم بین تابش سیاه‌چاله محاسبه شده توسط هاوکینگ و تابش گرمایی تابیده شده از جسم سیاه این است که دومی در طبیعت، آماری (به انگلیسی: Statistical) است و تنها، میانگین آن با تابش جسم سیاه قانون پلانک همخوانی دارد. درحالیکه تابش سیاه‌چاله هاوکینگ با داده‌ها سازگارتر است. بنابراین تابش گرمایی، اطلاعاتی دربارهٔ جسمی می‌دهد که آن را می‌تاباند.[نیازمند منبع] درحالیکه به نظر می‌رسد تابش هاوکینگ چنین اطلاعاتی را نمی‌رساند و تنها به نظریه بدون مو (جرم، تکانه زاویه‌ای، و بار الکتریکی) سیاه‌چاله وابسته است. این مسئله باعث پدید آمدن پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله می‌شود.

اگرچه بر پایه گمان دوگانگی گرانش-اندازه (که به تناظر ای دی اس/سی اف تی نیز شناخته می‌شود) سیاه‌چاله‌ها در برخی موارد مشخص (و شاید در کُل) راه حل نظریه میدان‌های کوانتومی در دمای غیر صفر باشند. این یعنی هیچ گُریز اطلاعاتی از سیاه‌چاله، انتظار نمی‌رود (زیرا نظریه میدان‌های کوانتومی امکان چنین پدیده‌ای را نمی‌دهد) و شاید تابش پخش شده از یک سیاه‌چاله، تابش گرمایی معمولی است. اگر این فرض درست باشد، محاسبه اصلی هاوکینگ، درست است. اما تا حال مشخص نشده‌است.

یک سیاه‌چاله به اندازه یک جرم خورشیدی (M☉)، دمایی به اندازه ۶۰ نانو کلوین (۶۰ میلیاردم کلوین) دارد. در اصل، چنین سیاه‌چاله‌ای بسیار بیشتر از تابش زمینه کیهانی که خود بیرون می‌دهد جذب می‌کند. سیاه‌چاله‌ای به جرم ۴٫۵×۱۰۲۲ kg (نزدیک به جرم ماه) و قطر ۱۳۳ µm، موازنه‌ای برابر ۲/۷ کلوین دارد و مقدار پرتو تابیده از آن و جذب کرده آن برابر است. اما هنوز سیاه‌چاله‌های نخستین کوچکتر، بیش از آنچه پرتو جذب می‌کنند باز می‌تابانند و پیرو آن جرم از دست می‌دهند.[۱۱]

کشف و معادله

[ویرایش]

هاوکینگ نظریه خود را پس از آن مطرح کرد که در سال ۱۹۷۳ (میلادی) در مسکو روسیه با دو دانشمند اتحاد جماهیر شوروی سوسیالیستی دیدار کرد. یاکوف زلدوویچ و الکسی استاروبینسکی او را قانع کردند که سیاه‌چاله کر ذرات را تولید و از خود بیرون می‌دهند. هنگامی که هاوکینگ محاسبات را انجام داد به این نتیجه شگفت‌آور رسید که حتی سیاه‌چاله غیر چرخنده نیز دارای تابش است.[۱۳]

دمای تابش سیاهچاله از فرمول زیر به دست می‌آید:

که در آن:

h ثابت پلانک

c سرعت نور

G ثابت جهانی گرانش

M جرم

k ثابت بولتزمن

و اگر اعداد را در هم ضرب کنیم این عدد که تا هشت اعشار اول نمایش داده شده 23^10×7/71728368 به دست می‌آید پس:

T = 7/71728368×10^23 ÷ M

جستارهای وابسته

[ویرایش]

منابع

[ویرایش]
  1. ↑ Rose, Charlie. "A conversation with Dr. Stephen Hawking & Lucy Hawking". charlierose.com. Archived from the original on March 29, 2013.
  2. ↑ "Inspirational scientist Stephen Hawking died today aged 76 | Al-Sahawat Times". Al-Sahawat Times (به انگلیسی). 2018-03-14. Retrieved 2018-03-14.
  3. ↑ Levi Julian, Hana (3 September 2012). "'40 Years of Black Hole Thermodynamics' in Jerusalem". Arutz Sheva. Retrieved 8 September 2012.
  4. ↑ Srikanta, Patnaik (2017-03-09). Recent Developments in Intelligent Nature-Inspired Computing (به انگلیسی). IGI Global. ISBN 9781522523239.
  5. ↑ Giddings, S.; Thomas, S. (2002). "High energy colliders as black hole factories: The end of short distance physics". Physical Review D. 65 (5): 056010. arXiv:hep-ph/0106219. Bibcode:2002PhRvD..65e6010G. doi:10.1103/PhysRevD.65.056010.
  6. ↑ Dimopoulos, S.; Landsberg, G. (2001). "Black Holes at the Large Hadron Collider". Physical Review Letters. 87 (16): 161602. arXiv:hep-ph/0106295. Bibcode:2001PhRvL..87p1602D. doi:10.1103/PhysRevLett.87.161602. PMID 11690198.
  7. ↑ "The case for mini black holes". CERN courier. November 2004.
  8. ↑ Henderson, Mark (September 9, 2008). "Stephen Hawkings 50 bet on the world the universe and the God particle". The Times. London. Retrieved May 4, 2010.[پیوند مرده]
  9. ↑ Belgiorno, F.; Cacciatori, S. L.; Clerici, M.; Gorini, V.; Ortenzi, G.; Rizzi, L.; Rubino, E.; Sala, V. G.; Faccio, D. (2010). "Hawking radiation from ultrashort laser pulse filaments". Phys. Rev. Lett. 105 (20): 203901. arXiv:1009.4634. Bibcode:2010PhRvL.105t3901B. doi:10.1103/PhysRevLett.105.203901.
  10. ↑ Grossman, Lisa (September 29, 2010). "Ultrafast Laser Pulse Makes Desktop Black Hole Glow". Wired magazine. Retrieved April 30, 2012.
  11. ↑ ۱۱٫۰ ۱۱٫۱ ۱۱٫۲ Kumar, K. N. P.; Kiranagi, B. S.; Bagewadi, C. S. (2012). "Hawking Radiation – An Augmentation Attrition Model". Adv. Nat. Sci. 5 (2): 14–33. doi:10.3968/j.ans.1715787020120502.1817.
  12. ↑ Carroll, Bradley; Ostlie, Dale (1996). An Introduction to Modern Astrophysics. Addison Wesley. p. 673. ISBN 0-201-54730-9.
  13. ↑ Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time. Bantam Books. ISBN 0-553-38016-8.

منابع

[ویرایش]
برگرفته از «https://fa.wikipedia.org/w/index.php?title=تابش_هاوکینگ&oldid=40440256»