Termodynamik för svarta hål och Hawkingstrålning

Svarta hål beter sig som termodynamiska objekt: deras horisontarea spelar rollen som entropi och deras ytgravitation rollen som temperatur, och Hawkings kvantmekaniska beräkning visade att de verkligen strålar och långsamt avdunstar.

Definition

Svarta håls termodynamik är det ramverk inom vilket ett svart hål tilldelas en entropi lika med en fjärdedel av dess horisontarea i Planckenheter och en temperatur proportionell mot dess ytgravitation, med Hawkingstrålning som den termiska emission som gör denna termodynamiska tolkning fysikalisk.

Scope

Detta ämne behandlar de fyra lagarna för svarta håls mekanik och deras analogi med termodynamik, Bekenstein-Hawking-entropin proportionell mot horisontarean, Hawkingtemperaturen och avdunstningen, den generaliserade andra lagen, samt de djupa gåtorna, informationsparadoxen och det mikroskopiska ursprunget till svarta håls entropi, som dessa resultat väcker.

Core questions

• Varför beter sig ett svart håls horisontarea som en entropi?
• Hur får kvantteorin ett svart hål att avge termisk strålning?
• Vad avslöjar informationsparadoxen om konflikten mellan gravitation och kvantmekanik?

Key concepts

• Fyra lagar för svarta håls mekanik
• Bekenstein-Hawking-entropi
• Hawkingtemperatur
• Avdunstning av svarta hål
• Generaliserade andra lagen
• Informationsparadoxen

Key theories

Lagarna för svarta håls mekanik och entropi

Ett svart håls horisontarea minskar aldrig och följer lagar som är strukturellt identiska med termodynamikens lagar, vilket fick Bekenstein att föreslå att arean är proportionell mot entropin, senare exakt fastställt av Hawkings temperaturberäkning.

Hawkingstrålning

Genom att tillämpa kvantfältteori på den krökta rumtiden nära en horisont, visade Hawking att ett svart hål avger ett termiskt spektrum vid en temperatur omvänt proportionell mot dess massa, så det förlorar energi och avdunstar så småningom.

Clinical relevance

Svarta håls termodynamik är den tydligaste kända mötesplatsen för gravitation, kvantteori och statistisk mekanik; entropi-arealagen motiverar den holografiska principen och strängteorins räkningar av mikrotillstånd, och informationsparadoxen vägleder mycket av den nuvarande forskningen mot en kvantteori om gravitation.

History

År 1972-1973 argumenterade Bekenstein att svarta hål måste bära entropi proportionell mot arean för att rädda den andra lagen, medan Bardeen, Carter och Hawking formaliserade lagarna för svarta håls mekanik; Hawkings upptäckt 1974-1975 av termisk emission förvandlade analogin till äkta termodynamik och öppnade informationsparadoxen.

Debates

Informationsparadoxen för svarta hål

Om avdunstning producerar rent termisk strålning, verkar informationen om vad som bildade det svarta hålet förlorad, vilket strider mot kvantunitaritet; förslag från holografi och AdS/CFT-korrespondensen till nyliga ö-beräkningar antyder att information bevaras, men ingen konsensusmekanism är etablerad.

Key figures

• Jacob Bekenstein
• Stephen Hawking
• Brandon Carter
• James Bardeen

Seminal works

• bekenstein1973
• hawking1975

Frequently asked questions

Har Hawkingstrålning observerats?

Inte från ett astrofysiskt svart hål; den förutsagda temperaturen för stellära och större svarta hål är långt under den kosmiska mikrovågsbakgrunden, vilket gör den omöjlig att detektera, även om laboratorieanaloga system har reproducerat den underliggande effekten för relaterade horisonter.

Varför strålar små svarta hål starkare?

Hawkingtemperaturen är omvänt proportionell mot massan, så mindre svarta hål är varmare och avdunstar snabbare, vilket avslutar deras liv i ett intensivt utbrott, medan stora svarta hål är extremt kalla och avdunstar över tidsskalor som vida överstiger universums ålder.