**Bức xạ Hawking** là **bức xạ nhiệt** giả thuyết của những Vật Đen được giải phóng ngay bên ngoài ranh giới của đường Chân Trời Sự Kiện của Lỗ Đen. Nó được đặt theo tên của nhà vật lý người Anh Stephen Hawking, người đã bắt đầu một cuộc tranh luận về lý thuyết cho sự tồn tại của nó vào năm 1974. Bức Xạ Hawking cũng được dự đoán rất Mờ, vượt ngoài khả năng quan sát của các Kính viễn vọng tốt nhất.

Bức xạ Hawking được miêu tả là làm giảm Khối lượng và Năng lượng xoay của lỗ đen, dẫn tới giả thuyết về Sự Bay Hơi Dần Của Lỗ Đen, vì thế những Lỗ Đen nào không thu đủ khối lượng bởi các nguồn khác được dự đoán sẽ co lại dần, và tiêu biến.

Nhiệt độ của Bức Xạ Hawking tỉ lệ nghịch với Khối lượng của Lỗ đen  nên các Lỗ Đen Siêu Nhỏ được dự đoán là các nguồn phát Bức Xạ Hawking lớn hơn và chúng tiêu biến nhanh hơn.

Như Hệ quả của Bức Xạ Hawking, nếu có một Lỗ Đen Nhỏ có khối lượng ban đầu ít hơn 1012 kg tồn tại trong vũ trụ thì nó hẳn đã bốc hơi hoàn toàn.

Vào tháng 6 năm 2008, NASA đã phóng Kính Viễn Vọng không gian Fermi để tìm kiếm các tia Gamma có thể được phát ra từ các lỗ đen nguyên thủy bốc hơi. Tuy nhiên, tính đến 2023 ngày 1 tháng 1, chưa Bức Xạ Hawking nào từng được phát hiện.

Trong trường hợp các giả thuyết các chiều không gian phụ lớn là chính xác, máy gia tốc hạt lớn của CERN (tổ chức Nghiên cứu Hạt nhân châu Âu) có thể tạo ra các lỗ đen siêu nhỏ và quan sát sự bay hơi của chúng. Tuy nhiên, chưa một lỗ đen siêu nhỏ nào đã từng được quan sát thấy tại CERN.

Vào tháng 9 năm 2010, một Thử nghiệm mang tên "Chân Trời Sự Kiện của Lỗ trắng" được thực hiện, các Nhà Thử Nghiệm thừa nhận rằng họ đã được thấy Bức Xạ-tương tự-Hawking. Tuy nhiên, kết quả cuộc thử nghiệm này vẫn không thể xác thực, và gây tranh cãi.

Tổng quan
---------

Lỗ đen là nơi thu hút lực hấp dẫn vô hạn. Về mặt cổ điển, lực hấp dẫn được tạo ra bởi điểm kỳ dị hấp dẫn bên trong lỗ đen mạnh đến mức không gì, thậm chí cả bức xạ điện từ, có thể thoát ra khỏi lỗ đen. Ta vẫn chưa biết làm thế nào có thể kết hợp trọng lực vào cơ học lượng tử. Tuy nhiên, cách xa lỗ đen, các hiệu ứng hấp dẫn có thể đủ yếu để các phép tính được thực hiện một cách đáng tin cậy trong khuôn khổ của thuyết trường lượng tử trong không thời gian cong. Hawking cho thấy các hiệu ứng lượng tử cho phép các lỗ đen phát ra chính xác các bức xạ của vật thể đen. Bức xạ điện từ như thể được phát ra bởi một vật thể màu đen với nhiệt độ tỷ lệ nghịch với khối lượng của lỗ đen.

Có thể hiểu về quá trình này bằng cách tưởng tượng rằng bức xạ của hạt - phản hạt được phát ra từ ngay bên ngoài chân trời sự kiện. Bức xạ này không đến từ chính trực tiếp bản thân lỗ đen, mà là kết quả của việc các hạt ảo được "tăng cường" bởi lực hấp dẫn của lỗ đen để trở thành các hạt thực. Khi cặp hạt - phản hạt được tạo ra bởi năng lượng hấp dẫn của lỗ đen, sự thoát ra của một trong các hạt làm giảm khối lượng của lỗ đen.

Một cách nhìn nhận khác của quá trình này là sự thăng giáng lượng tử làm cho cặp hạt - phản hạt xuất hiện ở gần với chân trời sự kiện của lỗ đen. Một hạt trong cặp hạt rơi vào trong lỗ đen, trong khi hạt còn lại thoát ra ngoài. Để bảo toàn tổng năng lượng, hạt đã rơi vào lỗ đen phải mang năng lượng âm (với sự liên quan đến một người quan sát ở xa lỗ đen). Đó là nguyên nhân làm cho lỗ đen mất dần khối lượng, và đối với một người quan sát bên ngoài, lỗ đen dường như chỉ vừa giải phóng ra một hạt. Trong một mô hình khác, quá trình này là hiệu ứng của xuyên hầm lượng tử, nơi mà những cặp hạt - phản hạt sẽ tạo thành từ hư không, và một sẽ ra ngoài lỗ đen.

Điểm khác nhau quan trọng giữa bức xạ lỗ đen được tính toán bởi Hawking và bức xạ nhiệt thoát ra từ một vật thể đen được thống kê trong tự nhiên, và chỉ khoảng giữa của nó thỏa mãn cái được biết đến như định luật Planck của bức xạ vật thể đen, trong khi bức xạ lỗ đen khớp với các dữ liệu tốt hơn. Do đó bức xạ nhiệt chứa thông tin về vật thể đã thải ra nó, trong khi bức xạ Hawking dường như không chứa thông tin nào, và chỉ phụ thuộc vào khối lượng, mô men động lượng và năng lượng của lỗ đen (thuyết không tóc). Điều này đã dẫn đến nghịch lý mang tên nghịch lý thông tin lỗ đen.

Mặc dù vậy, dựa vào phỏng đoán của đối ngẫu gauge - lực hấp dẫn (còn được biết đến với *tương ứng AdS/CFT*), các lỗ đen trong các trường hợp nhất định (và có thể nói chung) là tương đương với nghiệm của thuyết trường lượng tử ở nhiệt độ khác không. Điều này có nghĩa là không có sự mất thông tin nào được dự đoán ở lỗ đen và bức xạ thoát ra bởi một lỗ đen có thể là bức xạ nhiệt thông thường. Nếu điều này đúng, phép tính ban đầu của Hawking nên được sửa chữa, mặc dù không biết làm thế nào.

Một lỗ đen với một khối lượng mặt trời (*M*☉) sở hữu nhiệt độ chỉ 60 nano Kelvin (60 phần tỉ của một Kelvin); trên thực tế, một lỗ đen sẽ hấp thụ bức xạ nền vi sóng vũ trụ nhiều hơn lượng nó thoát ra. Một lỗ đen có 4.5 x 1022 kg (khoảng khối lượng của Mặt Trăng, hoặc khoảng 133 μm) sẽ trong trạng thái cân bằng mức 2.7 K, hấp thụ nhiều bức xạ như lượng nó thoát ra. Nhưng những lỗ đen nguyên thủy nhỏ hơn sẽ thoát ra lượng nhiều hơn chúng hấp thụ vào và vì thế mất dần khối lượng.

Khám phá
--------

Khám phá của Hawking ngay sau chuyến đi đến Moscow năm 1973 nơi mà các nhà khoa học Xô Viết Yakov Zel'dovich và Alexei Starobinsky đã thuyết phục ông rằng các hố đen quay nên tạo và thả ra các hạt. Khi Hawking thực hiện tính toán, ông đã ngạc nhiên rằng thậm chí các hố đen không quay cũng tạo ra bức xạ.

Vấn đề chuyển-Planckian
-----------------------

Vấn đề chuyển-Planckian là vấn đề phép toán thuần túy của Hawking bao gồm những hạt lượng tử nơi mà bước sóng trở nên nhỏ hơn độ dài Planck gần với chân trời của hố đen. Điều này dựa vào hành xử dị thường ở đó, nơi mà thời gian ngừng lại khi được đo từ rất xa. Một hạt thoát ra từ hố đen với tần số hữu hạn, nếu trở lại vùng chân trời phải có một tần số vô hạn, và do đó xảy ra bước sóng chuyển-Planckian.

Hiệu ứng Unruh và hiệu ứng Hawking đều nói về các trạng thái trường trong không-thời gian tĩnh mà nó thay đổi tần số liên quan đến các tọa độ khác thông thường đi qua vùng chân trời. Điều này nhất thiết phải như vậy, bởi để ở ngoài vùng chân trời yêu cầu một gia tốc mà dịch chuyển Doppler các trạng thái một cách liên tục.

Nếu trở về kịp thời, một photon đã thoát ra ngoài qua bức xạ Hawking có tần số phân kỳ so với tần số mà nó có khi ở khoảng cách lớn, càng gần vùng chân trời photon càng cần phải có một bước sóng để "giẫm lên" vô hạn tại vùng chân trời của hố đen. Trong một nghiệm Schwarzschild mở rộng tối đa, tần số của photon đó ổn định chỉ khi trạng thái đó được mở rộng trở lại vùng trong quá khứ, nơi mà không quan sát viên nào có thể đến được. Nơi đó dường như không thể quan sát được và đầy nghi hoặc, nên Hawking đã dùng một giải pháp hố đen thiếu đi một vùng quá khứ tạo thành một thời gian hữu hạn trong quá khứ. Trong trường hợp đó, nguồn các photon đã thoát ra ngoài có thể được nhận diện: một điểm hiển vi ngay tại thời điểm hố đen tạo ra lần đầu tiên.

Sự dao động lượng tử tại một điểm nhỏ, trong tính toán ban đầu của Hawking, bao hàm tất cả bức xạ thoát ra ngoài. Những cách thức mà thậm chí chứa cả bức xạ đã thoát ra ngoài trong những khoảng thời gian dài được dịch chuyển đỏ bằng một lượng lớn lưu trú ngay bên chân trời sự kiện rằng nó bắt đầu với một bước sóng rất ngắn hơn độ dài Planck. Bởi vì những định luật vật lý ở những khoảng cách ngắn đó chưa được biết đến, một số nhận thấy phép tính ban đầu của Hawking không thuyết phục.

Vấn đề chuyển-Planckian ngày nay hầu như được xem như một tạo tác toán học của các tính toán về vùng chân trời. Hiệu ứng tương tự xảy đến với vật chất bình thường đã rơi vào một hố trắng. Vật chất rơi vào hố trắng tích tụ trên đó, nhưng không có vùng tương lai nào mà nó có thể đi vào. Theo dấu tương lai của vật chất này, nó được nén vào một điểm kì dị cuối cùng của sự tiến hóa hố trắng, trong một vùng chuyển-Planckian. Nguyên nhân của những loại phân kỳ này là các chế độ kết thúc vùng chân trời theo quan điểm của tọa độ bên ngoài là kì dị trong tần số ở đó. Cách duy nhất để xác định điều gì xảy ra là mở rộng trong những tọa độ khác ngang qua chân trời.

Những bức tranh vật lý khác thay thế bức xạ Hawking trong đó giải quyết vấn đề chuyển-Planckian. Điểm mấu chốt là những vấn đề chuyển-Planckian tương tự xảy ra khi những chế độ có dính líu đến bức xạ Unruh đã được truy nguyên kịp lúc. Trong hiệu ứng Unruh, cường độ nhiệt độ có thể được tính toán từ thuyết trường Minkowski thông thường, và không mang tính tranh cãi.

Tham khảo
---------

1. ↑  vì không thể phát ra từ bên trong đường Chân Trời Sự Kiện
2. ↑  Rose, Charlie. "A conversation with Dr. Stephen Hawking & Lucy Hawking". *charlierose.com*. Bản gốc lưu trữ ngày 29 tháng 3 năm 2013.
3. ↑  Page, Don N. (1 tháng 1 năm 1976). "Particle emission rates from a black hole: Massless particles from an uncharged, nonrotating hole". *Physical Review D*. **13**: 198–206. doi:10.1103/PhysRevD.13.198. ISSN 1550-7998.
4. ↑  Bởi sự mất mát khối lượng của Bức Xạ Hawking
5. ↑  Lopresto, Michael C. (1 tháng 5 năm 2003). "Some Simple Black Hole Thermodynamics". *The Physics Teacher*. **41**: 299–301. doi:10.1119/1.1571268. ISSN 0031-921X.
6. ↑  Hawking, S. W. (1 tháng 8 năm 1975). "Particle creation by black holes". *Communications in Mathematical Physics* (bằng tiếng Anh). **43** (3): 199–220. doi:10.1007/BF02345020. ISSN 1432-0916.
7. ↑  Giddings, S.; Thomas, S. (2002). "High energy colliders as black hole factories: The end of short distance physics". *Physical Review D*. **65** (5): 056010. arXiv:hep-ph/0106219. Bibcode:2002PhRvD..65e6010G. doi:10.1103/PhysRevD.65.056010.
8. ↑  Dimopoulos, S.; Landsberg, G. (2001). "Black Holes at the Large Hadron Collider". *Physical Review Letters*. **87** (16): 161602. arXiv:hep-ph/0106295. Bibcode:2001PhRvL..87p1602D. doi:10.1103/PhysRevLett.87.161602. PMID 11690198.
9. ↑  "The case for mini black holes". *CERN courier*. tháng 11 năm 2004.
10. ↑  Henderson, Mark (ngày 9 tháng 9 năm 2008). "Stephen Hawkings 50 bet on the world the universe and the God particle". *The Times*. London. Truy cập ngày 4 tháng 5 năm 2010.
11. ↑  Belgiorno, F.; Cacciatori, S. L.; Clerici, M.; Gorini, V.; Ortenzi, G.; Rizzi, L.; Rubino, E.; Sala, V. G.; Faccio, D. (2010). "Hawking radiation from ultrashort laser pulse filaments". *Phys. Rev. Lett*. **105** (20): 203901. arXiv:1009.4634. Bibcode:2010PhRvL.105t3901B. doi:10.1103/PhysRevLett.105.203901.
12. ↑  Grossman, Lisa (ngày 29 tháng 9 năm 2010). "Ultrafast Laser Pulse Makes Desktop Black Hole Glow". *Wired*. Truy cập ngày 30 tháng 4 năm 2012.
13. ↑  Carroll, Bradley; Ostlie, Dale (1996). *An Introduction to Modern Astrophysics*. Addison Wesley. tr. 673. ISBN 0-201-54730-9.
14. ↑  Hawking, Stephen (1988). *A Brief History of Time*. Bantam Books. ISBN 0-553-38016-8.

| * x
* t
* s
Lỗ đen |
| --- |
| Loại | 
* BTZ black hole
* Schwarzschild
* Quay
* Tích điện
* Ảo
* Kugelblitz
* Lỗ đen siêu khối lượng
* Lỗ đen nguyên thủy

 |  |
| Kích cỡ | 
* Siêu nhỏ
	+ Tối đại
	+ Electron
* Sao
	+ Microquasar
* Khối lượng trung gian
* Siêu khối lượng
	+ Nhân thiên hà hoạt động
	+ Chuẩn tinh
	+ Blazar

 |
| Sự hình thành | 
* Tiến hóa sao
* Suy sụp hấp dẫn
* Sao Neutron
	+ Liên kết liên quan
* Giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff
* Sao lùn trắng
	+ Liên kết liên quan
* Supernova
	+ Liên kết liên quan
* Hypernova
* Chớp tia gamma
* Lỗ đen đôi

 |
| Tính chất | 
* Điểm kì dị hấp dẫn
	+ Ring singularity
	+ Định lý
* Chân trời sự kiện
* Mặt cầu photon
* Innermost stable circular orbit
* Vùng sản công
	+ Quá trình Penrose
	+ Quá trình Blandford–Znajek
* Đĩa bồi tụ
* Bức xạ Hawking
* Thấu kính hấp dẫn
* Bồi tụ Bondi
* Liên hệ M–sigma
* Dao động gần tuần hoàn
* Nhiệt động lực học
	+ Tham số Immirzi
* Bán kính Schwarzschild
* Spaghetti hóa

 |
| Các vấn đề | 
* Black hole complementarity
* Nghịch lý thông tin
* Cosmic censorship
* ER = EPR
* Final parsec problem
* Firewall (physics)
* Holographic principle
* Định lý không có tóc

 |
| Các mêtric | 
* Schwarzschild
	+ Derivation
* Kerr
* Reissner–Nordström
* Kerr–Newman
* Hayward

 |
| Giải pháp | 
* Nonsingular black hole models
* Ngôi sao đen
* Sao tối
* Dark-energy star
* Gravastar
* Magnetospheric eternally collapsing object
* Planck star
* Sao Q
* Fuzzball

 |
| Tương tự | 
* Optical black hole
* Sonic black hole

 |
| Danh sách | 
* Lỗ đen
* Lớn nhất
* Gần nhất
* Quasar
* Microquasars

 |
| Mô hình | 
* Điểm kì dị hấp dẫn
	+ Định lý kì dị Penrose–Hawking
* Lỗ đen nguyên thủy
* Gravastar
* Sao tối
* Sao năng lượng tối
* Sao đen
* Quả bóng rối
* Lỗ trắng
* Kì dị trần trụi
* Kì dị vòng
* Tham số Immirzi
* Mô hình màng
* Kugelblitz
* Lỗ sâu
* Thiên thể giả sao

 |
| Giả tưởng | 
* Lỗ đen trong giả tưởng
* Star Trek (2009)
* Hố đen tử thần (2014)

 |
| Liên quan | 
* Outline of black holes
* Sonic black hole
* Black Hole Initiative
* Black hole starship
* Sao đặc
* Sao kỳ lạ
	+ Sao quark
	+ Sao Preon
* Gamma-ray burst progenitors
* Thế hấp dẫn
* Hypercompact stellar system
* Membrane paradigm
* Điểm kỳ dị trần trụi
* Sao lỗ đen
* Sao tối
* Rossi X-ray Timing Explorer
* Timeline of black hole physics
* Lỗ trắng
* Lỗ sâu
* Các dấu mốc trong lịch sử nghiên cứu lỗ đen
* XMM - Newton
* Vệ tinh tia X Chandra
* Vệ tinh tia gamma Fermi
* NuStar
* Hệ sao tập trung trong một vùng rất nhỏ
* Tàu không gian lỗ đen

 |
| 
* Thể loại Thể loại
* Trang Commons Hình ảnh

 |