Hawking -sugárzás - Hawking radiation
Általános relativitáselmélet |
---|
Hawking sugárzás a hősugárzás , hogy Feltételezzük, hogy kiengedik a fekete lyuk „s esemény horizonton , mert a relativisztikus kvantum hatások. Nevét Stephen Hawking fizikusról kapta , aki 1974 -ben elméleti érvet dolgozott ki létezésére. A Hawking -sugárzás tisztán kinematikai hatás, amely általános az eseményhorizontot vagy a helyi látszólagos horizontot tartalmazó lorentzi geometriákra.
A Hawking -sugárzás csökkenti a fekete lyukak tömegét és forgási energiáját, ezért elmélete szerint fekete lyukak párolgását okozza . Emiatt a fekete lyukak, amelyek más módon nem nyernek tömeget, várhatóan összezsugorodnak és végül eltűnnek. A legkisebb fekete lyukak kivételével ez rendkívül lassan történik. A sugárzás hőmérséklete fordítottan arányos a fekete lyuk tömegével, ezért a mikro fekete lyukak nagyobb sugárzást bocsátanak ki, mint a nagyobb fekete lyukak, és gyorsabban kell eloszlaniuk.
Áttekintés
A fekete lyukak asztrofizikai érdekességek elsősorban kompakt méretük és hatalmas gravitációs vonzásuk miatt . Ezeket először Einstein 1915 -ös általános relativitáselmélete jósolta meg , mielőtt az asztrofizikai bizonyítékok fél évszázaddal később elkezdődtek.
Fekete lyuk keletkezhet, ha elegendő anyagot és/vagy energiát tömörítünk olyan kicsi térfogatba, hogy a menekülési sebesség nagyobb, mint a fénysebesség. Semmi sem tud ilyen gyorsan haladni, így a fekete lyuk tömegével arányos távolságon belül semmi sem menekülhet túl ezen a távolságon. Az a régió, amelyen túl még a fény sem menekülhet, az eseményhorizont ; az azon kívüli megfigyelő nem figyelheti meg az eseményhorizonton belüli eseményeket, nem tudatosíthatja őket, és nem befolyásolhatja őket. A fekete lyuk lényege az eseményhorizont, az események és azok okozati összefüggései közötti elméleti elhatárolás.
Alternatív megoldásként, ha az általános relativitáselméletben egy sor zuhanó koordinátát használunk , akkor az eseményhorizontot felfoghatjuk olyan régiónak, amelyen túl a tér gyorsabban zuhan, mint a fénysebesség. (Bár semmi sem haladhat át a világűrön gyorsabban a világűrön, maga a tér bármilyen sebességgel beeshet.) Ha az anyag az eseményhorizonton belül van, az összes benne lévő anyag menthetetlenül gravitációs szingularitásba esik , végtelen görbületű és nulla méretű helyre. elvetemült téridő mögött, mindenféle anyag nélkül. A klasszikus fekete lyuk tiszta üres téridő , és a legegyszerűbbet (nem forgó és töltetlen) csak a tömeg és az eseményhorizont jellemzi.
Jelenlegi kvantumfizikai ismereteink felhasználhatók annak vizsgálatára, hogy mi történhet az eseményhorizont körüli régióban. 1974 -ben Stephen Hawking brit fizikus a kvantummező elméletét használta az ívelt téridőben, hogy megmutassa, hogy elméletileg a gravitációs erő az eseményhorizontban elég erős ahhoz, hogy hősugárzást bocsásson ki, és az energia „szivárogjon” a tágabb univerzumba egy kis távolság az eseményhorizont körül és kívül. Valójában ez az energia úgy tett, mintha a fekete lyuk lassan elpárologna (bár valójában kívülről érkezett).
Fontos különbség a Hawking által számított fekete lyuk sugárzás és a fekete testből kibocsátott hősugárzás között , hogy ez utóbbi statisztikai jellegű, és csak az átlaga felel meg a Planck-féle fekete sugárzás törvényének , míg az előbbi megfelel jobbak az adatok. Így a hősugárzás információt tartalmaz az azt kibocsátó testről, míg a Hawking-sugárzás úgy tűnik, hogy nem tartalmaz ilyen információt, és csak a fekete lyuk tömegétől , szögimpulzusától és töltésétől függ ( szőrtelen tétel ). Ez vezet a fekete lyuk információs paradoxonához .
Azonban a sejtett mérő-gravitációs kettősség (más néven AdS/CFT megfelelés ) szerint a fekete lyukak bizonyos esetekben (és talán általában) egyenértékűek a kvantumtér elméletének nullától eltérő hőmérsékletű megoldásaival . Ez azt jelenti, hogy a fekete lyukakban nem várható információvesztés (mivel az elmélet ezt nem teszi lehetővé), és a fekete lyuk által kibocsátott sugárzás valószínűleg a szokásos hősugárzás. Ha ez helyes, akkor Hawking eredeti számítását ki kell javítani, bár nem ismert, hogyan (lásd alább ).
Az egyik naptömegű fekete lyuk ( M ☉ ) hőmérséklete mindössze 60 nanokelvint ( a kelvin 60 milliárdodrésze ); valójában egy ilyen fekete lyuk sokkal több kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást tud elnyelni, mint amennyit kibocsát. Egy fekete lyuk4,5 × 10 22 kg (körülbelül a Hold tömege , vagy kb133 μm átmérőjű) 2,7 K -nál egyensúlyban lenne, és annyi sugárzást nyelne el, amennyit kibocsát.
Felfedezés
Hawking felfedezése az 1973 -as moszkvai látogatást követte, ahol Yakov Zel'dovich és Alekszej Starobinsky szovjet tudósok meggyőzték őt arról, hogy a forgó fekete lyukaknak részecskéket kell létrehozniuk és kibocsátaniuk. Amikor Hawking elvégezte a számítást, meglepődött, hogy még a nem forgó fekete lyukak is sugárzást okoznak. 1972 -ben Jacob Bekenstein úgy sejtette, hogy a fekete lyukaknak entrópiát kell kapniuk, ahol ugyanebben az évben nem javasolt szőrtételeket . Bekenstein felfedezését és eredményeit dicséri Stephen Hawking, ami miatt ez a formalizmus miatt a sugárzásra is gondolt.
Kibocsátási folyamat
Hawking -sugárzást igényel az Unruh -effektus és a fekete lyuk horizontjaira alkalmazott egyenértékűségi elv . A fekete lyuk eseményhorizontjához közel egy helyi megfigyelőnek gyorsítania kell, hogy ne essen be. A gyorsuló megfigyelő látja a részecskék termálfürdőjét, amely kilép a helyi gyorsulási horizontból, megfordul és szabadon visszaesik. A helyi termikus egyensúly feltétele azt feltételezi, hogy ennek a helyi termálfürdőnek a folyamatos kiterjesztése véges hőmérsékletű a végtelenben, ami azt jelenti, hogy a horizont által kibocsátott részecskék egy része nem szívódik fel, és kimenő Hawking -sugárzássá válik.
A Schwarzschild fekete lyuk mutatója:
- .
A fekete lyuk a téridő a kvantummező elméletéhez.
A mezőelméletet egy helyi útintegrál határozza meg, így ha a horizonton a határfeltételeket meghatározzuk, akkor a külső mező állapota kerül meghatározásra. A megfelelő peremfeltételek megtalálásához tekintsen egy álló megfigyelőt a horizonton kívülre
A helyi mutató a legalacsonyabb sorrendig
- ,
amely Rindler szempontjából τ = t/4 M. A metrika egy olyan keretet ír le, amely gyorsul, hogy ne essen a fekete lyukba. A helyi gyorsulás, α =1/ρ, eltér ρ → 0 .
A horizont nem különleges határ, és a tárgyak beleeshetnek. Tehát a helyi megfigyelőnek úgy kell éreznie, hogy a normál Minkowski -térben felgyorsul az egyenértékűség elve. A horizontközeli megfigyelőnek látnia kell a mezőt izgatottan, helyi hőmérsékleten
- ;
ami az Unruh -effektus .
A gravitációs vöröseltolódást a metrika időkomponensének négyzetgyöke adja. Tehát ahhoz, hogy a terepelméleti állapot következetesen kiterjedjen, mindenhol termikus háttérnek kell lennie, a helyi hőmérséklet vöröseltolódása és a horizont közeli hőmérséklete között:
- .
A fordított hőmérséklet végtelenben r ′ -re eltolódott
és r a horizont közeli helyzet, közel 2 M , tehát ez valóban:
- .
Tehát egy fekete lyukon alapuló mezőelmélet termikus állapotban van, amelynek hőmérséklete a végtelenben:
- .
Ez tisztábban fejezhető ki a fekete lyuk felületi gravitációját tekintve; ez az a paraméter, amely meghatározza a horizont közeli megfigyelő gyorsulását. A Planck egységekben ( G = c = ħ = k B = 1 ) a hőmérséklet az
- ,
ahol κ a felülete gravitációs a horizont (egységekben lightspeed per Planck-idő négyzete). Tehát a fekete lyuk csak véges hőmérsékletű sugárzási gázzal lehet egyensúlyban. Mivel a fekete lyukba eső sugárzás elnyelődik, a fekete lyuknak egyenlő mennyiségű fényt kell kibocsátania a részletes egyensúly fenntartása érdekében . A fekete lyuk tökéletes fekete testként működik ezen a hőmérsékleten.
Az SI mértékegységekben a Schwarzschild fekete lyuk sugárzása fekete hőmérsékletű hőmérsékletű sugárzás
- ,
ahol ħ a redukált Planck-állandó , c a fény sebessége , k B a Boltzmann-féle állandó , G a gravitációs állandó , M ☉ a Nap tömegű , és M jelentése a tömege a fekete lyuk.
A fekete lyuk hőmérsékletéből egyszerű kiszámítani a fekete lyuk entrópiáját. Az entrópia változása dQ hőmennyiség hozzáadásával:
- .
A belépő hőenergia a teljes tömeg növelését szolgálja, így:
- .
A fekete lyuk sugara kétszerese a tömegének a Planck -egységekben , tehát a fekete lyuk entrópiája arányos a felületével:
- .
Feltételezve, hogy egy kis fekete lyuk entrópiája nulla, az integrációs állandó nulla. A fekete lyuk kialakítása a leghatékonyabb módja annak, hogy a tömeget egy régióba tömörítsük, és ez az entrópia is köti a térben lévő bármely gömb információtartalmát. Az eredmény formája erősen azt sugallja, hogy a gravitációs elmélet fizikai leírása valahogy kódolható egy határoló felületre.
Fekete lyuk párolgása
Amikor a részecskék kiszöknek, a fekete lyuk elveszíti kis mennyiségű energiáját, és ezért a tömegének egy részét (a tömeg és az energia Einstein E = mc 2 egyenlete ). Következésképpen az elpárolgó fekete lyuk véges élettartamú lesz. A többdimenziós elemzést , az élettartama egy fekete lyuk lehet ábrázoljuk, mint a kocka annak kezdeti tömege, és Hawking becslések szerint minden fekete lyuk keletkezett a korai univerzumban egy tömege kisebb, mint körülbelül 10 15 g volna teljesen bepároljuk a mai napig.
1976-ban Don Page finomította ezt a becslést úgy, hogy kiszámította az M tömegű , nem forgó, töltés nélküli Schwarzschild fekete lyuk által termelt energiát és a párolgáshoz szükséges időt . A fekete lyuk eseményhorizontjának vagy entrópiájának felére eső ideje az oldalidő. A számításokat bonyolítja az a tény, hogy a véges méretű fekete lyuk nem tökéletes fekete test; az abszorpciós keresztmetszet bonyolult, spinfüggő módon csökken a frekvencia csökkenésével, különösen akkor, ha a hullámhossz összehasonlíthatóvá válik az eseményhorizont méretével. Page arra a következtetésre jutott, hogy az ősi fekete lyukak csak akkor maradhatnak fenn napjainkig, ha a kezdeti tömegük nagyjából megegyezik4 × 10 11 kg vagy nagyobb. Az 1976 -os írás során az oldal a neutrínók akkori ismereteit felhasználva tévesen azon a feltevésen dolgozott, hogy a neutrínóknak nincs tömege, és csak két íz létezik, és ezért a fekete lyuk élettartamának eredményei nem egyeznek meg a modern eredményekkel, amelyek figyelembe veszik 3 a nulla tömegű neutrínók ízei . Egy 2008 -as számítás a standard modell részecske -tartalmának és a világegyetem korának WMAP -adatának felhasználásával tömeges korlátot eredményezett(5,00 ± 0,04) × 10 11 kg .
Ha a Hawking -sugárzás hatására a fekete lyukak elpárolognak, a naptömegű fekete lyuk 10 64 év alatt elpárolog, ami jóval hosszabb, mint az univerzum kora. Egy szupermasszív fekete lyuk, amelynek tömege 10 11 (100 milliárd) M ☉ , elpárolog2 × 10 100 év . A világegyetemben néhány szörnyeteg fekete lyuk az előrejelzések szerint a galaxisok szuperhalmazainak összeomlása során talán még 10 14 M grow -re nő . Még ezek is elpárolognának akár 10 106 év alatt.
A teljesítmény által kibocsátott egy fekete lyuk formájában Hawking sugárzás könnyen becsülhető a legegyszerűbb esetben egy nem forgó, nem töltött Schwarzschild fekete lyuk tömegű M . A fekete lyuk Schwarzschild -sugárának képleteit , a fekete test sugárzásának Stefan – Boltzmann -törvényét, a sugárzás hőmérsékletének fenti képletét és a gömb felületének képletét (a fekete lyuk eseményhorizontját) egyesítve több egyenletek származtathatók.
A Hawking -sugárzás hőmérséklete:
A fekete lyuk Bekenstein – Hawking fényereje a tiszta fotonkibocsátás feltételezésével (azaz, hogy más részecskék nem bocsátkoznak ki) és azzal a feltételezéssel, hogy a horizont a sugárzó felület:
ahol P a fényesség, azaz a kisugárzott teljesítmény, ħ a csökkent Planck -állandó , c a fénysebesség , G a gravitációs állandó és M a fekete lyuk tömege. Érdemes megemlíteni, hogy a fenti képlet még nem származott félklasszikus gravitáció keretében .
A fekete lyuk eltűnéséhez szükséges idő:
ahol M és V a fekete lyuk tömege és (Schwarzschild) térfogata. A fekete lyuk egy napenergia tömeg ( M ☉ =2,0 × 10 30 kg ) több mint10 67 év elpárologni-sokkal hosszabb, mint a jelenlegi az Univerzum korát a14 × 10 9 év . De egy fekete lyukért10 11 kg , a párolgási idő2,6 × 10 9 év . Ez az oka annak, hogy egyes csillagászok a felrobbanó ősi fekete lyukak jeleit keresik .
Mivel azonban a világegyetem tartalmazza a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást , a fekete lyuk eloszlásához a fekete lyuk hőmérsékletének magasabbnak kell lennie, mint a világegyetem mai fekete teste-sugárzásának, 2,7 K. 2020-ban Chou javasolta elmélet, ha a Plútó tömege forgó sugárzó ős fekete lyuk , a Hawking-sugárzás hőmérséklete 9,42 K, magasabb, mint 2,7 K CMB. Más tanulmányok azt sugallják, hogy M -nek kevesebbnek kell lennie a Föld tömegének - körülbelül a Hold tömegének - 0,8% -ánál .
A fekete lyuk párolgásának számos jelentős következménye van:
- A fekete lyuk párolgása következetesebb képet ad a fekete lyuk termodinamikájáról azáltal, hogy megmutatja, hogyan hatnak kölcsönhatásban a fekete lyukak a világegyetem többi részével.
- A legtöbb tárgytól eltérően a fekete lyuk hőmérséklete emelkedik, ahogy eloszlatja a tömeget. A hőmérséklet növekedési üteme exponenciális, és a legvalószínűbb végpont a fekete lyuk feloldódása a gamma -sugarak heves kitörésében . Ennek az oldódásnak a teljes leírásához azonban szükség van a kvantum -gravitáció modelljére , mivel ez akkor fordul elő, amikor a fekete lyuk tömege megközelíti az 1 Planck -tömeget , amikor a sugara is megközelíti a két Planck -hosszúságot .
- A fekete lyuk párolgásának legegyszerűbb modelljei a fekete lyuk információs paradoxonához vezetnek . A fekete lyuk információtartalma elveszettnek tűnik, amikor szétoszlik, mivel ezeknél a modelleknél a Hawking -sugárzás véletlenszerű (nincs kapcsolata az eredeti információkkal). Számos megoldást javasoltak erre a problémára, többek között javaslatokat tettek arra, hogy a Hawking -sugárzás zavaróan tartalmazza a hiányzó információkat, hogy a Hawking -párolgás a maradék részecskéket valamilyen formában elhagyja, amelyek a hiányzó információkat tartalmazzák, és ilyen körülmények között az információ elveszhet .
Problémák és kiterjesztések
Trans-Plancki probléma
A transz-Planck-féle probléma az, hogy Hawking eredeti számítása olyan kvantumrészecskéket tartalmaz, amelyekben a hullámhossz rövidebb lesz, mint a fekete lyuk horizontja közelében lévő Planck-hossz . Ennek oka az ottani sajátos viselkedés, ahol az idő messziről mérve megáll. A fekete lyukból véges frekvenciával kibocsátott részecskéknek , ha visszavezetik őket a látóhatárba, végtelen frekvenciájúaknak kell lenniük , tehát transz-Plancki hullámhosszúak.
Az Unruh -effektus és a Hawking -effektus egyaránt a felületen álló téridőben levő terepi módokról beszél, amelyek megváltoztatják a frekvenciát a többi horizonton szabályos koordinátához képest. Ez szükségszerűen így van, mivel a horizonton kívül maradáshoz olyan gyorsításra van szükség, amely Doppler folyton váltja az üzemmódokat.
A Hawking -sugárzás kimenő fotonja , ha az üzemmódot időben visszavezetik, frekvenciája eltér a nagy távolságban lévőtől, mivel közelebb kerül a horizonthoz, ami megköveteli a foton hullámhosszának felpréselődését végtelenül a fekete lyuk horizontján. Egy maximálisan kiterjesztett külső Schwarzschild -megoldás esetén a foton frekvenciája csak akkor marad szabályos, ha az üzemmódot visszahúzzák a múltba, ahová egyetlen megfigyelő sem mehet. Ez a régió észrevehetetlennek tűnik, és fizikailag gyanús, ezért Hawking múltbeli régió nélküli fekete lyukas megoldást használt, amely a múltban véges időben képződik. Ebben az esetben az összes kimenő foton forrása azonosítható: egy mikroszkopikus pont abban a pillanatban, amikor a fekete lyuk először létrejött.
Hawking eredeti számításai szerint az apró pont kvantumingadozásai tartalmazzák az összes kimenő sugárzást. Azokat az üzemmódokat, amelyek végül hosszú ideig tartalmazzák a kimenő sugárzást, olyan nagy mennyiségű piros eltolódás jellemzi, hogy hosszú tartózkodásuk van az eseményhorizont mellett, így a Planck -hossznál jóval rövidebb hullámhosszú üzemmódként indulnak. Mivel a fizika törvényei ilyen rövid távolságokon ismeretlenek, egyesek szerint Hawking eredeti számítása nem meggyőző.
A transz-Planck-féle problémát manapság többnyire a horizontszámítások matematikai műtermékének tekintik. Ugyanez a hatás figyelhető meg a fehér lyukú oldatra hulló szabályos anyagok esetén is . A fehér lyukra hulló anyag felhalmozódik rajta, de nincs jövőbeli régiója, amelybe bejuthat. Ennek az ügynek a jövőjét nyomon követve a fehér lyuk evolúciójának végső szinguláris végpontjába préselődik, egy transz-Plancki régióvá. Az ilyen típusú eltérések oka az, hogy azok a módok, amelyek a külső koordináták szempontjából a horizonton végződnek, ott egyes gyakoriságúak. Az egyetlen módja annak, hogy meghatározzuk, mi történik klasszikusan, ha kiterjesztünk néhány más, a horizonton átívelő koordinátát.
Léteznek alternatív fizikai képek, amelyek Hawking-sugárzást adnak, amelyben a transz-Planck-féle problémát kezelik. A lényeg az, hogy hasonló transz-plancki problémák merülnek fel, amikor az Unruh-sugárzás által elfoglalt üzemmódokat időben visszavezetik. Az Unruh -effektusban a hőmérséklet nagysága kiszámítható a szokásos Minkowski -mezőelméletből , és nem vitatható.
Nagy extra méretek
Az előző szakasz képletei csak akkor alkalmazhatók, ha a gravitációs törvények megközelítőleg érvényesek a Planck -skáláig. Különösen a fekete lyukak esetében, amelyek tömege a Planck -tömeg alatt van (~10 -8 kg ), eredményeznek lehetetlen élettartama alatt a Planck-idő (~10 −43 s ). Ez általában arra utal, hogy a Planck -tömeg a fekete lyuk tömegének alsó határa.
A nagyméretű (10 vagy 11) mérettel rendelkező modellekben a Planck -állandók értékei gyökeresen eltérőek lehetnek, és a Hawking -sugárzás képleteit is módosítani kell. Különösen az extra méretek skálája alatti sugárral rendelkező mikro fekete lyuk élettartamát adja meg Cheung (2002) 9. egyenlete, Carr (2005) 25. és 26. egyenlete.
ahol M ∗ az alacsony energia skála, amely akár néhány TeV is lehet, és n a nagyméretű extra méretek száma. Ez a képlet most már összhangban van olyan könnyű lyukakkal, mint néhány TeV, és az élettartamuk az "új Planck -idő" nagyságrendje.10 -26 s .
A hurok kvantum gravitációjában
A részletes tanulmány a kvantum geometria egy fekete lyuk esemény horizontja felhasználásával készült hurok kvantumgravitáció . A hurokkvantálás reprodukálja a fekete lyuk entrópia eredményét, amelyet eredetileg Bekenstein és Hawking fedezett fel . Továbbá kvantumgravitációs korrekciók kiszámításához vezetett a fekete lyukak entrópiájához és sugárzásához.
Alapján az ingadozások a horizonton területen, egy kvantum fekete lyuk eltéréseket mutató a Hawking spektrum lenne megfigyelhető volt X-sugarak a Hawking sugárzás elgőzölődni ősi fekete lyukak is kell tartani. A kvantumhatások középpontjában a Hawking -sugárzási spektrumon felül kifejezetten elkülönített és nem keverhető frekvenciák állnak.
Kísérleti megfigyelés
Csillagászati keresés
2008 júniusában a NASA elindította a Fermi űrteleszkópot , amely az elpárolgó ős fekete lyukaktól elvárt végső gamma-villanásokat keresi .
Nehézion-ütköző fizika
Ha spekulatív nagy extra dimenziót elméletek helyességét, majd CERN „s Large Hadron Collider képes lehet létrehozni mikro fekete lyukak, és figyeljük a párolgás. A CERN -nél nem figyeltek meg ilyen mikro fekete lyukat.
Kísérleti
A gravitációs rendszerek kísérletileg elérhető körülményei között ez a hatás túl kicsi ahhoz, hogy közvetlenül megfigyelhető legyen. Azonban a jeleket szimulálni lehet egy laboratóriumi kísérletben, amelyben optikai fényimpulzusokat alkalmaznak olyan körülmények között, amelyek szorosan kapcsolódnak a fekete lyuk Hawking -sugárzásához (lásd Analóg gravitációs modellek ).
2010 szeptemberében egy kísérleti rendszer létrehozott egy laboratóriumi "fehér lyuk eseményhorizontot", amelyről a kísérletezők azt állították, hogy optikai analógot sugároznak a Hawking-sugárzáshoz. Az eredmények azonban továbbra is ellenőrizetlenek és vitathatók, és a valódi megerősítés státusza kétséges. Egyes tudósok azt jósolják, hogy Hawking sugárzás tanulmányozni lehetne analógia segítségével szonikus fekete lyukak , ahol a hang perturbációkat analóg fény gravitációs fekete lyuk és az áramlás egy körülbelül tökéletes folyadék analóg gravitáció.
Más projektek is elindultak ennek a sugárzásnak a keresésére analóg gravitációs modellek keretében .
Lásd még
- Fekete lyuk termodinamika
- Fekete lyuk csillaghajó
- Blandford – Znajek folyamat és Penrose folyamat , a fekete lyuk energiájának egyéb kinyerése
- Gibbons -Hawking -effektus
- Thorne – Hawking – Preskill fogadás
- Kíméletlen hatás
Hivatkozások
További irodalom
- Hawking, Stephen W. (1974). - Fekete lyuk robbanás? Természet . 248 (5443): 30–31. Bibcode : 1974Natur.248 ... 30H . doi : 10.1038/248030a0 . S2CID 4290107 . → Hawking első cikke a témában
- Page, Don N. (1976). "Részecske -kibocsátási arányok a fekete lyukból: tömeges részecskék egy töltetlen, nem forgó lyukból". Physical Review D . 13 (2): 198–206. Bibcode : 1976PhRvD..13..198P . doi : 10.1103/PhysRevD.13.198 . → a párolgási mechanizmus első részletes tanulmányai
- Carr, Bernard J .; Hawking, Stephen W. (1974). "Fekete lyukak a korai univerzumban". A Királyi Csillagászati Társaság havi értesítései . 168 (2): 399–415. arXiv : 1209.2243 . Bibcode : 1974MNRAS.168..399C . doi : 10.1093/mnras/168.2.399 . → kapcsolatok az ősi fekete lyukak és a korai univerzum között
- Barrau, Aurélien; et al. (2002). "Antiprotonok az ősi fekete lyukakból". Csillagászat és asztrofizika . 388 (2): 676–687. arXiv : astro-ph/0112486 . Bibcode : 2002a & A ... 388..676B . doi : 10.1051/0004-6361: 20020313 . S2CID 17033284 .
- Barrau, Aurélien; et al. (2003). "Antideuteronok, mint az ős fekete lyukak szondája". Csillagászat és asztrofizika . 398 (2): 403–410. arXiv : astro-ph/0207395 . Bibcode : 2003a & A ... 398..403B . doi : 10.1051/0004-6361: 20021588 . S2CID 5727582 .
- Barrau, Aurélien; Féron, Chloé; Gabona, Julien (2005). "Mikroszkopikus fekete lyukak asztrofizikai előállítása alacsony Planck-skála világban". Az Astrophysical Journal . 630 (2): 1015–1019. arXiv : astro-ph/0505436 . Bibcode : 2005ApJ ... 630.1015B . doi : 10.1086/432033 . S2CID 6411086 . → az elsődleges fekete lyukak kísérleti keresése a kibocsátott antianyagnak köszönhetően
- Barrau, Aurélien; Boudoul, Gaëlle (2002). "Az ősi fekete lyuk fizikájának néhány aspektusa". arXiv : astro-ph/0212225 . → kozmológia ős fekete lyukakkal
- Barrau, Aurélien; Gabona, Julien; Alekszejev, Sztanyiszlav O. (2004). "Gauss – Bonnet fekete lyukak az LHC -n: túl a tér dimenzióján". Physics Letters B . 584 (1–2): 114–122. arXiv : hep-ph/0311238 . Bibcode : 2004PhLB..584..114B . doi : 10.1016/j.physletb.2004.01.019 . S2CID 14275281 . → új fizikát (kvantumgravitációt) keres az ős fekete lyukakkal
- Kanti, Panagiota (2004). "Fekete lyukak az elméletekben nagyméretű extra méretekkel: áttekintés". International Journal of Modern Physics A . 19 (29): 4899–4951. arXiv : hep-ph/0402168 . Bibcode : 2004IJMPA..19.4899K . doi : 10.1142/S0217751X04018324 . S2CID 11863375 . → elpárolgó fekete lyukak és extra méretek
- Ida, Daisuke; Oda, Kin'ya; Park, Seong-chan (2003). "Forgó fekete lyukak a jövő ütközőknél: mindenkit befolyásol a brane mezők". Physical Review D . 67. (6): 064025. arXiv : hep-th/0212108 . Bibcode : 2003PhRvD..67f4025I . doi : 10.1103/PhysRevD.67.064025 .
- Ida, Daisuke; Oda, Kin'ya; Park, Seong-chan (2005). "Forgó fekete lyukak a jövő ütközőknél. II. Anizotróp skaláris mező emisszió". Physical Review D . 71 (12): 124039. arXiv : hep-th/0503052 . Bibcode : 2005PhRvD..71l4039I . doi : 10.1103/PhysRevD.71.124039 . S2CID 28276606 .
- Ida, Daisuke; Oda, Kin'ya; Park, Seong-chan (2006). "Forgó fekete lyukak a jövő ütközőknél. III. A fekete lyuk evolúciójának meghatározása". Physical Review D . 73 (12): 124022. arXiv : hep-th/0602188 . Bibcode : 2006PhRvD..73l4022I . doi : 10.1103/PhysRevD.73.124022 . S2CID 6702415 . → a fekete lyuk élettartamának és extra méreteinek meghatározása
- Nicolaevici, Nistor (2003). "Fekete test spektrum gyorsított tükrökből, aszimptotikusan inerciális pályákkal". A Journal of Physics . 36 (27): 7667-7677. Bibcode : 2003JPhA ... 36.7667N . doi : 10.1088/0305-4470/36/27/317 . → a Hawking -sugárzás következetes levezetése a Fulling – Davies tükörmodellben.
- Smolin, Lee (2006. november). "A kvantum gravitáció szembenéz a valósággal" (PDF) . Fizika ma . 59. (11): 44–48. Bibcode : 2006PhT .... 59k..44S . doi : 10.1063/1.2435646 . Archiválva az eredetiből (PDF) , 2008. szeptember 10.a hurokkvantum -gravitáció gravitációra vonatkozó legújabb fejleményeiből és előrejelzéseiből áll , kis léptékben, beleértve a Hawking -sugárzási hatástól való eltérést Ansari által .
- Ansari, Mohammad H. (2007). "Egy kanonikusan kvantált horizont spektroszkópia". Magfizikai B . 783 (3): 179–212. arXiv : hep-th/0607081 . Bibcode : 2007NuPhB.783..179A . doi : 10.1016/j.nuclphysb.2007.01.009 . S2CID 9966483 .→ tanulmányozza a hurok kvantált fekete lyuk eltérését a Hawking -sugárzástól. A fekete lyuk kvantálásának új megfigyelhető kvantumhatását mutatják be.
- Shapiro, Stuart L .; Teukolsky, Saul A. (1983). Fekete lyukak, fehér törpék és neutroncsillagok: A kompakt tárgyak fizikája . Wiley-Interscience. o. 366 . ISBN 978-0-471-87316-7. → Hawking sugárzás párolgási képletének származtatása.
- Leonhardt, Ulf; Maia, Clovis; Schuetzhold, Ralf (2010). "Fókuszban a gravitációs jelenségek és a kapcsolódó hatások klasszikus és kvantum analógjai" . New Journal of Physics . 14 (10): 105032. Bibcode : 2012NJPh ... 14j5032L . doi : 10.1088/1367-2630/14/10/105032 .
Külső linkek
- Hawking sugárzás számoló eszköz
- A mini fekete lyukak esete A. Barrau és J. Grain elmagyarázza, hogyan lehetett észlelni a Hawking -sugárzást ütközőknél