Radiación de Hawking para niños
La radiación de Hawking es una radiación teóricamente producida cerca del horizonte de sucesos de un agujero negro y debida plenamente a efectos de tipo cuántico. La radiación de Hawking recibe su nombre del físico británico Stephen Hawking, quien postuló su existencia por primera vez en 1974 describiendo las propiedades de tal radiación y obteniendo algunos de los primeros resultados en gravedad cuántica. El trabajo de Hawking fue posterior a su visita a Moscú en 1973, donde los científicos soviéticos Yákov Zeldóvich y Alekséi Starobinski le demostraron que, de acuerdo con el principio de indeterminación de la mecánica cuántica, los agujeros negros en rotación deberían crear y emitir partículas.
La radiación de Hawking reduce la masa y la energía rotacional de los agujeros negros y, por lo tanto, también se conoce como "evaporación de agujeros negros". Debido a esto, se espera que los agujeros negros que no ganan masa por otros medios se encojan y finalmente desaparezcan. Se predice que los micro agujeros negros son mayores emisores de radiación que los agujeros negros más masivos y, por lo tanto, deberían reducirse y disiparse más rápidamente.
En junio de 2008, NASA lanzó el telescopio espacial Fermi, que está buscando los destellos terminales de rayos gamma que se esperan de la evaporación de algún agujero negro primordial. En el caso de que las teorías especulativas gran dimensión extra sean correctas, CERN Gran Colisionador de Hadrones puede crear microagujeros negros y observar su evaporación. No se ha observado ningún micro agujero negro en el CERN.
Posteriormente Paul Davies y Bill Unruh probaron que un observador acelerado u observador de Rindler en un espacio-tiempo plano de Minkowski también detectaría radiación de tipo Hawking.
Contenido
Origen de la radiación de Hawking
Una de las consecuencias del principio de indeterminación de Heisenberg son las fluctuaciones cuánticas del vacío. Estas consisten en la creación, durante brevísimos instantes, de pares partícula-antipartícula a partir del vacío. Estas partículas son "virtuales", pero la intensa gravedad del agujero negro las transforma en reales. Tales pares se desintegran rápidamente entre sí, devolviendo la energía prestada para su formación. Sin embargo, en el límite del horizonte de sucesos de un agujero negro, la probabilidad de que un miembro del par se forme desde el interior y el otro en el exterior no es nula, por lo que uno de los componentes del par podría escapar del agujero negro; si la partícula logra escapar, la energía procederá del agujero negro. Es decir, el agujero negro deberá perder energía para compensar la creación de las dos partículas que separó. Este fenómeno tiene como consecuencias la emisión neta de radiación por parte del agujero negro y la disminución de masa de este.
Según esta teoría, un agujero negro va perdiendo masa, a un ritmo inversamente proporcional a esta, debido a un efecto cuántico. Es decir, un agujero negro poco masivo desaparecerá más rápidamente que uno más masivo. Concretamente, un agujero negro de dimensiones subatómicas desaparecería casi instantáneamente.
Cabe mencionar que la disminución de masa de un agujero negro por radiación de Hawking sería únicamente perceptible en escalas de tiempo comparables a la edad del universo y tan solo en agujeros negros de tamaño microscópico remanentes quizás de la época inmediatamente posterior al Big Bang. Si esto es así, hoy podríamos ver explosiones de agujeros negros muy pequeños, algo de lo que no se tiene evidencia alguna.
Proceso de emisión
Un agujero negro emite radiación de Hawking termalizada, según una distribución idéntica a la del cuerpo negro correspondiente a una temperatura 
. La cual, expresada en términos de las unidades de Planck, resulta ser:
(1a)
Donde 
es un parámetro relacionado con la gravedad en la superficie del horizonte. Análogamente, un observador de Rindler con una aceleración uniforme percibe a su alrededor una radiación termalizada asociada a una temperatura de cuerpo negro:
(2a)
Donde 
es la aceleración en unidades de Planck, obviamente la expresión () y () resultan formalmente idénticas expresadas en unidades de Planck.
Si reescribimos las dos ecuaciones anteriores en unidades convencionales, la radiación de Hawking para un agujero Schwarzschild y la radiación de Unruh para un observador acelerado son:
donde:
, es la constante reducida de Planck.- c es la velocidad de la luz
- k es la constante de Boltzmann
- G la constante gravitacional
- M es la masa de un agujero negro.
- a es la aceleración del observador de Rindler.
Aplicando las ecuaciones anteriores al caso solar, si este se llegara a convertir en un agujero negro, tendría una temperatura de radiación de tan sólo 60 nK (nanokelvin). Esta temperatura de radiación es notablemente inferior a la temperatura debida a la radiación de fondo de microondas, que es superior a los 2.7 K, por lo que si existe la radiación de Hawking, ésta podría ser indetectable.
Evaporación de agujero negro
Cuando las partículas escapan, el agujero negro pierde una pequeña cantidad de su energía y, por lo tanto, parte de su masa (masa y energía están relacionadas por ecuación de Einstein [[E = mc²| E Plantilla:=mc 2 ]]).
Véase también
En inglés: Hawking radiation Facts for Kids
- Termodinámica de los agujeros negros
- Gravedad cuántica
- Nave estelar de agujero negro
