Gaura neagraÎn acest articol foarte special vom afla care este povestea adevărată cu privire la soarta particulelor şi antiparticulelor aflate în situaţia de a înfrunta atracţia gravitaţională a unei găuri negre. Este o poveste despre trădare, fluctuaţii cuantice şi o eventuală evaporare.

 




De ce o gaură neagră îşi reduce masa atunci când o particulă virtuală cade în ea?

Universul, chiar şi în zonele sale cele mai plictisitoare, manifestă în mod constant o activitate neîntreruptă. Particule şi antiparticule sunt mereu create şi anihilate şi cea mai mare parte dintre acestea nu pot fi observate. Cu toate acestea, lucrurile se prezintă foarte diferit în apropiere de găurile negre. Înainte de a vorbi despre efectele cuantice ce apar aici cred că este util să ne reamintim puţin despre fizica găurilor negre.

Nu vă voi vorbi despre găurile negre încărcate electric şi care se rotesc, deoarece vreau să mă concentrez doar pe un aspect particular al găurilor negre numit „orizontul evenimentelor", punctul final fără de întoarcere al acesteia. Cunoaşteţi ce înseamnă asta: dincolo de acest punct nimic nu poate scăpa. Nici chiar lumina. Cu cât este mai masivă o gaură neagră, cu atât mai mare este acest orizont al evenimentelor. Despre acest detaliu vom vorbi puţin mai târziu.

O lungă perioadă de timp după ce existenţa găurilor negre a fost postulată s-a presupus că dacă o gaură neagră se află izolată în spaţiu ea va rămâne complet neschimbată în timp. La fel ca în cazul urşilor, ei nu te vor deranja dacă tu nu-i deranjezi. În general, aceasta este o atitudine bună de urmat. Există o concepţie populară greşită cum că găurile negre ar fi adevărate maşini de ucis care aspiră totul cu ale lor guri larg căscate, până când nu mai rămâne nimic. Dacă aţi ajuns să cunoaşteţi mai multe despre găurile negre, atunci ştiţi că în cazul în care mâine Soarele nostru s-ar transforma într-o gaură neagră atunci planeta noastră îşi va continua drumul pe o orbită în jurul acesteia sub forma unui uriaş bloc de gheaţă.

Deci, în timp ce nu ar trebui să ne apropiem prea mult de o gaură neagră sau să o scormonim cu un băţ, ideea era că găurile negre izolate ar fi perfect statice. Dar se pare că găurile negre au propria lor evoluţie. În anul 1974 Stephen Hawking a realizat un studiu care a combinat principiile mecanicii cuantice cu cele ale teoriei relativităţii generale şi a arătat că perechile de particule şi antiparticule care sunt create în apropiere de orizontul evenimentelor unei găuri negre ar putea provoca de fapt evaporarea acesteia şi, în principiu, ne-ar putea permite să observăm o gaură neagră în mod direct.


Radiaţia Hawking

Pentru a înţelege cum apare radiaţia Hawking trebuie să analizăm mai întâi lucrurile din perspectiva perechilor de particule şi antiparticule. În mod normal, atunci când apare o astfel de pereche cele două particule implicate au tendinţa să se anihileze reciproc. Şi acest lucru se întâmplă foarte repede. Una dintre cele mai importante predicţii ale principiului de incertitudine al lui Heisenberg este aceea că cu cât este mai mare cantitatea de energie „împrumutată" din vid pentru a realiza o pereche particulă-antiparticulă, cu atât mai puţin timp aceste particule pot rămâne separate.

Din punctul de vedere al particulelor care sunt create în apropiere de orizontul evenimentelor unei găuri negre nimic nu pare neobişnuit, cel puţin nu de la început. Cele două particule se află iniţial la o mică distanţă una de cealaltă (ca urmare a unei alte consecinţe a principiului de incertitudine) şi chiar dacă ele se află în câmpul gravitaţional puternic al unei găuri negre, acest aspect nu contează dpdv al comportamentului lor. Este la fel ca atunci când voi nu vă puteţi da seama că vă aflaţi într-un câmp gravitaţional dacă eu aş tăia cablurile liftului în care vă aflaţi şi acesta ar cădea în gol spre Pământ.

Dar particulele vor sesiza într-un final efectele câmpului gravitaţional, la fel ca în cazul în care voi, de asemenea, vă veţi da seama de ce se întâmplă atunci când liftul în care vă aflaţi va lovi solul. Deşi cele două particule se află iniţial la o mică distanţă una de cealaltă, una dintre ele a fost creată puţin mai jos de orizontul evenimentelor şi cealaltă puţin mai sus. În acest fel ele nu se pot anihila niciodată. O particulă va fi înghiţită de gaura neagră şi o alta va deveni liberă, îndepărtându-se de aceasta.

Povestea a două particule


De obicei atunci când aud vorbindu-se despre radiaţia Hawking oamenii se gândesc la cele două particule implicate in acest proces ca fiind un electron şi un pozitron, deoarece fiecare dintre acestea este antiparticula celeilalte. În realitate este mult mai probabil să se creeze o pereche de fotoni, particule lipsite de masă. Fotonul, după cum puteţi constata, este propria sa antiparticulă. Oricum, soarta fiind extrem de capricioasă, este complet aleatoriu care dintre particule va trăi... şi care dintre ele va muri.

Acesta este momentul în care atingem conceptele fundamentale ale relativităţii generale. Din punctul de vedere al relativităţii generale valoarea energiei este foarte diferită în funcţie de locul unde ne aflăm. Un foton care va trece pe lângă orizontul unei găuri negre (în afara acestuia) va pierde o mare cantitate de energie. Pentru cineva aflat în picioare, la distanţă, nu va conta cât de multă energie a avut fotonul iniţial ci doar cât de multă energie mai are acesta după ce el s-a îndepărtat foarte mult de gaura neagră. Acelaşi argument poate fi analizat şi în sens invers. Dacă aş arunca o monedă de un penny într-o gaură neagră şi mi-aş pune o dorinţă, în timp ce aceasta se apropie de orizontul evenimentelor ea va căpăta o mare cantitate de energie. Sincer, nu-mi pasă cât de multă energie din moment ce singura contribuţie la gaura neagră este dată de cantitatea de masă sau de energie (ecuaţia E=mc^2 ne spune că ele reprezintă practic acelaşi lucru) pe care moneda de un penny a avut-o atunci când ea se afla la o mare distanţă de gaura neagră. După ce moneda s-a prăbuşit în interiorul ei, gaura neagră a câştigat o masă corespunzătoare masei monezii.

Există aici două efecte care apar întotdeauna. Fotonii de mare energie trebuie neapărat să apară foarte aproape de orizontul unei găuri negre în baza principiului de incertitudine. Amintiţi-vă, o energie mare înseamnă o distanţa de separare mică, dar pentru ca radiaţia Hawking să apară una dintre particule trebuie să se afle mai jos de orizont, iar cealaltă mai sus de acesta.

Pe de altă parte, cu cât un foton se află mai aproape de orizontul unei găuri negre cu atât mai multă energie va pierde. Aceste două efecte se combină reciproc şi conferă fotonilor o energie caracteristică care poate fi observată atunci când aceştia s-au îndepărtat de gaura neagră. Cu cât este mai mare gaura neagră, cu atât mai puţină energie va avea în cele din urmă un foton obişnuit şi cu atât mai „rece" va fi radiaţia observată.

Cum se măreşte o gaură neagră

Dacă Soarele nostru s-ar transforma într-o gaură neagră, atunci aceasta ar radia la o temperatură de aproximativ 60 nano-Kelvin în timp ce cele mai masive găuri negre ar fi chiar mai reci. Această temperatură este incredibil de scăzută, fiind de aproximativ cincizeci de milioane de ori mai scăzută decât temperatura radiaţiei cosmice de fond a Universului. Deoarece căldura se scurge de la cald la rece, radiaţia Universului ar alimenta găurile negre. Dintre acestea doar cele incredibil de mici, mai puţin masive decât Luna, ar fi într-o fază în care masa lor ar scădea. Găurile negre de masă stelară nu vor începe să se evapore până când Universul nu va deveni de cincizeci de milioane de ori mai rece (şi în consecinţă de cincizeci de milioane de ori mai mare) decât este în prezent. Şi aceasta se va întâmpla peste câteva sute de miliarde de ani.

Cu alte cuvinte, nu există nicio şansă să putem folosi radiaţia Hawking pentru a vedea găurile negre din prezent. Ele sunt, pur şi simplu, prea reci. Cu toate acestea, noi putem vedea materia fierbinte care se scurge într-o gaură neagră sub forma quasarilor, dar asta nu este acelaşi lucru cu a vedea o gaură neagră.

Dar să uităm pentru moment de aceste detalii minore despre miliardele de ani şi să ne întoarcem la întrebarea iniţială. Cum este posibil ca în ciuda particulelor care se prăbuşesc într-o gaură neagră aceasta de fapt să-şi reducă masa?

Amintiţi-vă că din perspectiva unui observator îndepărtat nu contează cât de multă energie a avut iniţial o particulă. Tot ceea ce contează este cât de multă energie poate avea particula după îndepărtarea de gaura neagră. O particulă aflată mai sus de orizontul evenimentelor îşi pierde cea mai mare parte a energiei sale. O particulă care se află exact pe orizontul unei găuri negre îşi va pierde toată energia astfel încât nu poate contribui cu nimic la masa găurii negre. Orice particulă aflată sub orizontul unei găuri negre are de fapt o energie negativă (cel puţin aşa cum este văzută de la o distanţă mare de gaura neagră şi care este de altfel singura perspectivă care contează), ceea ce înseamnă că atunci când ea cade în gaura neagră aceasta de fapt pierde masă. Masa pierdută de gaura neagră este egală cu exact energia fotonilor care au scăpat. În acest fel, în timp, gaura neagră se va evapora.

Reacţia voastră la toate informaţiile pe care vi le-am prezentat ar putea fi că toate acestea sunt foarte încurcate. Aţi putea întreba: Nu ar fi trebuit să luăm în considerare energiile „reale" ale particulelor şi antiparticulelor de materie atunci când acestea au fost create? Răspunsul scurt este nu. Când vorbim despre o gaură neagră tot ceea ce ne interesează este masa acesteia aşa cum poate fi observată de la o distanţă foarte mare. Aceasta ar putea părea o perspectivă foarte egoistă, dar uneori relativitatea generală poate fi astfel.



Traducere de Cristian-George Podariu după what-makes-black-holes-so-black.
Imagine de Markus Gann/Shutterstock.