호킹 복사

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1. 개요
2. 역사
3. 정의
4. 유도
- 4.1. 윅 회전을 통한 계산
5. 방출 과정
6. 블랙홀 증발
- 6.1. 증발 시간 및 에너지
7. 문제점 및 확장
8. 실험적 관측
9. 추가 정보
참조

1. 개요

호킹 복사는 스티븐 호킹이 1974년에 제안한 이론으로, 블랙홀이 양자 효과를 통해 열 복사를 방출한다는 내용이다. 야코프 베켄슈타인의 블랙홀 엔트로피 이론을 기반으로 하며, 블랙홀의 질량에 반비례하는 온도를 갖는 흑체 복사 형태로 에너지를 방출한다. 호킹 복사는 블랙홀의 질량을 감소시키고, 궁극적으로 블랙홀을 증발시키는 원인으로 작용한다. 호킹 복사는 초플랑크 문제, 큰 추가 차원, 루프 양자 중력 등과 관련된 이론적 문제와, 천문학적 관측 및 실험실 실험을 통한 관측 시도 등 다양한 연구 분야에서 다루어진다.

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호킹 복사
일반 정보
다양한 크기의 블랙홀 복사 스펙트럼 비교. 호킹 복사의 온도는 블랙홀의 질량에 반비례한다.
발견자	스티븐 호킹
발견 년도	1974년
관련 이론	양자장론 일반 상대성이론
상세 정보
현상	블랙홀이 입자를 방출하는 현상
이론적 근거	양자역학적 효과
복사 특징	열복사 스펙트럼을 가짐
온도	블랙홀 질량에 반비례
중요성	블랙홀 열역학의 핵심 요소 양자 중력 연구에 중요
다른 이름	베켄슈타인-호킹 복사 블랙홀 증발
이론적 배경
주요 개념	사건 지평선 가상 입자 양자 터널링
수학적 표현	블랙홀 온도, 엔트로피 관련 방정식
논쟁 및 문제점
정보 손실 역설	호킹 복사가 정보를 전달하는가에 대한 논쟁
검증 문제	호킹 복사의 직접적인 관측의 어려움

2. 역사

1973년 이스라엘의 물리학자 야코브 베켄슈타인은 블랙홀 열역학을 제창하며 블랙홀이 특정 온도를 가지고 복사한다는 아이디어를 제시하였다.^[54] 1974년 영국의 물리학자 스티븐 호킹은 굽은 시공간에서의 양자장론을 이용하여 블랙홀 복사의 존재를 증명하였다.^[55]^[56]

호킹의 이론은 1973년 모스크바 방문 이후 소련 과학자 야코프 젤도비치와 알렉세이 스타로빈스키와의 교류를 통해 발전했다. 이들은 회전하는 블랙홀이 입자를 생성하고 방출해야 한다는 것을 호킹에게 설득했고, 호킹은 직접 계산을 통해 이를 확인했다.^[10]

블랙홀 엔트로피에 대한 베켄슈타인의 기여로 인해,^[11] 호킹 복사는 '베켄슈타인-호킹 복사'로도 불린다.^[12]

3. 정의

표면 중력이 $\kappa$인 킬링 지평선을 가진 정적인(stationary^영어) 블랙홀은 온도

: $T=\frac{\hbar\kappa}{2 \pi k_Bc}$

의 흑체 복사를 방출한다. 여기서 $k_B$는 볼츠만 상수, $\hbar$는 디랙 상수, $c$는 빛의 속력이다. 즉, 블랙홀이 온도 $T$의 흑체라고 가정할 수 있다. 이 복사를 '''호킹 복사'''라고 하고, 이 온도를 '''호킹 온도'''(Hawking temperature^영어)라고 한다.^[54]^[55]^[56]

이 공식은 언루 효과의 공식에서 고유 가속도 $a$를 표면 중력 $\kappa$로 치환하여 일반화한 것이다.

편의상 $c=k_B=\hbar=4\pi\epsilon_0=G=1$로 놓으면, 질량 $M$, 전하 $Q$, 각운동량 $\alpha M$을 가진 커-뉴먼 계량의 호킹 온도는 다음과 같다.

: $T=\frac1{2\pi}\frac{r_+-r_-}{2(r_+^2+\alpha^2)}$

여기서 $r_\pm=M\pm\sqrt{M^2-Q^2-\alpha^2}$는 커-뉴먼 블랙홀의 두 지평선의 위치다.

슈바르츠실트 계량의 경우 $Q=\alpha=0$이므로,

: $T=\frac1{4\pi r}=\frac1{8\pi M}$

이다. 극대 블랙홀(extremal black hole^영어)의 경우 $Q^2+\alpha^2=M^2$이므로, $r_+=r_-=M$이고, 따라서 $T=0$이다. 즉, 극대 블랙홀은 호킹 복사를 하지 않아 증발하지 않는다.

4. 유도

호킹 복사는 언루 효과를 통해 유도할 수 있다.^[57] 가장 간단한 슈바르츠실트 계량의 블랙홀을 예로 들어 설명한다. (다른 종류의 블랙홀에 대해서도 유사한 계산을 할 수 있다.)

편의상 $c = \hbar = k_\text{B} = 1$ 로 놓는다.

질량 $M$ 인 슈바르츠실트 블랙홀의 슈바르츠실트 반지름은 $r_*=2GM$ 이다. 사건 지평선 근처에서의 곡률은 약 $1/GM$ 정도이다. 슈바르츠실트 블랙홀의 적색 편이 인자(redshift factor^영어) $V$ 는 $V(r)=\sqrt{1-r_*/r}$ 이다. ( $r$ 은 슈바르츠실트 좌표) 이에 따라서, 블랙홀 중심에서 슈바르츠실트 좌표 $r>r_*$ 만큼 떨어진 관찰자는 고유 가속도 $a(r)=\frac{dV}{dr}=\frac{r_*}{2r\sqrt{r-r_*}}$ 로 자유 낙하한다. 관찰자가 지평선에 매우 가까우면 ( $0) 블랙홀의 곡률은 무시하고, 자유 낙하에 의한 효과만을 고려할 수 있다.$

언루 효과에 의하여, $r$ 에서 자유 낙하하는 관찰자는 온도 $T_*(r)=a(r)/2\pi=\frac{r_*}{2r^2V(r)}$ 의 흑체 복사를 관찰한다. 이 복사는 블랙홀을 탈출하면서 $V(r)$ 만큼의 적색 편이를 겪는다. 따라서, 블랙홀에서 멀리 떨어진 관찰자는 온도 $T=V(r)T_*(r)=\frac{r_*}{4\pi r^2}$ 의 흑체 복사를 관찰하게 된다. 사건 지평선에서 방출되는 에너지를 다루려면 $r=r_*$ 로 놓는다. 그러면 $T=\frac1{4\pi r_*}=\frac1{8\pi GM}=\frac{\hbar c^3}{8\pi Gk_\text{B}M}$ 가 된다. 이 온도를 '''호킹 온도'''(Hawking temperature^영어)라고 한다. 즉, 블랙홀은 이 온도의 흑체 복사를 방출한다.

윅 회전을 통해서도 호킹 온도를 계산할 수 있다.^[58]

4. 1. 윅 회전을 통한 계산

윅 회전을 통해 호킹 온도를 간단히 계산할 수 있다.^[58]

1. 시간 좌표를 허수 시간

\tau=it

로 치환한다. 이렇게 하면 유클리드 계량 부호수의 계량 텐서를 얻는다.

2. 이렇게 하면, 일반적으로 블랙홀의 사건 지평면은 뿔 모양의 특이점을 갖게 된다. 이러한 특이점은 시간 좌표를 주기

\beta

를 가지는 좌표

\tau\sim\tau+\hbar\beta

로 놓아 해소할 수 있다.

3. 이 경우, 블랙홀의 호킹 온도는

T=k_\text{B}/\beta

이다.

예를 들어, 슈바르츠실트 블랙홀의 호킹 온도를 계산하면 다음과 같다. (편의상

c=\hbar=k_\text{B}=1

로 놓는다.) 그 계량은 다음과 같다.

:

ds^2=-(1-R/r)dt^2+(1-R/r)^{-1}dr^2+r^2d\Omega^2

여기서 사건 지평선은

r=R=2GM

에 있다. 윅 회전을 가하여

\tau=it

로 치환하면 다음과 같다.

:

ds^2=(1-R/r)d\tau^2+(1-R/r)^{-1}dr^2+r^2d\Omega^2

이제 다음과 같은 변수

\rho,\theta

를 정의한다.

:

\rho=2R\sqrt{1-R/r}

:

\theta=\tau/2R

그러면 다음을 얻는다.

:

ds^2=\rho^2d\theta^2+(1-\rho^2/4R^2)^{-4}d\rho^2+R^2(1-\rho^2/4R^2)^{-2}d\Omega^2

사건 지평선은

\rho=0

에 있다. 따라서 지평선 근처

\rho\ll1

에서 계량은 다음의 꼴이다.

:

ds^2=\rho^2d\theta^2+d\rho^2+R^2d\Omega^2

여기서

\rho^2d\theta^2+d\rho^2

는 극좌표계의 계량

r^2d\theta^2+dr^2

와 같은 꼴이다. 즉,

(\theta,\rho)

평면이

\rho=0

에서 원뿔 모양의 특이점을 갖지 않으려면

\theta

가 각도의 값을 가진 좌표, 즉

2\pi

를 주기로 하는 좌표이어야 한다.

\tau=2R\theta

이므로 허수 시간

\tau=it

는

\beta=4\pi R

의 주기를 갖는다. 따라서 슈바르츠실트 블랙홀의 호킹 온도는 다음과 같다.

:

T=1/\beta=1/(4\pi R)=1/(8\pi GM)

5. 방출 과정

호킹 복사는 언루 효과와 등가 원리를 블랙홀 지평선에 적용하여 발생한다. 블랙홀의 사건의 지평선 근처에서 국소 관찰자는 블랙홀 안으로 떨어지는 것을 막기 위해 가속해야 한다. 가속하는 관찰자는 국소 가속 지평선에서 튀어나와 돌아서 다시 안으로 자유 낙하하는 입자들의 열적 복사를 본다. 국소 열 평형 조건은 이 국소 열적 복사의 일관된 확장이 무한대에서 유한한 온도를 갖는다는 것을 의미하며, 이는 지평선에서 방출된 입자 중 일부가 재흡수되지 않고 외부로 나가는 호킹 복사가 된다는 것을 의미한다.^[29]^[13]

슈바르츠실트 블랙홀은 다음과 같은 계량을 갖는다.

:

(\mathrm{d}s)^2 = -\left(1 - \frac{2M}{r}\right)\,(\mathrm{d}t)^2 + \frac{1}{\left(1 - \frac{2M}{r}\right)} \,(\mathrm{d}r)^2 + r^2\,(\mathrm{d}\Omega)^2.

블랙홀은 양자장 이론의 배경 시공간이다.

장 이론은 국소 경로 적분으로 정의되므로, 지평선에서의 경계 조건이 결정되면 외부 장의 상태가 지정된다. 적절한 경계 조건을 찾기 위해,

r = 2M + \frac{\rho^2}{8M}.

위치에 있는 지평선 바로 바깥의 정지 관찰자를 고려한다.

최저차 국소 계량은 다음과 같다.

:

(\mathrm{d}s)^2 = -\left(\frac{\rho}{4M}\right)^2 \,(\mathrm{d}t)^2 + (\mathrm{d}\rho)^2 + (\mathrm{d}X_\perp)^2 = -\rho^2 \,(\mathrm{d}\tau)^2 + (\mathrm{d}\rho)^2 + (\mathrm{d}X_\perp)^2,

이는

\tau = \frac{t}{4M}

로 표현된 린들러 좌표이다. 이 계량은 블랙홀 안으로 떨어지는 것을 막기 위해 가속하는 프레임을 설명한다. 국소 가속도

\alpha = \frac{1}{\rho}

는

\rho \rightarrow 0

으로 갈수록 발산한다.

지평선은 특별한 경계가 아니며 물체는 안으로 떨어질 수 있다. 따라서 국소 관찰자는 등가 원리에 의해 일반적인 민코프스키 공간에서 가속을 느껴야 한다. 지평선 근처 관찰자는 다음과 같은 국소 온도에서 장이 여기되는 것을 보아야 한다.

:

T = \frac{\alpha}{2\pi} = \frac{1}{2\pi\rho} = \frac{1}{4\pi\sqrt{2Mr\left(1 - \frac{2M}{r}\right)}},

이는 언루 효과이다.

중력 적색 편이는 계량의 시간 성분의 제곱근으로 주어진다. 따라서 장 이론 상태가 일관되게 확장되려면, 국소 온도가 지평선 근처 온도와 적색 편이된 열적 배경이 모든 곳에 있어야 한다.

:

T(r') = \frac{1}{4\pi\sqrt{2Mr\left(1 - \frac{2M}{r}\right)}} \sqrt\frac{1 - \frac{2M}{r}}{1 - \frac{2M}{r'}} = \frac{1}{4\pi\sqrt{2Mr\left(1 - \frac{2M}{r'}\right)}}.

무한대에서

r'

으로 적색 편이된 역 온도는 다음과 같다.

:

T(\infty) = \frac{1}{4 \pi \sqrt{2 M r}},

r

은

2M

근처인 지평선 근처 위치이므로, 이것은 실제로 다음과 같다.

:

T(\infty) = \frac{1}{8 \pi M}.

따라서 블랙홀 배경에서 정의된 장 이론은 무한대에서 온도가 다음과 같은 열적 상태에 있다.

:

T_\text{H} = \frac{1}{8 \pi M}.

블랙홀 온도에서 블랙홀 엔트로피

S

를 계산하는 것은 간단하다. 열

dQ

가 추가될 때 엔트로피 변화는 다음과 같다.

:

\mathrm{d}S = \frac{\mathrm{d}Q}{T} = 8 \pi M \,\mathrm{d}Q.

들어오는 열 에너지는 총 질량을 증가시키는 데 사용되므로,

:

\mathrm{d}S = 8 \pi M \,\mathrm{d}M = \mathrm{d}(4 \pi M^2).

블랙홀의 반경은 플랑크 단위에서 질량의 두 배이므로, 블랙홀의 엔트로피는 표면적에 비례한다.

:

S = \pi R^2 = \frac{A}{4}.

작은 블랙홀이 영의 엔트로피를 갖는다고 가정하면, 적분 상수는 0이다. 블랙홀을 형성하는 것은 질량을 한 영역으로 압축하는 가장 효율적인 방법이며, 이 엔트로피는 시공간의 임의의 구의 정보 내용에 대한 경계이기도 하다. 결과의 형태는 중력 이론의 물리적 설명이 홀로그래픽 원리에 의해 어떤 식으로든 경계 표면에 인코딩될 수 있음을 강력하게 시사한다.

간략화된 설명에 따르면, 양자역학적 진공 요동으로부터 터널 효과에 의해 입자가 블랙홀의 사건의 지평선 부근에서 쌍생성을 일으킨다. 그 쌍생성으로 생성된 두 입자 중 하나(음의 에너지 입자)는 지평선을 향해 떨어지고, 다른 하나(양의 에너지 입자)는 외부로 방출된다. 에너지 보존 법칙에 따라 블랙홀의 질량 에너지는 감소한다. 즉 질량을 잃는다. 이 방출이 호킹 복사로 여겨진다.^[50]

6. 블랙홀 증발

스티븐 호킹이 1974년 곡선 시공간의 양자장 이론을 사용하여 이론적으로 예측한 호킹 복사는 블랙홀이 에너지를 잃고 질량이 감소하여 결국 증발하게 만든다.^[7] 입자가 탈출하면 블랙홀은 아인슈타인의 공식에 따라 에너지와 질량을 잃는다.^[16]^[14]

차원 분석에 따르면, 블랙홀의 수명은 초기 질량의 세제곱에 비례한다.^[16]^[14] 호킹은 약 10¹² kg 미만의 질량을 가진 초기 우주에서 형성된 모든 블랙홀은 현재까지 완전히 증발했을 것이라고 추정했다.^[15] 1976년, 돈 페이지는 비회전, 비전하 슈바르츠실트 블랙홀의 증발 시간과 생성되는 에너지를 계산하여 이 추정치를 개선했다. 하지만, 블랙홀은 유한한 크기를 가지기 때문에 완벽한 흑체가 아니며, 흡수 단면적은 주파수가 감소함에 따라 복잡하게 감소한다.^[16]

블랙홀 증발은 블랙홀 열역학에 대한 보다 일관된 관점을 제시하고, 블랙홀의 온도가 질량을 방출함에 따라 증가하는 현상을 설명한다. 또한, 블랙홀 증발의 가장 간단한 모델은 블랙홀 정보 역설을 야기하는데, 이는 블랙홀의 정보 내용이 소멸될 때 손실되는 것으로 보이기 때문이다.

6. 1. 증발 시간 및 에너지

호킹 복사 온도는 다음과 같다.^[2]^[21]^[22]

:

T_\mathrm{H} = \frac{\hbar c^3}{8 \pi G M k_\mathrm{B}}

여기서

\hbar

는 환산 플랑크 상수,

c

는 빛의 속도,

G

는 중력 상수,

M

은 블랙홀의 질량,

k_\mathrm{B}

는 볼츠만 상수이다.

순수한 광자 방출(즉, 다른 입자가 방출되지 않음)을 가정하고 지평선이 복사 표면이라고 가정할 때 블랙홀의 베켄슈타인-호킹 광도는 다음과 같다.^[22]^[21]

:

P = \frac{\hbar c^6}{15360 \pi G^2 M^2}

여기서

P

는 광도, 즉 방출되는 에너지이다. 위의 공식은 아직 반고전적 중력의 틀 내에서 유도되지 않았다는 점은 언급할 가치가 있다.

블랙홀이 소멸하는 데 걸리는 시간은 다음과 같다.^[22]^[21]

:

t_\mathrm{ev} = \frac{5120 \pi G^2 M^3}{\hbar c^4} = \frac{480 c^2 V}{\hbar G} = 5120\pi\,t_{\text{P}}\left(\frac{M}{m_{\text{P}}}\right)^{3} \approx 8.408 \times 10^{-17} \, \mathrm{s} \  \left( {M \over \mathrm{kg}} \right)^3 \approx 2.140\times10^{67}\,\text{years} \ \left(\frac{M}{M_\odot}\right)^3,

여기서

M

과

V

는 블랙홀의 질량과 (슈바르츠실트) 부피이고,

m_{\text{P}}

와

t_{\text{P}}

는 플랑크 질량과 플랑크 시간이다.

1 태양 질량 (

M_\odot

= )의 블랙홀은 이상 걸려 증발하며, 이는 현재 우주의 나이()보다 훨씬 길다.^[23] 그러나 의 블랙홀의 경우 증발 시간은 이다. 이것이 일부 천문학자들이 폭발하는 원시 블랙홀의 징후를 찾는 이유이다.

하지만 우주에는 우주 마이크로파 배경 복사가 있으므로, 블랙홀이 소멸하려면 블랙홀의 온도가 현재 우주의 2.7 K의 흑체 복사보다 커야 한다.

7. 문제점 및 확장

호킹의 원래 계산에는 몇 가지 문제점과 이를 해결하기 위한 확장이 존재한다.
문제점

초플랑크 문제: 호킹의 초기 계산에서 양자 입자가 블랙홀 지평선 근처에서 플랑크 길이보다 짧은 파장을 가지게 되는 문제가 발생한다.^[25]^[26]^[27]^[28] 이는 블랙홀에서 방출된 입자가 지평선으로 가면 무한대 진동수를 가져야 하기 때문이다.
언루 효과 에서도 유사한 문제가 발생한다.^[29]

확장

큰 추가 차원: 큰 추가 차원(10 또는 11) 모델에서는 플랑크 상수 값이 달라질 수 있으며, 호킹 복사 공식도 수정되어야 한다.^[30]^[31]
루프 양자 중력: 루프 양자 중력을 사용하여 사건의 지평선의 양자 기하학에 대한 연구가 수행되었다.^[32]^[33] 이를 통해 블랙홀 엔트로피 및 복사에 대한 양자 중력 보정이 계산되었다.

7. 1. 초플랑크 문제

초플랑크 문제는 호킹의 원래 계산에서 양자 입자가 블랙홀의 지평선 근처에서 파장이 플랑크 길이보다 짧아지는 문제를 말한다. 이는 멀리서 측정했을 때 시간이 멈추는 특이한 현상 때문이다. 유한 진동수를 가진 블랙홀에서 방출된 입자는 지평선으로 추적하면 무한대 진동수를 가져야 하므로 초플랑크 파장을 갖게 된다.^[25]^[26]^[27]^[28]

호킹 복사의 바깥으로 나가는 광자는 모드를 거슬러 올라가면 지평선에 가까워질수록 먼 거리에서보다 진동수가 발산하여 광자의 파장이 블랙홀의 지평선에서 무한히 "쪼그라들어야" 한다. 최대한 확장된 외부 슈바르츠실트 해에서, 그 광자의 진동수는 모드가 관찰자가 갈 수 없는 과거 영역으로 확장되었을 때만 규칙적으로 유지된다. 그 영역은 관찰할 수 없는 것으로 보이며 물리적으로 의심스러우므로 호킹은 과거 영역이 없는 블랙홀 해를 사용했는데, 이는 과거의 유한한 시간에 형성된다. 그 경우, 모든 바깥으로 나가는 광자의 근원을 식별할 수 있는데, 이는 블랙홀이 처음 형성된 순간 바로 그 지점의 미세한 점이다.

호킹의 원래 계산에서 그 작은 점에서의 양자적 요동은 모든 바깥으로 나가는 복사를 포함한다. 결국 먼 시간이 지나 바깥으로 나가는 복사를 포함하는 모드는 사건 지평선 근처에 오래 머물면서 엄청난 양으로 적색 편이되어 플랑크 길이보다 훨씬 짧은 파장을 가진 모드로 시작된다. 이러한 짧은 거리에서의 물리학 법칙은 알려져 있지 않으므로, 일부는 호킹의 원래 계산이 설득력이 없다고 생각한다.

초플랑크 문제는 오늘날 대부분 지평선 계산의 수학적 인공물로 간주된다. 동일한 효과는 화이트홀 해로 떨어지는 일반 물질에도 발생한다. 화이트홀로 떨어지는 물질은 화이트홀에 축적되지만, 갈 수 있는 미래 영역이 없다. 이 물질의 미래를 추적하면 화이트홀 진화의 최종 특이점 종착점으로 압축되어 초플랑크 영역으로 들어간다. 이러한 유형의 발산의 이유는 외부 좌표의 관점에서 지평선에서 끝나는 모드가 거기에서 진동수가 특이하기 때문이다. 고전적으로 무슨 일이 일어나는지 결정하는 유일한 방법은 지평선을 통과하는 다른 좌표로 확장하는 것이다.

언루 효과로 채워진 모드를 거슬러 올라갈 때 유사한 초플랑크 문제가 발생한다.^[29] 언루 효과에서 온도의 크기는 일반적인 민코프스키 장 이론으로부터 계산될 수 있으며 논란의 여지가 없다.

7. 2. 큰 추가 차원

큰 추가 차원(10 또는 11)을 가진 모델에서는 플랑크 상수 값이 근본적으로 다를 수 있으며, 호킹 복사 공식도 수정해야 한다. 특히, 추가 차원 척도 미만의 반경을 가진 미세 블랙홀의 수명은 다음과 같이 주어진다.^[30]^[31]

:

\tau \sim \frac{1}{M_*} \left( \frac{M_\text{BH}}{M_*} \right)^\frac{n+3}{n+1},

여기서 는 몇 TeV 정도로 낮을 수 있는 저에너지 척도이고, 은 큰 추가 차원의 수이다. 이 공식은 이제 "새로운 플랑크 시간" ~의 수명을 가지며, 몇 TeV 정도로 가벼운 블랙홀과 일치한다.

7. 3. 루프 양자 중력

루프 양자 중력을 사용하여 사건의 지평선의 양자 기하학에 대한 상세한 연구가 수행되었다.^[32]^[33] 루프 양자화는 베켄슈타인과 호킹이 최초로 발견한 블랙홀 엔트로피에 대한 결과를 재현하지 못한다. 단, 자유 매개변수의 값을 설정하여 다양한 상수를 상쇄하여 베켄슈타인-호킹 엔트로피 공식을 재현하는 경우는 예외이다. 그러나 블랙홀의 엔트로피 및 복사에 대한 양자 중력 보정은 이 이론을 기반으로 계산되었다.

지평선 면적의 변동에 따라 양자 블랙홀은 증발하는 원시 블랙홀의 호킹 복사에서 나오는 X선을 관측할 수 있다면 관측 가능한 호킹 복사 스펙트럼에서 벗어나는 현상을 나타낸다.^[34] 양자 효과는 호킹 스펙트럼 위에 매우 두드러지게 나타나는 일련의 이산적이고 융합되지 않은 주파수에 집중된다.^[35]

8. 실험적 관측

현재까지 호킹 복사는 직접적으로 관측되지 않았다. 그 이유는 현대의 블랙홀이 알베르트 아인슈타인이 1915년 발표한 일반 상대성 이론에 의해 예측되었고, 블랙홀이라 불리는 천체물리학적 대상에 대한 증거는 반세기 이후에나 나타나기 시작했기 때문이다.^[3] 이러한 대상들은 작고 거대한 중력적 인력 때문에 현재 주요 관심사이다.

호킹 복사를 찾기 위한 여러 시도가 있었는데, 그 내용은 다음과 같다.

탐색 분야	내용
천문학적 탐색	페르미 감마선 우주 망원경 등을 이용하여 증발하는 원시 블랙홀의 감마선 섬광을 찾는 시도가 있었으나, 아직 관측된 바 없다.
중이온 충돌 실험	CERN의 거대 강입자 충돌기(LHC)에서 미니 블랙홀 생성 및 증발을 관측하려는 시도가 있었으나, 역시 관측되지 않았다.
실험실 실험	음향 블랙홀 등을 이용한 유사 실험에서 호킹 복사와 유사한 현상을 관측하려는 시도가 있었으나, 아직 검증되지 않았거나 논쟁의 여지가 있다. 2016년에는 이스라엘의 과학자 제프 스타인하우어가 음향 블랙홀 실험에서 호킹 복사와 유사한 현상을 확인했다고 발표했다.^[51]

8. 1. 천문학적 탐색

2008년 6월, NASA는 증발하는 원시 블랙홀에서 예상되는 최종 감마선 섬광을 찾기 위해 페르미 감마선 우주 망원경을 발사했다. 2024년 1월 1일 현재까지, 감지된 것은 없다.^[36]

8. 2. 중이온 충돌 실험

여분 차원 이론이 옳다면, CERN의 거대 강입자 충돌기(LHC)에서 미니 블랙홀을 생성하고 그 증발, 즉 호킹 복사를 관측할 수 있을지도 모른다는 추측이 있었다. 그러나 CERN에서는 아직 그러한 미니 블랙홀이 관측되지 않았다.^[37]^[38]^[39]^[40]

8. 3. 실험실 실험

중력 시스템에서 이 효과는 직접 관찰하기에는 너무 작다. 호킹 복사는 음향 블랙홀을 사용하여 유사하게 연구할 수 있다고 예측되었으며, 여기서 음향 섭동은 중력 블랙홀의 빛과 유사하고 거의 완전 유체의 흐름은 중력과 유사하다(''중력의 유사 모델'' 참조).^[41] 보스-아인슈타인 응축을 활용하는 음향 블랙홀에서 호킹 복사에 대한 관찰이 보고되었다.^[42]^[43]^[44]

2010년 9월, 한 실험 장치는 실험자들이 호킹 복사의 광학적 유사성을 방출하는 것으로 나타났다고 주장하는 실험실 "화이트홀 사건의 지평선"을 만들었다.^[45] 그러나 결과는 아직 검증되지 않았고 논쟁의 여지가 있으며,^[46]^[47] 진정한 확인으로서는 의심의 여지가 남아있다.^[48]

2016년, 이스라엘의 과학자 제프 스타인하우어는 음속 이상으로 물질을 가속시켜 음향적 사건의 지평선(블랙홀)을 재현하고, 거기에 한 쌍의 포논을 발생시켜, 한쪽은 사건의 지평선에 흡수되고, 한쪽은 사건의 지평선에서 방출되도록 이동하는, 호킹 복사와 유사한 현상을 확인했다고 발표했다.^[51]

9. 추가 정보

1998년 이전의 일부 계산에서는 중성미자에 대한 구식 가정을 사용하여 블랙홀 수명 추정치가 현재와 다를 수 있다. 우주 마이크로파 배경 복사의 존재로 인해, 블랙홀이 소멸하려면 블랙홀의 온도가 우주의 흑체 복사 온도(2.7 K)보다 커야 한다. 예를 들어 (약 달의 질량, 또는 약 크기)의 블랙홀은 2.7 K에서 평형을 이루어 방출하는 만큼의 방사선을 흡수할 것이다. 1 태양 질량 ()의 블랙홀은 60 십억분의 켈빈(60 나노켈빈)의 온도를 갖는다. 사실, 그러한 블랙홀은 방출하는 것보다 훨씬 더 많은 우주 마이크로파 배경 복사를 흡수할 것이다.

참조

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