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{{NN|fisica|febbraio 2014}}
In fisica la '''radiazione di Hawking''', detta anche '''di Bekenstein-Hawking''', è una radiazione termica che si ritiene sia emessa dai [[buco nero|buchi neri]] a causa degli effetti quantistici.
{| style="width:100%; background:transparent; font-size:90%"
La dimostrazione teorica del fenomeno deriva dall'applicazione dei principi della meccanica quantistica, in particolare dell'[[energia di punto zero]], nei pressi di una zona particolare che circonda il buco nero detta [[orizzonte degli eventi]]. A tutt'oggi non ne esistono evidenze sperimentali.
| style="background:#e0f0ff; border:1px solid silver; -moz-border-radius-topleft:12px; -webkit-border-top-left-radius:12px; border-top-left-radius:12px; width:20%; height:30px" | [[File:Help-browser.svg|18px|link=Aiuto:Benvenuto]] [[Aiuto:Benvenuto|Benvenuto]]
| style="background:#6495ed; color:white; padding:0.5em 0.5em 0.5em 1em; font-size:140%; border:1px solid silver; -moz-border-radius-topright:12px; -webkit-border-top-right-radius:12px; border-top-right-radius:12px; width:80%" | '''Benvenuto/a su Wikipedia, <span style="color:white"><nowiki></nowiki>Carlobenigni</span>!'''
Il nome si deve al fisico [[Stephen Hawking]], che nel 1974 ne ha elaborato la teoria. Anche il fisico [[Jacob Bekenstein]] sostiene che i buchi neri abbiano proprietà termiche.
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| style="background:#e0e6ff; border:1px solid silver; height:30px; padding-left:1em" | [[File:Nuvola apps ksig-vector.svg|18px|link=Aiuto:Guida essenziale]] [[Aiuto:Guida essenziale|Guida essenziale]]
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== Introduzione ==
I [[buchi neri]] sono oggetti la cui attrazione gravitazionale è estremamente elevata. Secondo la concezione classica l'[[gravitazione|attrazione gravitazionale]] è tanto potente che niente, neanche la [[radiazione elettromagnetica]] o la [[luce]] possano allontanarsi dal [[buco nero]]. Al momento non è ancora chiaro come si possa incorporare la gravità nella [[meccanica quantistica]]; tuttavia lontano dai buchi neri gli effetti gravitazionali possono essere tanto deboli che i calcoli possono essere effettuati in modo corretto, ricorrendo alla [[teoria quantistica dei campi nello spazio-tempo curvo]]. Hawking ha dimostrato come gli effetti quantistici consentano ai buchi neri di emettere una radiazione di [[corpo nero]], con soluzione esatta che corrisponde alla media della radiazione termica emessa da una sorgente termica idealizzata. È come se la radiazione fosse emessa da un [[corpo nero]] la cui temperatura è inversamente proporzionale alla massa del buco nero.
Ricorda di '''non copiare testi né immagini da libri o siti internet poiché <u>NON è consentito inserire materiale protetto da [[Wikipedia:Copyright|copyright]]</u>''' (nel caso sia tu l'autore/autrice, devi seguire [[Wikipedia:Copyright#Se concedi l'uso del materiale presente sul tuo sito o su altre fonti|l'apposita procedura]]), e di scrivere seguendo un '''[[Wikipedia:Punto di vista neutrale|punto di vista neutrale]]''', citando le '''[[WP:FONTI|fonti]]''' utilizzate.
Si può comprendere il processo a livello fisico immaginando la radiazione particella-antiparticella emessa appena oltre l'[[orizzonte degli eventi]]. Questa radiazione non proviene direttamente dal buco nero stesso, ma piuttosto è il risultato di particelle virtuali che – nascendo in coppia continuamente nel vuoto cosmico – diventano reali a causa della forza gravitazionale del buco nero. Per essere più precisi, le [[fluttuazione quantistica|fluttuazioni quantistiche]] del vuoto provocano la comparsa di coppie particella-antiparticella in prossimità dell'[[orizzonte degli eventi]] dell'oggetto celeste. Una particella della coppia cade nel buco nero, mentre l'altra riesce a sfuggire nell'universo esterno. Per rispettare il principio di conservazione dell'energia complessiva, la particella che è precipitata nel buco nero deve avere energia negativa {{chiarire}} (rispetto a un osservatore che si trovi lontano dal buco nero). Mediante questo processo il buco nero perde massa e a un osservatore esterno sembrerebbe che il buco stesso abbia appena emesso una particella.
Una differenza importante tra la radiazione del buco nero, così come calcolata da Hawking, e la radiazione termica emessa da un [[corpo nero]] è che quest'ultima ha carattere statistico (solo la sua media soddisfa la legge di Planck della radiazione del [[corpo nero]]), mentre la prima soddisfa esattamente questa legge. Così una radiazione termica contiene informazioni sul corpo che l'ha emessa, mentre la radiazione di Hawking sembra non contenerne: dipende solo dalla massa, dal [[momento angolare orbitale]] e dalla carica del buco nero, in base a quello che viene chiamato il [[Teorema dell'essenzialità]], (no-hair theorem).
<div align="center" style="font-size:130%">Buon lavoro e buon divertimento da parte di tutti i wikipediani!</div>
== Processi di emissione ==
Un buco nero emette una radiazione termica a una temperatura
<div style="margin:0; padding:0; font-size:105%">
:<math>T_H = \frac{\kappa}{2 \pi}</math>,
{{Cassetto inizio
|titolo = Altre informazioni
Con <math> G </math>, <math> c </math>, ''<math>\hbar</math>'' e [[Costante di Boltzmann|<math> k_{\Beta}</math>]] uguali a uno, dove invece <math> k </math> è [[gravità di superficie]] dell'orizzonte.
}}
In particolare la radiazione proveniente dal [[buco nero di Schwarzschild]] è una radiazione di [[corpo nero]] con una temperatura pari a
[[File:Firma e data.png|thumb|Apponi la firma nei tuoi interventi]]
*[[Portale:Progetti|Visualizza l'elenco]] dei '''[[Wikipedia:Progetto|progetti collaborativi]]''' riguardanti specifiche aree tematiche dell'enciclopedia: puoi partecipare liberamente a quelli di tuo interesse o chiedere suggerimenti.
:<math>T={\hbar\,c^3\over8\pi G M k_{\Beta}}</math>
*Identificati nelle [[Aiuto:Pagina di discussione|pagine di discussione]]: '''[[Aiuto:Firma|firma]] i tuoi interventi''' con il tasto che vedi nell'immagine.
*Una volta consultata la Guida essenziale, prova ad ampliare le tue conoscenze sul funzionamento di Wikipedia con il '''[[Aiuto:Tour guidato|Tour guidato]]'''.
dove ''<math>\hbar</math>'' è la [[costante di Planck]] ridotta (pari ad h/2π), '''c''' è la [[velocità della luce]], <math> k_{\Beta} </math> è la [[costante di Boltzmann]], <math> G </math> è la [[costante gravitazionale]] ed <math> M </math> è la [[Massa (fisica)|massa]] del buco nero.
*Hai già un altro account oppure qualcun altro contribuisce dal tuo stesso computer? Leggi [[Wikipedia:Utenze multiple]].
{{-}}
== Evaporazione dei buchi neri ==
{{Cassetto fine}}
Quando una particella fugge nell'universo esterno il buco nero perde una piccolissima quantità d'energia e perciò secondo la [[teoria della relatività]] di [[Einstein]] la sua massa si deve ridurre. La potenza emessa da un buco nero nella forma della radiazione di Hawking può essere calcolata per il caso più semplice di un buco nero di massa M, non rotante e privo di carica ([[buco nero di Schwarzschild]]). Combinando le formule del raggio di Schwarzschild del [[buco nero]], la radiazione della [[legge di Stefan-Boltzmann]] della radiazione del [[corpo nero]], la formula prima menzionata della temperatura della radiazione e la formula della superficie di una sfera (l'[[orizzonte degli eventi]] del [[buco nero]]) otteniamo:
{{Cassetto inizio
|titolo = Serve aiuto?
:<math>P={\hbar\,c^6\over15\,360\,\pi\,G^2M^2}</math>
}}
Se hai bisogno di aiuto, chiedi allo [[Aiuto:Sportello informazioni|sportello informazioni]] (e non dimenticare che la risposta ti verrà data in quella stessa pagina). Se avessi bisogno di un aiuto ''continuativo'', puoi [[Progetto:Coordinamento/Accoglienza/Nuovi_arrivati|richiedere di farti affidare un "tutor"]].
Dove P è la dispersione d'energia, ''<math>\hbar</math>'' è la costante di Planck ridotta (=h/2π), c è la velocità della luce, G è la costante gravitazionale ed M è la massa del buco nero. Questa formula non è ancora stata ottenuta nel quadro della gravità semiclassica. La potenza della radiazione di Hawking emessa da un buco nero con massa (teorica) pari a quella solare è uguale a <math>9 \times 10^{-29}</math> Watt. Perciò definire “nero” un oggetto del genere è comunque reale con un'ottima approssimazione. Partendo dal presupposto di un universo completamente vuoto (idealizzazione), così che nessuna materia o radiazione cosmica di fondo possa precipitare nel buco nero, è possibile calcolare quanto tempo il buco nero impiegherebbe ad evaporare. La massa del buco nero è ora una funzione M(t) del tempo t. Il tempo che il buco nero impiega ad evaporare è:
<inputbox>
type=commenttitle
:<math>t_{\operatorname{ev}}={5120\,\pi\,G^2M_0^{\,3}\over\hbar\,c^4}</math>
bgcolor=white
preload=
Per un buco nero di una massa solare (circa <math>2\times 10^{30}</math>{{M|kg}}), otteniamo un tempo di evaporazione pari a 10<sup>67</sup> anni (molto più lungo dell'età attuale dell'universo). Tuttavia, per un buco nero di <math>10^{11}</math>{{M|kg}}, il tempo di evaporazione è pari a circa 3 miliardi di anni. È questo il motivo per cui gli astronomi stanno cercando tracce dell'esplosione di buchi neri primordiali. Nelle unità standard questo significa che
editintro=
hidden=yes
:<math> P = 3{,}563\,45 \times 10^{32} \left[\frac{\mathrm{kg}}{M}\right]^2 \mathrm{W}</math>
page=Aiuto:Sportello_informazioni
default=
:<math> t_\mathrm{ev}
break=no
= 8{,}407\,16 \times 10^{-17} \left[\frac{M_0}{\mathrm{kg}}\right]^3 \mathrm{s}
buttonlabel=Domanda allo Sportello informazioni
</inputbox>
\ \ \approx\ 2{,}66 \times 10^{-24} \left[\frac{M_0}{\mathrm{kg}}\right]^3 \mathrm{anni} </math>
{{Cassetto fine}}
</div>
:<math> M_0
<div style="border-bottom:1px solid #eee; padding-top:0.17em; padding-bottom:0.5em"></div>
= 2{,}282\,71 \times 10^5 \left[\frac{t_\mathrm{ev}}{\mathrm{s}}\right]^{1/3} \mathrm{kg}
<div style="font-size:95%">[[file:Flag of the United Kingdom.svg|20px]] Hello and welcome to the Italian Wikipedia! We appreciate your contributions. If your Italian skills are not good enough, that’s no problem. We have an [[Wikipedia:Ambasciata|embassy]] where you can inquire for further information in your native language or you can contact directly [[Wikipedia:Babel/It-0|a user in your language]]. We hope you enjoy your time here!</div>
\ \ \approx\ 7{,}2 \times 10^7 \left[\frac{t_\mathrm{ev}}{\mathrm{anni}}\right]^{1/3} \mathrm{kg}
|-
</math>
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Quindi, ad esempio, un buco nero che vive un secondo ha una massa di <math>2{,}28\times 10^{5}\,kg</math>, equivalente a un'energia di <math>2{,}05\times 10^{22}\,J</math>, che può essere sprigionata da <math>5\times 10^{6}\,Mt</math>. La potenza iniziale è di <math>6{,}84\times 10^{21}\,W</math>.
| style="background:#ffe0f1; border:1px solid silver; height:30px; padding-left:1em" | [[File:Accessories-text-editor.svg|18px|link=Wikipedia:Raccomandazioni e linee guida]] [[Wikipedia:Raccomandazioni e linee guida|Raccomandazioni e linee guida]]
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L'evaporazione di un buco nero ha diverse conseguenze significative:
| style="background:#ffe5e0; border:1px solid silver; height:30px; padding-left:1em" | [[File:Copyright-problem.svg|18px|link=Wikipedia:Copyright]] [[Wikipedia:Copyright|Copyright]]
#Consente una concezione più coerente della termodinamica dei buchi neri, dimostrando come questi interagiscono col resto dell'universo.
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#Al contrario della maggior parte degli oggetti, la temperatura dei buchi neri aumenta man mano che irradia massa. La temperatura aumenta in modo esponenziale e la fine più probabile è la dissoluzione del buco nero in un lampo violento di [[raggi gamma]]. Una descrizione completa di questa dissoluzione richiede un modello di gravità quantistica; tuttavia, questo avviene quando il buco nero si avvicina alla [[massa di Planck]] e ad un raggio pari alla [[lunghezza di Planck]].
| style="background:#ffefe0; border:1px solid silver; height:30px; padding-left:1em" | [[File:Crystal Clear app ksirtet.svg|18px|link=Portale:Progetti]] [[Portale:Progetti|Progetti tematici]]
#Le informazioni contenute nei buchi neri sembra che si perdano quando evaporano, poiché con questi modelli la radiazione di Hawking è casuale (non contiene informazioni). Sono state proposte una serie di soluzioni ipotetiche a questo problema; ad esempio, la radiazione di Hawking potrebbe essere perturbata in modo tale da contenere le informazioni perse oppure dopo l'evaporazione potrebbe rimanere qualche particella che contiene quelle informazioni, ecc. Per non violare la [[seconda legge della termodinamica]], Hawking stesso ha proposto che almeno parte delle informazioni possano sopravvivere all'evaporazione.<ref>[http://astrocultura.uai.it/astrofisica/blackhawking.htm Corrado Rustica, ''Hawking rivede la sua teoria sui buchi neri''], Astrocultura UAI, Unione Astrofili Italiani</ref> Secondo il [[principio olografico]], teorizzato da [[Leonard Susskind]], esiste un principio di dualità anche per i buchi neri, che distingue due punti di vista coerenti e irriducibili (es. dualità onda particella), e da un punto di vista esterno l'informazione non varca l'orizzonte degli eventi ma si dispone su esso nella misura calcolata di un'area di Planck per fotone, senza perdita d'informazione per l'esterno (il bit di entropia rilasciato per evaporazione non ha mai varcato l'orizzonte).
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| style="background:#fff8dc; border:1px solid silver; -moz-border-radius-bottomleft:12px; -webkit-border-bottom-left-radius:12px; border-bottom-left-radius:12px; height:30px; padding-left:1em" | [[File:Nuvola apps bookcase.svg|18px|link=Aiuto:Glossario]] [[Aiuto:Glossario|Glossario]]
== Note ==
|}Naturalmente un benvenuto anche da parte mia! Se avessi bisogno di qualcosa non esitare a contattarmi. [[Utente:Bramfab|<span style="color:green;">Bramfab</span>]]<small><span style="color:blue;"> <b>[[Discussioni utente:Bramfab|Parlami]]</b></span></small> 16:01, 5 giu 2019 (CEST)
<references/>
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== Bibliografia ==
* S.W. Hawking, Nature 248 (1974) 30: il primo articolo di Hawking sull'argomento
* D. Page, Phys. Rev. D13 (1976) 198: i primi studi dettagliati sul meccanismo di evaporazione
* B.J. Carr & S.W. Hawking, Mon. Not. Roy. Astron. Soc 168 (1974) 399: relazioni tra i buchi neri primordiali e l'universo giovane
* A. Barrau et al., Astron. Astrophys. 388 (2002) 676, Astron. Astrophys. 398 (2003) 403, Astrophys. J. 630 (2005) 1015: ricerche sperimentali sui buchi neri primordiali grazie all'antimateria emessa.
* A. Barrau & G. Boudoul, Review talk given at the International Conference on Theoretical Physics TH2002: cosmologia dei buchi neri
* A. Barrau & J. Grain, Phys. Lett. B 584 (2004) 114: ricerche sulla nuova fisica (in particolare gravità quantistica) con i buchi neri primordiali
* P. Kanti, Int. J. Mod. Phys. A19 (2004) 4899: buchi neri che evaporano e dimensioni extra
* D. Ida, K.-y. Oda & S.C.Park, Phys. Rev. D67 (2003) 064025,Phys. Rev. D71 (2005) 124039,[2]: calcolo della vita di un buco nero e dimensioni extra
* N. Nicolaevici, J. Phys. A: Math. Gen. 36 (2003) 7667-7677 [3]: derivazione coerente della radiazione di Hawking nel modello di Fulling-Davies.
== Voci correlate ==
* [[Buco bianco]]
* [[Buco nero]]
* [[Buco nero supermassiccio]]
* [[CERN]]
* [[Collapsar]]
* [[Disco di accrescimento]]
* [[Ergosfera]]
* [[Gravità di superficie]]
* [[Large Hadron Collider]]
* [[Massa di Chandrasekhar]]
* [[Raggio di Schwarzschild]]
* [[Termodinamica dei buchi neri]]
== Collegamenti esterni ==
* {{cita web|http://www.cerncourier.com/main/article/44/9/22|The case for mini black holes}}
* {{cita web|http://xaonon.dyndns.org/hawking/|Hawking radiation calculator tool}}
* {{cita web|http://web.tiscali.it/buchineri/start.htm|Il Manuale dei buchi neri (it)}}
* {{cita web|http://library.thinkquest.org/C0118900/galassie/buchineri.htm|Descrizione dei buchi neri}}
* {{cita web|http://ulisse.sissa.it/chiediAUlisse/tuttoQuelloChe/2006/Ucau061109t001|Teoria dei buchi neri}}
* {{cita web|http://www.bo.astro.it/sait/spigolature/spigo101base.html|Buchi neri e loro effetti relativistici}}
{{Buchi neri}}
{{Controllo di autorità}}
{{Portale|astronomia|fisica}}
[[Categoria:Buchi neri]]
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