Demandez à Ethan: Comment les trous noirs s'évaporent-ils réellement?

Peut-être que la plus grande découverte de Stephen Hawking, et la raison pour laquelle il est si célèbre parmi les physiciens, est que les trous noirs ne vivent pas éternellement.



Ils rayonnent leur énergie sur des périodes extrêmement longues grâce à un processus découvert en 1974 et connu sous le nom de rayonnement Hawking. Cette semaine, l'un des lecteurs a posé la question suivante:

Depuis la découverte du rayonnement Hawking dans les publications scientifiques, il a été décrit comme l'évaporation progressive des trous noirs en raison de l'apparition spontanée de particules enchevêtrées près de l'horizon des événements. Ils disent qu'une particule est aspirée dans le BH, et que l'autre s'envole et devient un rayonnement Hawking. En raison de ce rayonnement, les BH perdent progressivement du poids et, par conséquent, disparaissent complètement. La question est, si une particule tombe dans le trou noir et la seconde s'envole, pourquoi le trou noir devient-il plus petit? Ne devrait-elle pas au contraire prendre de la masse?

La grande question, contenant quelques idées fausses, dont certaines découlaient de la faute de Hawking lui-même. Voyons ça!



Il y a déjà plus de 101 ans, la toute première solution exacte à la théorie générale de la relativité a été trouvée: l'espace-temps, qui décrit une singularité massive entourée d'un horizon d'événements. La découverte a été faite par Karl Schwarzschild, qui s'est immédiatement rendu compte qu'il avait décrit le BH: un objet si dense et massif que même la lumière ne pouvait pas s'échapper de son attraction gravitationnelle.

Pendant longtemps, on a cru que si suffisamment de masse était réunie, la poussant dans une région suffisamment petite de l'espace, l'effondrement gravitationnel vers l'état BH serait irréversible et que, quelle que soit la configuration de masse initiale, la singularité serait un point et l'horizon des événements serait une sphère. Le seul paramètre intéressant les scientifiques - la taille de l'horizon des événements - ne devrait être déterminé que par la masse du trou noir.



Avec l'absorption de BH d'une quantité croissante de matière, sa masse augmente et sa taille augmente. Pendant longtemps, on a cru que cela continuerait jusqu'à ce qu'il n'y ait plus de matière à absorber ou jusqu'à la fin de l'univers.

Mais quelque chose a changé cette disposition. La découverte révolutionnaire que notre univers est constitué de minuscules particules indivisibles qui obéissent à leur propre ensemble de lois, l'ensemble quantique. Les particules interagissent entre elles par le biais de diverses interactions fondamentales, chacune pouvant être représentée comme un ensemble de champs quantiques.



Vous voulez savoir comment deux particules chargées électriquement interagissent ou comment les photons interagissent? Tout cela est contrôlé par l'électrodynamique quantique, ou la théorie quantique des interactions électromagnétiques. Qu'en est-il des particules responsables des interactions fortes: la force qui maintient les protons et les autres particules dans les noyaux ensemble? C'est la chromodynamique quantique, ou la théorie quantique des interactions fortes. Et la décroissance radioactive? Il s'agit d'une théorie quantique des interactions nucléaires faibles.

Mais ce kit manque de deux composants. L'une est simple à remarquer: dans le monde quantique, l'interaction gravitationnelle n'est pas prise en compte, car nous n'avons pas de théorie quantique de la gravité. Et la seconde est plus compliquée: les trois théories quantiques mentionnées fonctionnent généralement dans un espace plat, où les interactions gravitationnelles peuvent être négligées. L'espace-temps correspondant à cela dans GR est appelé l'espace de Minkowski. Mais à côté du trou noir, l'espace se plie et se transforme en espace Schwarzschild.



Et qu'advient-il de ces champs quantiques non pas dans un espace vide et plat, mais dans un espace courbe près du BH? Hawking a abordé ce problème en 1974, démontrant que la présence de ces champs dans un espace incurvé près du trou noir conduit à l'apparition d'un rayonnement thermique d'un corps noir à une certaine température. Cette température et ce débit sont d'autant moins importants que le BH est plus massif, du fait que la courbure de l'espace est moindre sur l'horizon des événements pour un BH plus grand et plus massif.

Dans le livre scientifique populaire, Une brève histoire du temps (toujours à la première place sur Amazon dans les sections cosmologie et physique relativiste), Stephen Hawking décrit un vide de l'espace composé de paires de particules / antiparticules virtuelles qui apparaissent et disparaissent. Selon lui, à côté de BH, parfois l'un des deux composants de cette paire virtuelle tombe parfois au-delà de l'horizon des événements, tandis que l'autre reste à l'extérieur. À un tel moment, comme il l'écrit, le membre extérieur du couple s'enfuit avec une énergie réelle et positive, et le membre intérieur a une énergie négative, en raison de laquelle la masse du BH diminue, ce qui conduit à son évaporation progressive.



Naturellement, une telle image est incorrecte. Pour commencer, le rayonnement provient non seulement du bord de l'horizon des événements BH, mais de tout l'espace qui l'entoure. Mais la plus grande erreur dans l'idée de ce processus est qu'en fait le BH émet des photons, pas des particules et des antiparticules. En fait, le rayonnement a une énergie si faible qu'il n'est pas du tout capable de produire des paires particules / antiparticules.

J'ai essayé d'améliorer l'explication de ce qui se passait, en soulignant que nous parlons de particules virtuelles, c'est-à-dire d'un moyen de visualiser les champs quantiques dans la nature; ce ne sont pas de vraies particules. Mais ces propriétés peuvent conduire, et conduire à l'apparition d'un véritable rayonnement.



Mais ce n'est pas tout à fait vrai. Cette explication implique que, non loin de l'horizon des événements, le rayonnement sera fort et n'apparaîtra faible et à basse température qu'à une grande distance du BH. En fait, le rayonnement est petit partout et seul un faible pourcentage de rayonnement peut être associé à l'horizon des événements lui-même.

La véritable explication est beaucoup plus complexe et montre que cette image primitive a ses limites. La racine des problèmes est que différents observateurs obtiennent des images différentes de ce qui se passe et de la perception des particules, et ce problème est plus compliqué dans un espace incurvé qu'en plat. Autrement dit, un observateur verra un espace vide, mais un autre, se déplaçant rapidement, y verra des particules. L'essence du rayonnement de Hawking est continuellement liée à l'endroit où se trouve l'observateur et à ce qu'il voit, selon qu'il se déplace ou se repose à une vitesse accélérée.



En créant un BH dans un endroit où il n'était pas là, vous accélérez les particules en dehors de l'horizon des événements, qui finissent par tomber à l'intérieur de cet horizon. Ce processus est la source de ce rayonnement, et les calculs de Hawking montrent combien incroyablement long ce processus d'évaporation est étiré au fil du temps. Un BH avec une masse d'une évaporation solaire prendra 10 ⁶⁷ ans. Pour le plus grand trou noir de l'Univers pesant 10 milliards de solaires, il faudra 10 ¹⁰⁰ ans. De plus, l'âge de l'univers d'aujourd'hui n'est que d'environ 10 à ¹⁰ ans, et le taux d'évaporation est si petit que 10 à ²⁰ ans se passeront avant que les BH commencent à s'évaporer plus vite qu'ils ne se développent en raison de collisions aléatoires avec des protons interstellaires, des neutrons ou des électrons.

Par conséquent, en répondant brièvement à la question du lecteur, nous pouvons dire que l'image dessinée par Hawking est trop simplifiée au point qu'elle devient fausse. La réponse la plus longue est que l'apparition du rayonnement est causée par une baisse du BH de la matière, et en raison de l'espace extrêmement incurvé autour de l'horizon des événements, ce rayonnement est émis si lentement, sur de si longues périodes et dans des volumes d'espace aussi importants. Pour des explications encore plus longues et techniques, je recommande de se référer (pour augmenter la complexité) aux textes de Sabina Hossenfelder, John Baez et Steve Giddings.

Source: https://habr.com/ru/post/fr400705/