Θα γίνουν όλα ατμός ακτινοβολίας Χόκινγκ;

  

Oι μαύρες τρύπες δεν είναι τόσο μαύρες, αλλά συμπεριφέρονται σαν θερμά σώματα. Εκπέμπουν θερμική ακτινοβολία και σταδιακά εξατμίζονται.

(νεώτερη ενημέρωση 14/5/2025)
Δημοσιεύθηκε στο περιοδικό Journal of Cosmology and Astroparticulate Physics, η εργασία των Falcke et al με τίτλο «An upper limit to the lifetime of stellar remnants from gravitational pair production» στην οποία δείχνουν ότι το σύμπαν αποσυντίθεται και ότι τα τελευταία αστρικά υπολείμματα χρειάζονται περίπου 10⁷⁸ έτη για να χαθούν. Έτσι, εμφανίστηκαν ξανά σχετικά εκλαϊκευτικά άρθρα ΕΔΩ: ‘Universe expected to decay in 10⁷⁸ years, much sooner than previously thought‘ ή ΕΔΩ: ‘Το σύμπαν έχει ημερομηνία λήξης και θα ‘πεθάνει’ νωρίτερα απ’ ό,τι νομίζαμε‘

O Στίβεν Χόκινγκ το 1974 απέδειξε ότι οι μαύρες τρύπες εκπέμπουν προς όλες τις κατευθύνσεις ένα είδος θερμικής ακτινοβολίας, την επονομαζόμενη ακτινοβολία Hawking. Aυτό σημαίνει ότι μετά από ένα εξαιρετικά μεγάλο χρονικό διάστημα, περίπου ~10⁶⁷ χρόνια ή και περισσότερο, οι μαύρες τρύπες τελικά εξατμίζονται εξ’ ολοκλήρου. Πενήντα χρόνια μετά, οι φυσικοί Michael F. Wondrak, Walter D. van Suijlekom και Heino Falcke δημοσίευσαν δυο εργασίες⁽²⁾ στις οποίες δείχνουν ότι αυτή η ακτινοβολία δεν περιορίζεται στις μαύρες τρύπες, υπονοώντας ότι μπορεί τελικά «όλα να εξατμίζονται». Υποστηρίζουν ότι η ακτινοβολία Hawking ίσως να μην εκπέμπεται μόνο από τις μαύρες τρύπες, αλλά είναι πιθανό να παράγεται από όλες τις μάζες που παραμορφώνουν σημαντικά τον χωροχρόνο.

Προκύπτει λοιπόν το ερώτημα: Τα πάντα στο σύμπαν θα έχουν την ίδια μοίρα; Θα γίνουν όλα ‘ατμός’ ακτινοβολίας Χόκινγκ;

Η ακτινοβολία Hawking προκύπτει από τον συνδυασμό δύο φαινομένων από εντελώς διαφορετικούς τομείς της φυσικής. Τη γενική σχετικότητα και την κβαντική θεωρία. Κάθε παρατηρητής στο δικό του αδρανειακό σύστημα αναφοράς αντιλαμβάνεται το κβαντικό κενό με τον ίδιο τρόπο. Δύο παρατηρητές, ένας κοντά σε μια μαύρη τρύπα και ένας μακριά από αυτή βλέπουν το κβαντικό κενό τους να συμπεριφέρεται πανομοιότυπα. Αλλά αν ρωτήσετε έναν από τους δύο παρατηρητές για το κβαντικό κενό στη θέση του άλλου παρατηρητή, θα σας πεί ότι βλέπει ένα διαφορετικό κενό στην άλλη θέση. Αυτή είναι μια από τις αξιοσημείωτες πτυχές του συνδυασμού της γενικής σχετικότητας (με το καμπυλωμένο υπόβαθρο του χώρου) με την κβαντική θεωρία πεδίου (η οποία περιγράφει τα κβαντικά πεδία): αυτά τα δύο φαινόμενα μαζί, μας δείχνουν ότι το κβαντικό κενό διαφέρει μεταξύ δύο οποιωνδήποτε περιοχών όπου η καμπυλότητα του χώρου διαφέρει.

Το 1974, ο Χόκινγκ στην εργασία του με τίτλο ‘Black hole explosions?‘, ήταν ο πρώτος άνθρωπος που ενοποίησε αυτά τα γεγονότα, καταλήγοντας στο συμπέρασμα, ότι τα κβαντικά πεδία σε μια περιοχή του χωροχρόνου που είναι πολύ καμπυλωμένος (κοντά σε μια μαύρη τρύπα) οδηγούν σε έναν ειδικό τύπο ακτινοβολίας. Περίπου την ίδια εποχή, ανακαλύφθηκε ότι ένας παρατηρητής που κινείται με σταθερή επιτάχυνση στον κενό χώρο αντιλαμβάνεται ένα «λουτρό ακτινοβολίας», με την θερμοκρασία και την ενέργεια της ακτινοβολίας να εξαρτώνται από το μέγεθος της επιτάχυνσης. Αλλά αυτό συνδέεται με τη βασική ιδέα που οδήγησε τον Αϊνστάιν στην γενική θεωρία της σχετικότητας: την αρχή της ισοδυναμίας.

Ο Αϊνστάιν αναρωτήθηκε, ποια θα ήταν η διαφορά μεταξύ δύο παρατηρητών που βρίσκονταν ο καθένας σε έναν εντελώς απομονωμένο από το εξωτερικό περιβάλλον, ο ένας σε ένα δωμάτιο στην επιφάνεια της Γης και ο άλλος σε ένα σκάφος κινούμενο στο διάστημα με σταθερή επιτάχυνση, όση η επιτάχυνση της βαρύτητας στην επιφάνεια της Γης. Ο Αϊνστάιν συνειδητοποίησε ότι δεν υπήρχε καμία διαφορά, οδηγούμενος στην αρχή της ισοδυναμίας, που άνοιξε το δρόμο για τη γενική σχετικότητα.

Η πανομοιότυπη συμπεριφορά μιας μπάλας που πέφτει στο πάτωμα σε έναν επιταχυνόμενο πύραυλο (αριστερά) και στη Γη (δεξιά) είναι μια επίδειξη της αρχής της ισοδυναμίας του Αϊνστάιν.

Αργότερα, η αρχή της ισοδυναμίας θα είχε ιδιαίτερη σημασία για το φαινόμενο της ακτινοβολίας Hawking, καθώς αν ένας επιταχυνόμενος παρατηρητής σε κενό χώρο αντιλαμβάνεται ένα λουτρό ομοιόμορφης ακτινοβολίας, τότε ένας παρατηρητής που επιταχύνεται λόγω της στενής γειτνίασής του με μια μαύρη τρύπα θα πρέπει επίσης να βιώσει ομοιόμορφη ακτινοβολία. Επιπλέον, όσο πιο κοντά πλησιάζει στον ορίζοντα γεγονότων μιας μαύρης τρύπας, τόσο μεγαλύτερη είναι η επιτάχυνσή του, και επομένως, τόσο πιο ενεργητική θα ήταν η ακτινοβολία που θα βιώνει. Δηλαδή:
● Για έναν παρατηρητή μακριά από τον ορίζοντα γεγονότων της μαύρης τρύπας, πρακτικά δεν υπάρχει βαρυτική επιτάχυνση, κι έτσι πρακτικά δεν θα υπήρχε ακτινοβολία.
● Καθώς αρχίζει να πλησιάζει τον ορίζοντα γεγονότων της μαύρης τρύπας, η επιτάχυνσή του αυξάνεται κι έτσι αρχίζει να αντιλαμβάνεται περισσότερη ακτινοβολία.
● Και καθώς πρόκειται να φτάσει στον ορίζοντα γεγονότων, η επιτάχυνσή του αυξάνεται ακόμη περισσότερο, και έτσι η ακτινοβολία που βιώνει φτάνει στο αποκορύφωμά της.

Όταν η καμπυλότητα του χώρου αυξάνεται, αυξάνεται και η επιτάχυνσή του παρατηρητή προς την κεντρική περιοχή μιας μαύρης τρύπας. Και παράλληλα αυξάνεται και η ποσότητα της ακτινοβολίας που ανιχνεύει σε αυτήν την περιοχή του χώρου. Υπάρχουν κάποια πράγματα που πρέπει να προσέξουμε σχετικά με την περιγραφή αυτού του φαινομένου.
Πρώτον, δεν χρειάζεται καμία αναφορά στην αναλογία «ζευγών σωματιδίου-αντισωματιδίου» που χρησιμοποιείται τόσο συχνά από τον Χόκινγκ, καθώς αυτή η εσφαλμένη αναλογία είναι άσχετη με την παραγωγή της ακτινοβολίας.
Δεύτερον, η ακτινοβολία Hawking που παράγεται δεν περιορίζεται ακριβώς στον ορίζοντα γεγονότων, αλλά μάλλον θα πρέπει να αναδύεται από οποιαδήποτε περιοχή του χώρου που έχει επαρκή χωρική καμπυλότητα ή που προκαλεί αρκετά ισχυρές επιταχύνσεις.
Και τρίτον, όπως μας έμαθε ο Αϊνστάιν ότι δεν μπορούμε να διακρίνουμε τη διαφορά μεταξύ ενός βαρυτικού πεδίου και ενός επιταχυνόμενου συστήματος αναφοράς, δεν θα έπρεπε επίσης να υπάρχει διαφορά μεταξύ του χώρου έξω από μια μαύρη τρύπα και του χώρου στην ίδια απόσταση από οποιοδήποτε άλλο αντικείμενο ισοδύναμης μάζας.

H καμπύλωση του χωροχρόνου για μια μαύρη τρύπα, ένα άστρο νετρονίων, έναν λευκό νάνο ή ένα άστρο σαν τον Ήλιο μας. Κοντά στον ορίζοντα γεγονότων μιας μαύρης τρύπας, επιτυγχάνονται πιο έντονες καμπυλότητες από οπουδήποτε αλλού. Μακριά από όλα αυτά τα αντικείμενα, ο χωροχρόνος είναι ασυμπτωτικά επίπεδος, αλλά ούτε τελείως επίπεδος ούτε πραγματικά κενός.

Αν βρίσκεστε σε μια συγκεκριμένη απόσταση από μια μάζα, που θα μπορούσε να είναι:
● ένα σημείο (σαν μαύρη τρύπα),
● ένα πολύ συμπαγές αντικείμενο που δεν καταρρέει βαρυτικά (όπως ένα άστρο νετρονίων),
● ένα λιγότερο συμπαγές αντικείμενο (όπως ένας λευκός νάνος),
● ή ένα μη συμπαγές αντικείμενο (όπως ένα άστρο),

… θα βιώνατε την ίδια επιτάχυνση σε κάποια θέση με την ίδια χωρική καμπυλότητα. Εφόσον οι μάζες αυτών των διαφορετικών αντικειμένων είναι πανομοιότυπες και η απόστασή σας από το κέντρο αυτής της μάζας είναι ίδια, δεν θα πρέπει να ανιχνεύσετε καμία διαφορά σε κάθε περίπτωση.

Οι φυσικοί Michael F. Wondrak, Walter D. van Suijlekom και Heino Falcke, υποστηρίζουν ότι, εφόσον οι μαύρες τρύπες παράγουν ακτινοβολία Χόκινγκ, τότε το ίδιο θα έπρεπε να κάνουν και τα άστρα νετρονίων, οι λευκοί νάνοι, τα κανονικά άστρα και οποιοδήποτε άλλο αντικείμενο. Θεωρούν ότι ο μόνος ρόλος που διαδραματίζει ο ορίζοντας γεγονότων – κάτι που διαθέτουν μόνο οι μαύρες τρύπες – είναι να καθορίζει όριο για το πού μπορεί να συλληφθεί η ακτινοβολία από την μαύρη τρύπα σε σχέση με το πού διαφεύγει από αυτή. Ο ορίζοντας γεγονότων χρησιμεύει ως το όριο για μια μαύρη τρύπα. Η επιφάνεια του άστρου νετρονίων χρησιμεύει ως το όριο για ένα άστρο νετρονίων. Το πιο εξωτερικό στρώμα ενός λευκού νάνου χρησιμεύει ως το όριο για έναν λευκό νάνο. Το τέλος της φωτόσφαιρας ενός άστρου χρησιμεύει ως το όριο για το άστρο. Σε όλες τις περιπτώσεις, υποστήριξαν οι συγγραφείς, θα εξακολουθούσε να υπάρχει η ακτινοβολία που παράγεται από τον καμπύλο χωροχρόνο γύρω από τη μάζα. Το κλάσμα αυτής της ακτινοβολίας που διαφεύγει από ένα τεράστιο αντικείμενο και εκπέμπεται στο σύμπαν ως ακτινοβολία Χόκινγκ, θα εξαρτιόταν αποκλειστικά από την μάζα και την ακτίνα του ίδιου του αντικειμένου, χωρίς να υπάρχει κάτι ιδιαίτερο σχετικά με τα όρια του ορίζοντα γεγονότων.

Ακριβώς όπως το φαινόμενο Schwinger επιτρέπει την παργωγή πραγματικών σωματιδίων που μεταφέρουν πραγματική ενέργεια από μια περιοχή του χώρου που διαθέτει ένα αρκετά ισχυρό ηλεκτρικό πεδίο, το βαρυτικό φαινόμενο της ακτινοβολίας Hawking γύρω από μια μαύρη τρύπα θα πρέπει να επιτρέπει την παραγωγή πραγματικής ακτινοβολίας, με την ποσότητα της ακτινοβολίας που διαφεύγει να εξαρτάται μόνο από την ένταση του βαρυτικού πεδίου στις σχετικές περιοχές του χώρου. Κι αυτό, εφόσον τελικά ισχύει, έχει συναρπαστικές συνέπειες.

Ο ορίζοντας γεγονότων μιας μαύρης τρύπας θεωρείται ως ο βασικός παράγοντας για τη δημιουργία της ακτινοβολίας Hawking γύρω από τις μαύρες τρύπες. Όμως νέες δημοσιεύσεις υποστηρίζουν ότι αυτή η ακτινοβολία μπορεί να δημιουργηθεί ανεξάρτητα από την ύπαρξη του ορίζοντα των γεγονότων [M.F. Wondrak et al., Phys. Rev. Lett. accepted, 2023].

Όπως έδειξε η ίδια ομάδα φυσικών Wondrak et al σε νέα δημοσίευση με τίτλο «An upper limit to the lifetime of stellar remnants from gravitational pair production» τον Οκτώβριο του 2024, αν η καμπυλότητα του χωροχρόνου από μόνη της (και όχι η παρουσία ενός ορίζοντα γεγονότων) είναι το μόνο που απαιτείται για την παραγωγή ακτινοβολίας Hawking που μεταφέρει ενέργεια, τότε συμπαγή αστρικά υπολείμματα όπως τα άστρα νετρονίων και οι λευκοί νάνοι τελικά θα αποσυντεθούν όπως και οι μαύρες τρύπες. Η χρονική κλίμακα τ για την εξάτμιση προς ακτινοβολία Χίκινγκ ενός αντικειμένου σχετίζεται με την πυκνότητα μάζας ρ με την εξίσωση τ~ρ^-3/2.

Έτσι, οι αστρικές μαύρες και τα άστρα νετρονίων έχουν μάλλον συγκρίσιμο χρόνο ζωής (τ~10⁶⁷⁻⁶⁸ χρόνια), ενώ οι λευκοί νάνοι μπορούν να επιβιώσουν πολύ περισσότερο (τ ≳ 10⁷⁸ χρόνια). Κατ’ αρχήν, η διαδικασία θα μπορούσε να εφαρμοστεί και σε άλλα αστροφυσικά αντικείμενα. Η Σελήνη με πυκνότητα 3,4 g/cm³ θα εξατμιστεί σε περίπου 3×10⁸⁹ χρόνια και ένα σώμα με την πυκνότητα του νερού σε τ~10⁹⁰ χρόνια. Οι βαρύτερες υπερμαζικές μαύρες τρύπες θα εξατμίζονται σε περίπου ~10¹⁰³ χρόνια, αλλά κάτι ανάλαφρο και διάχυτο, όπως ένα διαστρικό νέφος ή, ακόμη χειρότερα, η άλως σκοτεινής ύλης, θα απαιτούσε ακόμη μεγαλύτερα χρονικά διαστήματα από 10¹²⁰ έως 10¹⁴⁰ χρόνια. Ας σημειωθεί ότι για να ‘εξατμιστεί’ ένα πρωτόνιο απαιτούνται περίπου ~10⁶⁷ χρόνια (το πείραμα Super-K έδειξε ότι τα πρωτόνια έχουν χρόνο ζωής πάνω από 10³⁴χρόνια). 

Χαρακτηριστικό χρονοδιάγραμμα για την εξάτμιση διαφόρων αντικειμένων ως
συνάρτηση της πυκνότητας μάζας. Η μαύρη συμπαγής γραμμή αντιστοιχεί στην ακριβή εξίσωση τ=f(ρ) και η διακεκομμένη γραμμή δείχνει την ηλικία του σύμπαντος [H. Falcke, MF Wondrak, & WD van Suijlekom, Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, (submitted), 2024].

Ωστόσο, υπάρχουν ακόμα αναπάντητα ερωτήματα και προβληματισμοί για όλα τα παραπάνω. Το ότι οι μαύρες τρύπες εκπέμπουν ακτινοβολία Hawking, παρότι δεν έχει αποδειχθεί πειραματικά, δεν αμφισβητείται από την επιστημονική κοινότητα. Όμως, υπάρχει σκεπτικισμός από πολλούς φυσικούς για το αν οι μάζες που δεν διαθέτουν ορίζοντες γεγονότων μπορούν να κάνουν κάτι αντίστοιχο. Προς το παρόν «η εξάτμιση των πάντων προς ακτινοβολία Χόκινγκ» αποτελεί μεν μια σοβαρή επιστημονική πρόταση, αλλά απαιτεί περαιτέρω διερεύνηση.

Διαβάστε περισσότερες λεπτομέρειες:
1. στο εκλαϊκευμένο άρθρο του Ethan Siegel: «Will everything eventually succumb to Hawking radiation?» ,
2. στα αναλυτικά άρθρα των H. Falcke, MF Wondrak, & WD van Suijlekom:
«Gravitational Pair Production and Black Hole Evaporation» και
«An upper limit to the lifetime of stellar remnants from gravitational pair production«

ΠΗΓΗ: physicsgg.me