کشف تابش هاوکینگ و پایانِ حیاتِ سیاهچالهها
سیاهچالهها برای قرنها نماد نهایی بیبازگشت بودن در کیهان تلقی میشدند؛ جاذبی بیرحم که هر پرتوی نور یا ذرهٔ مادهای را به خود میبلعید و هرگز اجازهٔ خروج نمیداد. تا اینکه در سال ۱۹۷۴، استیون هاوکینگ با ترکیبی ریاضیاتی و جسورانه از نسبیت عام و مکانیک کوانتومی، این تصورِ تثبیتشده را دگرگون کرد. او نشان داد که حتی تاریکترین نقاط فضا نیز انرژی گسیل میکنند و سیاهچالهها در واقع اجسامی با دمای مشخص هستند که در اثر کاهش جرم بهتدریج تبخیر میشوند و سرانجام ناپدید میگردند.
مکانیسمِ گسیل تابش در لبهٔ افقِ رویداد
بر اساس تصویر کلاسیک، هیچچیز نباید از افقِ رویداد خارج شود. اما هاوکینگ نشان داد که در مقیاسِ کوانتومی، فضای «خالی» اطراف یک سیاهچاله واقعاً خالی نیست؛ نوساناتِ میدانِ کوانتومی دائماً جفتهای ذره و پادذرهٔ مجازی را خلق و نابود میکنند. هنگامی که این جفتها در نزدیکی افقِ رویداد پدید میآیند، گرانشِ عظیمِ سیاهچاله ممکن است یکی از آنها را به درونِ سیاهچاله بکشد و دیگری فرصتِ فرار پیدا کند. آن ذرهٔ گریزان همان تابشِ قابلمشاهدهای است که امروز بهعنوان تابشِ هاوکینگ شناخته میشود.
فرارِ این ذرات هزینهٔ سنگینی دارد؛ بر اساسِ اصلِ همارزیِ جرم و انرژی، ذرهای که خارج میشود در ازای انرژیای که بهدست میآورد، از جرمِ سیاهچاله کاسته میشود. این فرایندِ پیوسته باعث کاهشِ توده و تغییرِ پارامترهای دینامیکیِ سیاهچاله میشود. هرچه جرمِ سیاهچاله کمتر باشد، شدتِ گرانش در ناحیهٔ اطرافِ افق بیشتر و دمایِ تابش بالاتر میرود. این رابطهٔ معکوس بدین معنی است که سیاهچالههای کوچکتر با سرعتِ بسیار بیشتری انرژی از دست میدهند و در مرحلهٔ نهایی ممکن است به انفجاری شبیهِ ابرنواختر منجر شوند.
مسیرِ تکاملِ یک نظریهٔ انقلابی
داستانِ کشفِ این پدیده روایتِ مقاومتِ علمی و درنهایت پذیرشِ تدریجی بود. در سالِ ۱۹۷۱، فیزیکدانانِ شوروی یاکوف زلدوویچ و الکسی استاروبینسکی پیشبینی کردند که سیاهچالههای چرخان باید ذرات تولید کنند. دو سال بعد، یاکوب بکنشتاین با شجاعتی کمنظیر ادعا کرد که سیاهچالهها آنتروپی دارند و این مقدار با مساحتِ سطحِ افقِ آنها رابطهٔ مستقیم دارد. هاوکینگ در ابتدا بهنظر با این ایده مخالفت داشت، زیرا اگرچه سیاهچالهها آنتروپی داشتند، وجودِ آنتروپی مستلزمِ تابشِ گرما بود و این با تصویرِ کلاسیکِ «تابشنکردنِ» آنها ناسازگار بود.
اما محاسباتِ دقیقِ هاوکینگ در سالِ ۱۹۷۳ و انتشارِ مقالهٔ او در سالِ ۱۹۷۴ حقیقت را آشکار ساخت. نتایج نشان داد که سیاهچالهها مانندِ اجسامی گرم در کیهان عمل میکنند و طیفِ انتشارِ آنها تقریبا حرارتی است. این کشف مرزهای فیزیکِ نظری را جابجا کرد و اولین پلِ ارتباطیِ جدی میانِ گرانشِ کلاسیک، ترمودینامیک و مکانیکِ کوانتوم را برقرار کرد.
چرا در محیطهای اخترفیزیکی آشکارسازی نشده است؟
با وجودِ استحکامِ ریاضیاتیِ نظریه، رصدِ مستقیمِ تابشِ هاوکینگ در جهانِ واقعی تا کنون ممکن نبودهاست. علتِ اصلی، شدتِ فوقالعادهٔ کمِ تابش است. برایِ یک سیاهچالهٔ ستارهجرمِ معمولی، دمایِ تابش تنها چند دههزارمِ کلوین است که در برابرِ پسزمینهٔ تابشِ زمینهٔ کیهانیِ ۲.۷ کلوین نامحسوس خواهد بود. حتی بهترینِ تلسکوپهایِ کنونی نیز توانِ تفکیکِ چنین نویزِ حرارتیِ ضعیفی را ندارند.
تنها امیدِ رصدی میانِ اخترفیزیکدانان، یافتنِ سیاهچالههایِ اولیه یا ریزسیاهچالههایی است که ممکن است در دورانِ بسیارِ آغازینِ کیهان شکل گرفته باشند. این اجرام با جرمِ بسیارِ کمتر، دمایِ تابشِ بالاتری دارند و احتمالاً اکنون در مرحلهٔ تبخیرِ نهایی هستند. انفجارها یا فورانهایِ پرتوِ گاما که از تبخیرِ آنها پیشبینی میشود، میتواند نشانهٔ آشکاری باشد، اما تاکنون هیچ دادهٔ قطعی از ماهوارهها یا رصدخانههای فضایی ثبت نشده است.
پارادوکسِ اطلاعات: چالشی حلنشدهٔ قرنِ بیستویکم
تبخیرِ سیاهچالهها پرسشی عمیقتر از صرفاً انرژی مطرح میکند. مکانیکِ کوانتومی بر بقایِ اطلاعات تأکید دارد؛ یعنی اطلاعاتِ مربوط بهِ حالتِ اولیهٔ ذرات نباید برای همیشه نابود شود. اما اگر یک سیاهچالهٔ کامل تبخیر شود و تنها یک تابشِ حرارتیِ تقریبا بیساختار باقی گذارد، اطلاعاتِ ذراتِ داخلِ آن به کجا میروند؟ این معما که به «پارادوکسِ اطلاعاتِ سیاهچاله» مشهور است، هنوز یکی از مهمترین مسئلههای حلنشده در مرزِ گرانشِ کوانتومی است.
فیزیکدانانِ نظری با روشهای متنوعی از جمله تحلیلِ همگراییِ هندسهٔ فضا–زمان، بررسیِ همبستگیهایِ کوانتومیِ تابش و مطالعاتِ نظریِ مبتنی بر مفاهیمِ اطلاعات، در پیِ راهحلی هستند که هم تبخیر را حفظ کند و هم سرنوشتِ اطلاعات را توضیح دهد. توسعهٔ تلسکوپها و آشکارسازهایِ نسلِ آینده و تحلیلِ دقیقترِ دادههایِ پرتوهایِ کیهانی ممکن است در دهههایِ آتی، بخشی از پاسخِ این معما را از قلمروِ ریاضیات به قلمروِ مشاهدات منتقل کند.
