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Rayonnement de Hawking

Fluctuation du vide

Le principe d'incertitude d'HeisenbergHEISENBERG, Werner Karl
1901 - 1976
Physicien allemand. Prix Nobel de physique 1932. Etablie le principe d'incertitude de la mécanique quantique. Il développe la mécanique matricielle quantique. stipule que pendant un court instant, on peut emprunter au vide une petite quantité d'énergie. D'après l'équivalence masse-énergie, cette quantité peut être utilisée pour créer des paires de particule-antiparticuleAntiparticule
Particule d'antimatière. massives de faible durée de vie.

La seconde inégalité d'Heisenberg est

avec E, l'énergie et t le temps mis pour la mesurer. Nous pouvons alors convertir cette énergie en masse

Dans le vide, il est donc possible de créer pendant un bref instant une paire dite virtuelle de particule-antiparticule. Très rapidement, elles s'annihilent.

Rayonnement d'un trou noir

A l'horizonHorizon
Frontière d'un trou noir. (au rayon de SchwarzschildSCHWARZSCHILD, Karl
1873 - 1916
Astrophysicien allemand. Découvre la pression de radiation. Il calcul le rayon d'un trou noir.) d'un trou noirTrou noir
Corps de très forte densité., le champ gravitationnel est très fort. Ainsi, si une paire particule-antiparticule se crée justement à cet endroit, il est possible que l'une tombe dans le trou noir et que l'autre parvienne à se libérer. Vu de l'extérieur, le trou noir émet une particule (ou une antiparticule). Si celle-ci rencontre son antiparticule formée de la même manière, elles se recombinent et forme un photonPhoton
Particule de lumière.. C'est ce qu'on appelle le rayonnement de HawkingHAWKING, Stephen
1942 -
Physicien anglais. Etudie les singularités dans l'univers. Elabore la théorie du rayonnement des trous noirs.

Tout se passe comme si le trou noir perdait l'énergie (donc la masse) de la particule émise. En effet, pour compenser la perte d'énergie positive de la particule "sortante", le trou noir doit acquérir une énergie négative, et, d'après l'équivalence masse-énergie, cela revient à une perte de masse. Ceci conduit à l'évaporation du trou noir.

Température du trou noir

L'émission du rayonnement de Hawking permet, comme pour un corps noir, de connaître la température du trou noir. Elle est inversement proportionnelle à sa masse. Pour les plus légers (et donc les plus chauds) la température n'atteint que 10^-4 K. Mais, pour s'évaporer, il faut que la température du trou soit supérieur à celle de son environnement (un corps chaud n'émet de la chaleur que s'il est placé dans une zone plus froide). Or, les trous noirs les plus froids imaginables baignent dans le fond de rayonnement fossileRayonnement fossile
Emission de lumière créée peu après la naissance de l'univers. à 2,7 K. Ils ne sont donc pas en mesure de s'évaporer actuellement.

Il faut donc attendre que le rayonnement fossile se refroidisse (avec l'expansion de l'univers) pour assister aux première évaporation de trous noirs d'origine stellaire. Cependant, alors qu'il rayonne, le trou noir perd sa masse et donc se réchauffe, ce qui accélère son évaporation. Le phénomène prend fin lors d'une violente explosion qui signe la disparition du trou noir.

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Février 2010