Nhiệt động lực học lỗ đen và Bức xạ Hawking

Lỗ đen hoạt động như các vật thể nhiệt động lực học: diện tích chân trời của chúng đóng vai trò entropy và trọng lực bề mặt của chúng đóng vai trò nhiệt độ, và tính toán lượng tử của Hawking đã chỉ ra rằng chúng thực sự bức xạ và bay hơi chậm chạp.

Definition

Nhiệt động lực học lỗ đen là khuôn khổ trong đó một lỗ đen được gán một entropy bằng một phần tư diện tích chân trời của nó theo đơn vị Planck và một nhiệt độ tỷ lệ với trọng lực bề mặt của nó, với bức xạ Hawking là sự phát xạ nhiệt làm cho cách giải thích nhiệt động lực học này trở nên vật lý.

Scope

Chủ đề này bao gồm bốn định luật cơ học lỗ đen và sự tương tự của chúng với nhiệt động lực học, entropy Bekenstein-Hawking tỷ lệ với diện tích chân trời, nhiệt độ và sự bay hơi của Hawking, định luật thứ hai tổng quát, và những vấn đề sâu sắc, nghịch lý thông tin và nguồn gốc vi mô của entropy lỗ đen, mà những kết quả này đặt ra.

Core questions

• Tại sao diện tích chân trời của lỗ đen lại hoạt động như một entropy?
• Lý thuyết lượng tử gây ra lỗ đen phát ra bức xạ nhiệt như thế nào?
• Nghịch lý thông tin tiết lộ điều gì về sự xung đột giữa trọng lực và cơ học lượng tử?

Key concepts

• Bốn định luật cơ học lỗ đen
• Entropy Bekenstein-Hawking
• Nhiệt độ Hawking
• Sự bay hơi của lỗ đen
• Định luật thứ hai tổng quát
• Nghịch lý thông tin

Key theories

Các định luật cơ học lỗ đen và entropy

Diện tích chân trời của một lỗ đen không bao giờ giảm và tuân theo các định luật có cấu trúc giống hệt các định luật nhiệt động lực học, khiến Bekenstein đề xuất rằng diện tích tỷ lệ với entropy, sau đó được xác định chính xác bởi tính toán nhiệt độ của Hawking.

Bức xạ Hawking

Áp dụng lý thuyết trường lượng tử vào không thời gian cong gần chân trời, Hawking đã chỉ ra rằng một lỗ đen phát ra một phổ nhiệt ở nhiệt độ tỷ lệ nghịch với khối lượng của nó, do đó nó mất năng lượng và cuối cùng bay hơi.

Clinical relevance

Nhiệt động lực học lỗ đen là điểm gặp gỡ rõ ràng nhất được biết đến giữa trọng lực, lý thuyết lượng tử và cơ học thống kê; định luật entropy-diện tích thúc đẩy nguyên lý toàn ảnh và các phép đếm vi trạng thái của lý thuyết dây, và nghịch lý thông tin định hướng nhiều nghiên cứu hiện tại hướng tới một lý thuyết lượng tử về trọng lực.

History

Vào năm 1972-1973, Bekenstein đã lập luận rằng lỗ đen phải mang entropy tỷ lệ với diện tích để bảo toàn định luật thứ hai, trong khi Bardeen, Carter và Hawking đã chính thức hóa các định luật cơ học lỗ đen; khám phá của Hawking vào năm 1974-1975 về sự phát xạ nhiệt đã biến sự tương tự thành nhiệt động lực học thực sự và mở ra nghịch lý thông tin.

Debates

Nghịch lý thông tin lỗ đen

Nếu sự bay hơi tạo ra bức xạ hoàn toàn nhiệt, thông tin về những gì đã hình thành lỗ đen dường như bị mất, mâu thuẫn với tính đơn nhất lượng tử; các đề xuất từ nguyên lý toàn ảnh và sự tương ứng AdS/CFT đến các tính toán đảo gần đây cho thấy thông tin được bảo toàn, nhưng chưa có cơ chế đồng thuận nào được thiết lập.

Key figures

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

Seminal works

• bekenstein1973
• hawking1975

Frequently asked questions

Bức xạ Hawking đã được quan sát chưa?

Chưa từ một lỗ đen vật lý thiên văn; nhiệt độ dự đoán cho các lỗ đen sao và lớn hơn thấp hơn nhiều so với nền vi sóng vũ trụ, khiến nó không thể phát hiện được, mặc dù các hệ thống tương tự trong phòng thí nghiệm đã tái tạo hiệu ứng cơ bản cho các chân trời liên quan.

Tại sao các lỗ đen nhỏ lại bức xạ mạnh hơn?

Nhiệt độ Hawking tỷ lệ nghịch với khối lượng, vì vậy các lỗ đen nhỏ hơn nóng hơn và bay hơi nhanh hơn, kết thúc cuộc đời của chúng trong một vụ nổ dữ dội, trong khi các lỗ đen lớn cực kỳ lạnh và bay hơi trong khoảng thời gian vượt xa tuổi của vũ trụ.