A partir de l’observació que l’horitzó d’esdeveniments creix sempre que cau matèria en un forat negre, J. Bekenstein suggerí que això significava una mesura del creixement de l’entropia del forat negre. Hawking, d’acord amb la segona llei de la termodinàmica, afirmà que si un forat negre té entropia també ha de tenir certa temperatura i això provoca que hagi d’emetre radiació. Els càlculs teòrics mostren que un forat negre ha d’emetre partícules i radiació com si fos un cos calent amb una temperatura inversament proporcional a la seva massa. L’emissió es podria entendre prenent parells de partícules virtuals, una de les quals és xuclada pel forat negre, mentre que l’altre pot escapar de la rodalia del forat negre com a partícula real. L’energia positiva de la radiació sortint es contrarestaria per un flux de partícules d’energia negativa cap a l’interior del forat negre. El forat negre perdria massa. És possible que a partir de certa massa crítica el forat negre ja no produeixi més emissions i per tant la pèrdua de massa no continuaria.
f
Física
Radiació de Hawking Es pot formar en un punt de l’espai una parella partícula-antipartícula (A), d’energia total nul·la, ques’anihilarà ràpidament (B); si el forat negre captura una d’aquestes partícules (C), l’altra (D) serà detectable i semblarà que prové del mateix forat negre
© Fototeca.cat