Micro gaură neagră

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Micro găurile negre , numite și găuri negre microscopice sau găuri negre mecanice cuantice , sunt găuri negre ipotetice pentru care efectele mecanicii cuantice joacă un rol important. [1]

Concepte generale

O gaură neagră poate avea orice masă egală sau mai mare decât masa lui Planck . În 1974, Stephen Hawking a propus că, datorită efectelor cuantice , aceste găuri negre s-ar putea evapora printr-un proces care acum se numește radiație Hawking în care sunt emise particule elementare (fotoni, electroni, quarks, gluoni etc.). [2] Calculele sale arată că cu cât dimensiunea găurii negre este mai mică, cu atât viteza de evaporare devine mai rapidă, rezultând o emisie instantanee de particule când explozia bruscă a găurii negre. Este posibil ca astfel de găuri negre cuantice primordiale să se fi format în mediul de înaltă densitate al universului nou format ( big bang ) sau posibil prin tranziții succesive de fază.

Găurile negre primordiale cu o masă inițială de aproximativ 10 15 grame ar fi trebuit să-și finalizeze evaporarea până acum; cele mai ușoare găuri negre primordiale ar fi trebuit deja să se evapore. [1] În circumstanțe optimiste, telescopul spațial cu raze gamma Fermi , lansat în iunie 2008, ar putea detecta dovezi experimentale ale evaporării găurilor negre din apropiere, observând explozii de raze gamma . [3] [4] [5] Este puțin probabil să fie detectată o coliziune între o gaură neagră microscopică și un obiect precum o stea sau o planetă. Acest lucru se datorează faptului că raza mică și densitatea mare a găurii negre i-ar permite să treacă netulburată prin orice obiect format din atomi normali, reușind să interacționeze doar cu foarte puțini dintre aceștia. Cu toate acestea, s-a speculat că o mică gaură neagră cu suficientă masă care trece prin Pământ ar trebui să producă o undă seismică detectabilă acustic. [6] [7] [8] [9]

În gravitația tridimensională clasică, tehnologiile disponibile nu ating masa minimă Planck necesară pentru a produce o gaură neagră. Cu toate acestea, unele simulări care includ dimensiuni suplimentare ale spațiului în unele configurații speciale, cum ar fi dimensiunile extra-largi, în unele cazuri speciale ale modelului Randall-Sundrum și în configurațiile teoriei șirurilor, cum ar fi soluțiile GKP, masa Planck poate fi astfel să fie măsurabile pe scara TeV . În aceste condiții, în 2001 s-a speculat că producția de micro găuri negre ar putea fi un efect realizabil prin intermediul colizorului mare de hadroni (LHC) [10] [11] [12] [13] sau al viitoarelor colizori cu energie mai mare.

Calculele mecanice cuantice și Hawking prezic că aceste găuri negre se descompun aproape instantaneu într-un jet de particule care ar servi drept detector pentru aceste structuri. [10] [11]

Dimensiunea minimă a unei găuri negre

O gaură neagră poate avea teoretic orice masă egală sau mai mare decât masa lui Planck . Pentru a forma o gaură neagră, trebuie concentrată suficientă masă sau energie pentru a determina viteza de evacuare din regiunea în care este concentrată să depășească viteza luminii. Această condiție dă raza Schwarzschild , (unde G este constanta gravitațională a lui Newton și c este viteza luminii), a unei găuri negre de masă M. Pe de altă parte,lungimea de undă Compton , , unde h este constanta lui Planck , reprezintă o limită a dimensiunii minime a regiunii în care poate fi localizată o masă M în repaus. Pentru un M suficient de mic, lungimea de undă Compton depășește raza Schwarzschild și nu poate exista nici o gaură neagră. Cea mai mică masă pentru o gaură neagră este , prin urmare , aproximativ masa Planck, care este de aproximativ 2 x 10 -8 kg sau 1,2 x 10 19 GeV / c ².

Orice gaură neagră primordială cu o masă suficient de mică se va evapora pe măsură ce se apropie de masa lui Planck în timpul vieții universului. În acest proces, aceste mici găuri negre radiază materie. O reprezentare a acestui lucru este dată de o pereche de particule virtuale care ies din vid în apropierea orizontului evenimentelor ; una dintre cele două particule este capturată, în timp ce cealaltă scapă lângă gaura neagră. Rezultatul net este că gaura neagră își pierde masa (datorită conservării energiei ).

Conform formulelor termodinamicii găurilor negre , cu cât gaura neagră pierde mai mult, cu atât devine mai fierbinte și se evaporă mai repede până se apropie de masa Planck. În acest stadiu, o gaură neagră ar avea o temperatură Hawking de T P / 8π (5,6 × 10 32 K), ceea ce implică faptul că o particulă Hawking emisă ar avea o energie comparabilă cu masa găurii negre. În acest moment, descrierea termodinamică își pierde sensul. O astfel de mini gaură neagră ar avea, de asemenea, o entropie de numai 4 π nat , aproximativ cea mai mică valoare posibilă.

Prin urmare, în acest moment, obiectul nu mai este descris ca o gaură neagră clasică, iar calculele lui Hawking se prăbușesc, de asemenea. Conjecturile pentru soarta finală a găurii negre includ evaporarea totală și producerea unei rămășițe de gaură neagră de aproximativ mărimea masei lui Planck. Dacă intuițiile despre găurile negre cuantice sunt corecte, aproape de masa lui Planck, se așteaptă ca numărul stărilor cuantice posibile pentru gaura neagră să devină atât de puține și atât de cuantificate încât interacțiunile sale ar fi dispărut.

Este posibil ca astfel de găuri negre din masa Planckiană să nu mai fie capabile să absoarbă energia gravitațional, ca o gaură neagră clasică, din cauza decalajelor cuantificate dintre nivelurile lor permise de energie și nici să emită particule Hawking din același motiv. obiecte. De fapt, ar fi așa-numitele WIMP ( particule masive care interacționează slab ); acest lucru ar putea explica materia întunecată [14]

Crearea micro găurilor negre

Producerea unei găuri negre necesită concentrarea masei sau a energiei în raza Schwarzschild corespunzătoare. În greutatea tridimensională cunoscută, minimul acestei energii este de 10 19 GeV , care ar trebui să se condenseze într-o regiune de aproximativ 10 −33 cm, mult dincolo de limitele oricărei tehnologii actuale; Large Hadron Collider (LHC) a fost proiectat pentru o energie de 14 TeV . Acest lucru depășește, de asemenea, gama de coliziuni de raze cosmice cunoscute cu atmosfera Pământului, ajungând la energiile centrului de masă într-un câmp de sute de TeV .

Se estimează [ Fără sursă ] că pentru a ciocni două particule la distanța unei lungimi de Planck cu forțele de câmp magnetic realizabile în prezent ar necesita un accelerator inelar cu diametrul de aproximativ 1000 de ani-lumină pentru a menține particulele pe traseu.

Unele extensii ale fizicii actuale presupun existența unor dimensiuni suplimentare ale spațiului. În spațiu-timp cu dimensiuni superioare, forța gravitațională crește foarte rapid cu scăderea distanței față de spațiul tridimensional. Cu anumite configurații speciale ale dimensiunilor suplimentare, acest efect poate reduce scara Planck la cea a energiei necesare pentru a crea o micro gaură neagră.

Micro găuri negre stabile

Deși radiația lui Hawking este uneori pusă la îndoială, [15] Leonard Susskind rezumă punctul de vedere al unui expert în cartea sa recentă: [16] Din când în când apare un nou articol de fizică care susține că găurile negre nu se evaporă. Astfel de eseuri dispar rapid în grămada inepuizabilă de junk de idei marginale .

Alte controverse de securitate, pe lângă cele bazate pe radiația Hawking, au fost exprimate într-un eseu [17] (vezi și [18] ), în care au fost prezentate simulări ipotetice ale găurilor negre stabile care ar putea deteriora Pământul; conform acestor scenarii, astfel de găuri negre ar putea fi produse de raze cosmice și, în consecință, ar fi trebuit să distrugă deja corpurile cerești precum Pământul, Soarele, stelele de neutroni sau piticii albi.

Notă

  1. ^ a b ( EN ) BJ Carr și SB Giddings, "Quantum black găuri", Scientific American 292N5 (2005) 30.
  2. ^(EN) SW Hawking, Particle Creation by Black Holes, Comun. Matematica. Phys., Vol. 43 , Num. 3, (1975), p. 199-220. [1] Arhivat 12 decembrie 2012 în Archive.is ..
  3. ^ A. Barrau, găurile negre primordiale ca sursă de raze cosmice cu energie extrem de mare , în Astroparticle Physics , vol. 12, nr. 4, 2000, pp. 269-275, Bibcode : 2000APh .... 12..269B , DOI : 10.1016 / S0927-6505 (99) 00103-6 , arXiv : astro-ph / 9907347 .
  4. ^ M. McKee, Satellite ar putea deschide ușa unei dimensiuni suplimentare , în New Scientist , 30 mai 2006.
  5. ^(EN) Telescop spațial cu raze gamma Fermi: detectare "mini" a găurii negre
  6. ^(EN) IB Khriplovich, AA Pomeransky, N. Produit și G. Yu. Ruban, se poate detecta trecerea unei mici găuri negre prin Pământ? , Physical Review D, volumul 77, numărul 6, preimprimare
  7. ^(EN) IB Khriplovich, AA Pomeransky, N. Produit și G. Yu. Ruban, trecerea unei mici găuri negre prin Pământ. Este detectabil? , preimprimare
  8. ^(EN) Fraser Cain, găurile negre microscopice bâzâie în interiorul Pământului? , Universe Today , 20 iunie 2007. [2]
  9. ^(EN) Raza Schwarzschild a unei găuri negre de 10 grame este de 15 ~ 148 fm (148 × 10 -15 m), care este mult mai mică decât un atom, dar mai mare decât un nucleu atomic.
  10. ^ a b ( EN ) SB Giddings și SD Thomas, " Colizori de mare energie ca fabrici de găuri negre: sfârșitul fizicii pe distanțe scurte", arXiv: hep-ph / 0106219 , Phys. Rev. D65: 056010 (2002) .
  11. ^ a b ( EN ) S. Dimopoulos și GL Landsberg, "Gauri negre la LHC", arXiv: hep-ph / 0106295 , Phys. Rev. Lett. 87: 161602 (2001)
  12. ^ (EN) Courier CERN - Carcasa pentru mini găuri negre. Noiembrie 2004 , pe cerncourier.com .
  13. ^(EN), American Institute of Physics Bulletin of Physics News Number 558, 26 septembrie 2001 de Phillip F. Schewe, Ben Stein și James Riordon
  14. ^ Planckian Interacting Massive Particles as Dark Matter ( PDF ), pe arxiv.org .
  15. ^ AD Helfer, "Radiază găurile negre?" arXiv: gr-qc / 0304042
  16. ^ L. Susskind, The Black Hole War: Bătălia mea cu Stephen Hawking pentru a face lumea sigură pentru mecanica cuantică (Little, Brown, 2008)
  17. ^(EN) SB Giddings și Mangano ML, implicații astrofizice ale găurilor negre stabile ipotetice la scară TeV, arXiv: 0806.3381 , Phys. Rev. D78: 035009, 2008
  18. ^(EN) ME Peskin, Sfârșitul lumii la Large Hadron Collider? Fizica 1, 14 (2008)

Bibliografie

Elemente conexe

linkuri externe

Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Micro_buco_nero&oldid=121097769 ”