تابش هاوكينگ چيست؟

تابش هاوكينگ چيست؟

با توجه به اصل عدم قطعيت مكانيك كوانتوم، احتمال هر رويداي هميشه بزرگتر از صفر است. يكي از نتيج منطقي آن اين است كه ما بپذيريم خلاء "فضاي تهي" واقعاً تهي نيست. و فضاي تهي از ذرات مجازي انباشته شده است، از ذرات ماده و انرژي و نه كاملاً حقيقي. ذرات مجازي با اين كه حقيقي نستند، قوانين نشان مي دهند كه جهان در مقياس كوانتومي چگونه رفتار مي كند. براي مثال آنها براي توضيح كنش فوتون و الكترون لازم هستند.

اگر ما فضا را خلا فرض كنيم، راه درستي نرفته‌ايم. در اينجا مي‌خواهيم علت آن را بيابيم. اصل عدم قطعيت به اين معني است كه ما هيچ‌گاه نمي‌توانيم با دقت كامل، به طور همزمان، مكان و سرعت يك ذره را بداينم. معناي آن از اين هم بيشتر است: ما هرگز نمي‌توانيم كميت يك ميدان (به عنوان مثال: ميدان گرانشي يا ميدان الكترومغناطيسي) و آهنگ تغييرات آنرا همزمان، با دقت كامل تعيين كنيم. هر قدر كميت ميدان را با دقت بيشتر بدانيم، دقت ما در دانستن آهنگ تغييرات آن كاهش خواهد يافت و بالعكس، همچون الاكلنگ. در نتيجه، شدت يك ميدان هيچ وقت به صفر نمي‌رسد. صفر هم از نظر كميت و هم از نظر آهنگ تغييرات ميدان، اندازه‌گيري بسيار دقيقي خواهد بود كه اصل عدم قطعيت، آن را مجاز نمي‌داند. نمي‌توان فضاي خالي داشت، مگر اينكه تمام ميدانها دقيقاً صفر باشند: اگر صفر نباشند، فضاي خالي وجود ندارد.

به جاي فضاي خالي يا خلأ كامل كه اغلب ما تصور مي‌كنيم در فضا هست، مقدار حداقلي از عدم قطعيت، اندكي ابهام يا نامعلومي به صورتي داريم كه نمي‌دانيم مقدار ميدان در «فضاي خالي» چيست. اين افت و خيز در مقدار ميدان، اين لرزش اندك به سوي جوانب مثبت و منفي صفر را كه هرگز صفر نمي‌شود، مي‌توان به طريق زير تصور كرد.

زوجهايي از ذرات ـ زوجهاي فوتونها يا گراويتونها ـ مدام ظاهر مي‌شوند. دو ذره به صورت يك جفت در مي‌آيند و سپس از هم جدا مي‌شوند. پس از فاصله زماني بسيار كوتاه غيرقابل تصوري، آن دو ذره بار ديگر به هم مي‌رسند، و يكديگر را منهدم مي‌كنند حياتي كوتاه ولي پر ماجرا دارند. مكانيك كوانتومي به ما مي‌گويد كه اين واقعه هميشه و همه جا در فضاي «خلأ» روي مي‌دهد.

ممكن است كه اينها ذرات «واقعي» كه بتوانيم وجود آنها را با يك آشكارساز ذرات، تشخيص دهيم نباشند، ولي نبايد تصور كرد كه آنها ذرات خيالي هستند. حتي اگر آنها فقط ذراتي «مجازي» باشند، مي‌دانيم آثار آنها را روي ذرات ديگر تشخيص دهيم.

بعضي از اين زوجها، زوجهاي ذرات ماده يا فرميونها هستند. در اين حالت، يكي از ذرات زوج، پاد‌ذره ديگري است. «پاد ماده» را كه در بازيهاي خيالي و داستانهاي علمي تخيلي با آن آشنا هستيم، صرفاً تخيلي نيست. مي‌دانيم كه مقدار كل انرژي در جهان، هميشه ثابت و بدون تغيير است. انرژي نمي‌تواند از جايي به طور ناگهاني به جهان وارد شود. چگونه ما مي‌توانيم مسأله اين زوج تازه به وجود آمده را با اين اصل سازگار كنيم؟ اين زوجها، با «وام گرفتن» انرژي، به طور بسيار موقتي به وجود آمده‌اند. آنها به هيچ‌وجه دايمي نيستند. يكي از ذرات اين زوج انرژي مثبت و ديگري انرژي منفي دارد. تراز انرژي آنها برابر است. به مقدار انرژي كه در جهان وجود دارد، چيزي اضافه نشده است.

استيون هاوكينگ استدلال كرد كه زوج ذره‌هاي بسياري به طور غير منتظره، در افق رويداد يك سياهچاله به وجود مي‌ايند و از بين مي‌روند. بنابر تصور او، ابتدا يك زوج از ذرات مجازي ظاهر مي‌شود. قبل از آنكه اين زوج به يكديگر برسند و يكديگر را منهدم كنند، ذره‌اي كه انرژي منفي دارد از افق رويداد عبور كرده، وارد سياهچاله مي‌شود. آيا اين بدان معني است كه ذره با انرژي مثبت بايد همتاي بدبخت خود را، با هدف برخورد و منهدم كردن دنبال كند؟ نه. ميدان جاذبه در افق رويداد يك سياهچاله به قدر كافي قوي است كه با ذرات مجازي، حتي با ذرات بدبخت با انرژي منفي كار شگفت‌انگيزي مي‌كند: ميدان جاذبه مي‌تواند آنها را از « مجازي» به « واقعي» تبديل كند. اين تبديل، تغيير قابل ملاحظه‌اي در زوج به وجود مي‌آورد. آنها ديگر مجبور نيستند با يكديگر برخورد كرده و يكديگر را منهدم كنند. آنها مي‌توانند هر دو مدت بسيار طولانيتري، جدا از هم وجود داشته باشند. البته ذره با انرژي مثبت نيز مي‌تواند در سياهچاله بيفتد، ولي مجبور به چنين كاري نيست. او از مشاركت آزاد است، مي‌تواند بگريزد. براي يك مشاهده كننده از دور، به نظر مي‌آيد كه از سياهچاله بيرون آمده است. در حقيقت اين ذره، نه از بيرون،‌بلكه از نزديك سياهچاله مي‌آيد. در اين ضمن همتاي او انرژي منفي به سياهچاله وارد كرده است. تابشي كه به اين ترتيب از سياهچاله گسيل مي‌شود، تابش هاوكينگ ناميده مي‌شود. با تابش هاوكينگ، كه دومين كشف مشهور او در زمينه سياهچاله‌ها بود، استيون هاوكينگ نشان داد كه اولين كشف مشهور او، قانون دوم ديناميك سياهچاله (كه مساحت افق رويداد هيچ‌گاه نمي‌تواند كاهش يابد)، هميشه استوار نيست. تابش هاوكينگ اين معني را مي‌دهد كه يك سياهچاله مي‌تواند كوچك شده و در نهايت كاملاً از بين برود، چيزي كه يك مفهوم واقعاً اساسي است.

چگونه تابش هاوكينگ يك سياهچاله را كوچكتر مي‌كند؟ سياهچاله، به تدريج كه ذره‌هاي مجازي را به واقعي تبديل مي‌كند انرژي از دست مي‌دهد. اگر هيچ چيز نمي‌تواند از افق رويداد بگريزد، چه‌طور ممكن است چنين چيزي روي بدهد؟ چه‌طور سياهچاله مي‌تواند چيزي از دست بدهد؟ به اين سؤال مي‌توان پاسخ زيركانه‌اي داد: زماني كه ذره‌اي با انرژي منفي اين انرژي منفي را با خود به سياهچاله مي‌برد، انرژي سياهچاله را كمتر مي‌كند. يعني منفي « منها» است كه مترادف كمتر است.

بدينسان، تابش هاوكينگ از سياهچاله انرژي مي‌ربايد. انرژي كمتر، كاهش جرم را به دنبال دارد. معادله اينشتين E = mc2 را به خاطر بياوريم. در اين رابطه، E انرژي، m جرم و c سرعت نور است. هنگامي كه انرژي (در يك سوي اين رابطه) كاهش مي‌يابد (كه در مورد سياهچاله‌ها اين‌طور است)، يكي از كميتهاي طرف ديگر بايد كمتر شود. چون سرعت نور ثابت است، جرم بايد كاهش پيدا كند. بنابر اين موقعي كه ما مي‌گوييم انرژي از سياهچاله ربوده شده است، مثل اين است كه جرم از آن ربوده شده است.

به‌خاطر داشته باشيم و به ياد آوريم كه نيوتن درباره گراني چه چيزي به ما آموخت: هر تغيير در جرم جسم، مقدار كشش گرانشي آن را كه بر جسم ديگر اعمال مي‌كند، تغيير مي‌دهد. اگر جرم زمين كمتر شود (جرمش كمتر شود نه آنكه كوچكتر شود) كشش گرانش آن در مدار حركت ماه كاهش مي‌يابد. اگر سياهچاله جرم از دست بدهد، كشش گرانشي آن در جايي كه افق رويداد (شعاع بدون بازگشت) وجود دارد، كاهش مي‌يابد. سرعت گريز در اين شعاع كمتر از سرعت نور مي‌شود. در اين حال شعاع افق رويداد كوچكتر از شعاعي مي‌شود كه در آن سرعت گريز برابر با سرعت نور بوده است. در نتيجه افق رويداد منقبض شده است. اين، تنها راه توجيه كوچكتر شدن سياهچاله است.

اگر تابش هاوكينگ از يك سياهچاله بزرگ را كه در نتيجه رُمبش يك ستاره به وجود آمده است اندازه‌گيري كنيم، نااميد خواهيم شد. دماي سطح سياهچاله‌اي به اين بزرگي، كمتر از يك ميليونيم درجه بالاتر از صفر مطلق خواهد بود. هر قدر سياهچاله بزرگتر باشد، دماي آن كمتر است. استيون هاوكينگ مي‌گويد، «سياهچاله‌اي با جرم ده برابر خورشيد، ممكن است چند هزار فوتون در ثانيه گسيل دارد، ولي اين فوتونها طول موجي به اندازه سياهچاله خوهاند داشت و انرژي آنها آنقدر كم خواهد بود كه آشكارسازي آنها ممكن نيست». مطلب را مي‌توان اين‌طور بيان كرد: هرقدر جرم زيادتر باشد، سطح افق رويداد بزرگتر، هرچه سطح افق رويداد بزرگتر باشد، آنتروپي بيشتر است. هرچه آنتروپي بيشتر باشد دماي سطح و آهنگ گسيل كمتر است.

با اين حال، هاوكينگ، خيلي زود، در سال 1971 نظر داد كه نوع ديگري از سياهچاله وجود دارد: سياهچاله‌هاي خيلي ريز كه جالبترين آنها به انداز هسته اتم است. اين سياهچاله‌ها به‌طور قطع منفجر مي‌شوند و تابش مي‌كنند. به ياد داشته باشيم كه هر قدر سياهچاله كوچكتر باشد، دماي سطح آن بيشتر است. هاوكينگ در مورد اين سياهچاله‌هاي بسيار ريز مي‌گويد: « اين سياهچاله‌ها را به زحمت مي‌توان سياه ناميد: آنها در حقيقت داغ و سفيدند.

در مكانيك كلاسيك سياه چاله ها سياه هستند اما در مكانيك كوانتومي سياه چاله ها تابش مي كنند و اين چيزي است كه نخستين بار هاوكينگ مطرح كرد:

Classically, black holes are black.

Quantum mechanically, black holes radiate, with a radiation known as Hawking radiation, after the British physicist Stephen Hawking who first proposed it.

تابش هاوكينگ يك تابش جسم سياه است كه تابع درجه حرارت آن است كه از رابطه زير تبعيت مي كند:

Hawking radiation has a blackbody (Planck) spectrum with a temperature T given by

kT = hbar g / (2 pi c) = hbar c / (4 pi rs)

where k is Boltzmann's constant, hbar = h / (2 pi) is Planck's constant divided by 2 pi, and g = G M / rs2 is the surface gravity at the horizon, the Schwarzschild radius rs, of the black hole of mass M. Numerically, the Hawking temperature is T = 4 ?nbsp;10-20 g Kelvin if the gravitational acceleration g is measured in Earth gravities (gees).

The Hawking luminosity L of the black hole is given by the usual Stefan-Boltzmann blackbody formula

L = A sigma T^4

where A = 4 pi rs2 is the surface area of the black hole, and sigma = pi2 k4 / (60 c2 hbar3) is the Stefan-Boltzmann constant. If the Hawking temperature exceeds the rest mass energy of a particle type, then the black hole radiates particles and antiparticles of that type, in addition to photons, and the Hawking luminosity of the black hole rises to

L = A (neff / 2) sigma T^4

where neff is the effective number of relativistic particle types, including the two helicity types (polarizations) of the photon.