Head kosmonautikapäeva! Saatsime selle trükikotta . Just nendel päevadel näitasid astrofüüsikud kogu maailmale, millised mustad augud välja näevad. Kokkusattumus? Me ei arva nii 😉 Nii et oodake, varsti ilmub hämmastav raamat, mille autoriteks on Steven Gabser ja France Pretorius, tõlkinud imeline Pulkovo astronoom ehk Astrodedus Kirill Maslennikov, teaduslikult toimetanud legendaarne Vladimir Surdin ja mille avaldamist toetab Trajektoori sihtasutus.
Väljavõte “Mustade aukude termodünaamika” lõike all.
Seni oleme pidanud musti auke astrofüüsikalisteks objektideks, mis tekkisid supernoova plahvatuste käigus või asuvad galaktikate tsentrites. Vaatleme neid kaudselt, mõõtes neile lähedal asuvate tähtede kiirendusi. LIGO kuulus gravitatsioonilainete tuvastamine 14. septembril 2015 oli näide mustade aukude kokkupõrgete otsesemast vaatlusest. Matemaatilised tööriistad, mida kasutame mustade aukude olemuse paremaks mõistmiseks, on järgmised: diferentsiaalgeomeetria, Einsteini võrrandid ning võimsad analüütilised ja numbrilised meetodid, mida kasutatakse Einsteini võrrandite lahendamiseks ja aegruumi geomeetria kirjeldamiseks, mille mustad augud tekitavad. Ja niipea, kui saame musta augu tekitatud aegruumi täieliku kvantitatiivse kirjelduse astrofüüsikalisest vaatenurgast, võib mustade aukude teema lugeda lõpetatuks. Laiemas teoreetilises perspektiivis on uurimiseks veel palju ruumi. Selle peatüki eesmärk on tuua esile mõningaid teoreetilisi edusamme kaasaegses mustade aukude füüsikas, milles termodünaamikast ja kvantteooriast pärit ideid kombineeritakse üldrelatiivsusteooriaga, et tekitada ootamatuid uusi kontseptsioone. Põhiidee on see, et mustad augud ei ole ainult geomeetrilised objektid. Neil on temperatuur, neil on tohutu entroopia ja neil võib esineda kvantpõimumise ilminguid. Meie arutelud mustade aukude füüsika termodünaamiliste ja kvantaspektide üle on katkendlikumad ja pealiskaudsemad kui eelmistes peatükkides esitatud aegruumi puhtgeomeetriliste tunnuste analüüs mustades aukudes. Kuid need ja eriti kvantaspektid on käimasoleva mustade aukude teoreetilise uurimistöö oluline ja oluline osa ning me püüame väga kõvasti edasi anda, kui mitte keerukaid detaile, siis vähemalt nende tööde vaimu.
Klassikalises üldrelatiivsusteoorias – kui räägime Einsteini võrrandite lahenduste diferentsiaalgeomeetriast – on mustad augud tõeliselt mustad selles mõttes, et nendest ei pääse miski. Stephen Hawking näitas, et see olukord muutub täielikult, kui võtta arvesse kvantefekte: mustad augud kiirgavad kiirgust teatud temperatuuril, mida nimetatakse Hawkingi temperatuuriks. Astrofüüsikalise suurusega mustade aukude puhul (st tähemassist supermassiivsete mustade aukudeni) on Hawkingi temperatuur tühine võrreldes kosmilise mikrolaine tausta temperatuuriga - kogu universumit täitva kiirgusega, mis muide võib pidada ennast Hawkingi kiirguse variandiks. Hawkingi arvutused mustade aukude temperatuuri määramiseks on osa suuremast uurimisprogrammist valdkonnas, mida nimetatakse mustade aukude termodünaamikaks. Teine suur osa sellest programmist on mustade aukude entroopia uurimine, mis mõõdab musta augu sees kaotatud teabe hulka. Tavalistel objektidel (nagu kruus vett, puhta magneesiumiplokk või täht) on samuti entroopia ja üks musta augu termodünaamika keskseid väiteid on see, et teatud suurusega mustal augul on suurem entroopia kui ühelgi teisel kujul. ainest, mida saab sisaldada sama suurel alal, kuid ilma musta augu moodustumiseta.
Kuid enne kui sukeldume sügavale Hawkingi kiirguse ja mustade aukude entroopiaga seotud probleemidesse, teeme kiire kõrvalepõike kvantmehaanika, termodünaamika ja takerdumise valdkondadesse. Kvantmehaanika töötati välja peamiselt 1920. aastatel ja selle põhieesmärk oli kirjeldada väga väikeseid aineosakesi, näiteks aatomeid. Kvantmehaanika areng tõi kaasa selliste füüsika põhimõistete nagu üksikosakese täpne asukoht erosiooni: näiteks selgus, et elektroni asukohta aatomituuma ümber liikudes pole võimalik täpselt määrata. Selle asemel määrati elektronidele nn orbiidid, millel nende tegelikku asukohta saab määrata vaid tõenäosuslikus mõttes. Meie eesmärkidel on aga oluline mitte liiga kiiresti liikuda selle tõenäosusliku poole juurde. Võtame lihtsaima näite: vesinikuaatomi. See võib olla teatud kvantseisundis. Vesinikuaatomi lihtsaim olek, mida nimetatakse põhiolekuks, on madalaima energiaga olek ja see energia on täpselt teada. Üldisemalt võimaldab kvantmehaanika meil (põhimõtteliselt) absoluutse täpsusega teada mis tahes kvantsüsteemi olekut.
Tõenäosused tulevad mängu siis, kui esitame teatud tüüpi küsimusi kvantmehaanilise süsteemi kohta. Näiteks kui on kindel, et vesinikuaatom on põhiolekus, võime küsida: "Kus on elektron?" ja vastavalt kvantiseadustele
mehaanika, saame selle küsimuse tõenäosuse kohta vaid mingi hinnangu, umbes umbes selline: "ilmselt asub elektron vesinikuaatomi tuumast kuni poole angströmi kaugusel" (üks angström võrdub 
meetrit). Kuid meil on võimalus teatud füüsikalise protsessi kaudu leida elektroni asukoht palju täpsemalt kui ühe angströmi kohta. See füüsikas üsna levinud protsess seisneb väga lühikese lainepikkusega footoni tulistamises elektroni (või, nagu füüsikud ütlevad, footoni hajutamises elektroni poolt) – pärast mida saame elektroni asukoha hajumise hetkel rekonstrueerida. täpsus on ligikaudu võrdne fotoni lainepikkusega. Kuid see protsess muudab elektroni olekut nii, et pärast seda ei ole see enam vesinikuaatomi põhiolekus ega oma täpselt määratletud energiat. Kuid mõnda aega määratakse selle asukoht peaaegu täpselt (selleks kasutatud footoni lainepikkuse täpsusega). Esialgse hinnangu elektroni asukoha kohta saab anda ainult tõenäosuslikus mõttes umbes ühe angströmi täpsusega, kuid kui oleme selle mõõtnud, teame täpselt, mis see oli. Ühesõnaga, kui me kvantmehaanilist süsteemi mingil moel mõõdame, siis vähemalt tavapärases mõttes "sundime" selle olekusse, kus on mõõdetava suuruse teatud väärtus.
Kvantmehaanika ei kehti mitte ainult väikeste süsteemide, vaid (me usume) kõigi süsteemide kohta, kuid suurte süsteemide puhul muutuvad kvantmehaanilised reeglid kiiresti väga keeruliseks. Võtmekontseptsioon on kvantpõimumine, mille lihtsaks näiteks on spinni mõiste. Üksikutel elektronidel on spinn, nii et praktikas võib ühe elektroni spinn olla suunatud valitud ruumitelje suhtes üles või alla. Elektroni spinn on jälgitav suurus, kuna elektron tekitab nõrga magnetvälja, mis on sarnane magnetvarda väljaga. Seejärel tähendab pöörlemine ülespoole, et elektroni põhjapoolus on suunatud alla, ja spin alla tähendab, et põhjapoolus on suunatud üles. Kaks elektroni saab paigutada konjugeeritud kvantolekusse, kus ühel neist on spinn üles ja teisel allapoole, kuid on võimatu öelda, kummal elektronil on milline spinn. Sisuliselt on heeliumi aatomi põhiolekus kaks elektroni täpselt selles olekus, mida nimetatakse spin-singletiks, kuna mõlema elektroni koguspinn on null. Kui me eraldame need kaks elektroni ilma nende spinne muutmata, võime ikkagi öelda, et need on koos spin-singletid, kuid me ei saa siiski öelda, milline oleks kummagi spinn eraldi. Kui me nüüd mõõdame ühte nende keerutustest ja tuvastame, et see on suunatud ülespoole, siis oleme täiesti kindlad, et teine on suunatud alla. Selles olukorras ütleme, et spinnid on takerdunud – kumbki iseenesest ei oma kindlat väärtust, samas kui koos on nad kindlas kvantseisundis.
Einstein oli väga mures takerdumise fenomeni pärast: see näis ohustavat relatiivsusteooria aluspõhimõtteid. Vaatleme kahe elektroni juhtu spin-singli olekus, kui nad on ruumis üksteisest kaugel. Et olla kindel, las Alice võtab neist ühe ja Bob võtab teise. Oletame, et Alice mõõtis oma elektroni spinni ja leidis, et see oli suunatud ülespoole, kuid Bob ei mõõtnud midagi. Kuni Alice mõõtmist ei teinud, oli võimatu öelda, milline oli tema elektroni spin. Kuid niipea, kui ta mõõtmise lõpetas, teadis ta absoluutselt, et Bobi elektroni spinn oli suunatud allapoole (tema enda elektroni spinnile vastupidises suunas). Kas see tähendab, et tema mõõtmine viis Bobi elektroni koheselt spin-down olekusse? Kuidas saab see juhtuda, kui elektronid on ruumiliselt eraldatud? Einstein ja tema kaastöötajad Nathan Rosen ja Boris Podolsky arvasid, et takerdunud süsteemide mõõtmise lugu on nii tõsine, et ohustab kvantmehaanika olemasolu. Nende koostatud Einstein-Podolsky-Roseni paradoks (EPR) kasutab äsja kirjeldatud mõtteeksperimenti, et järeldada, et kvantmehaanika ei saa olla tegelikkuse täielik kirjeldus. Nüüd on sellele järgnenud teoreetiliste uuringute ja paljude mõõtmiste põhjal saavutatud üldine konsensus, et EPR paradoks sisaldab viga ja kvantteooria on õige. Kvantmehaaniline põimumine on tõeline: takerdunud süsteemide mõõtmised korreleeruvad isegi siis, kui süsteemid on aegruumis üksteisest kaugel.
Läheme tagasi olukorra juurde, kus panime kaks elektroni spiningli olekusse ja andsime need Alice'ile ja Bobile. Mida saame elektronide kohta öelda enne mõõtmist? Et mõlemad koos on teatud kvantolekus (spin-singlett). Alice'i elektroni spinn on võrdselt tõenäoliselt suunatud üles või alla. Täpsemalt võib tema elektroni kvantolek olla võrdse tõenäosusega üks (spin up) või teine (spin down). Nüüd omandab tõenäosuse mõiste meie jaoks varasemast sügavama tähenduse. Eelnevalt vaatlesime teatud kvantolekut (vesinikuaatomi põhiolekut) ja nägime, et seal on mõned "ebamugavad" küsimused, näiteks "Kus on elektron?" - küsimused, millele vastused eksisteerivad ainult tõenäosuslikus mõttes. Kui küsiksime “häid” küsimusi, näiteks “Mis on selle elektroni energia?”, saaksime kindlad vastused. Nüüd pole Alice'i elektroni kohta "häid" küsimusi, millele poleks Bobi elektronist sõltuvaid vastuseid. (Me ei räägi rumalatest küsimustest nagu "Kas Alice'i elektronil on üldse spin?" - küsimused, millele on ainult üks vastus.) Niisiis, selleks, et määrata põimunud süsteemi poole parameetrid, peame kasutama tõenäosuslik keel. Kindlus tekib ainult siis, kui kaalume seost küsimuste vahel, mida Alice ja Bob oma elektronide kohta küsida võivad.
Alustasime teadlikult ühest lihtsaimast meile teadaolevast kvantmehaanilisest süsteemist: üksikute elektronide spinnide süsteemist. On lootust, et selliste lihtsate süsteemide baasil hakatakse ehitama kvantarvuteid. Üksikute elektronide spinnsüsteemi või muid samaväärseid kvantsüsteeme nimetatakse nüüd kubitideks (lühend "kvantbittideks"), rõhutades nende rolli kvantarvutites, sarnaselt tavaliste bittide rolliga digitaalarvutites.
Kujutagem nüüd ette, et asendasime iga elektroni palju keerukama kvantsüsteemiga, millel on palju, mitte ainult kaks kvantolekut. Näiteks kinkisid nad Alice'ile ja Bobile puhta magneesiumi batoonid. Enne kui Alice ja Bob oma teed lähevad, saavad nende latid suhelda ja me nõustume, et seda tehes omandavad nad teatud ühise kvantoleku. Niipea, kui Alice ja Bob lahku lähevad, lõpetavad nende magneesiumibatoonid suhtlemise. Nagu elektronide puhul, on iga riba määramatus kvantolekus, kuigi koos moodustavad nad, nagu me usume, täpselt määratletud oleku. (Selles arutelus eeldame, et Alice ja Bob suudavad liigutada oma magneesiumikange, ilma et see nende sisemist olekut kuidagi häiriks, täpselt nagu me varem eeldasime, et Alice ja Bob suudavad eraldada oma takerdunud elektronid ilma nende spinni muutmata.) erinevus Selle mõtteeksperimendi ja elektronkatse vahel seisneb selles, et määramatus iga varda kvantolekus on tohutu. Riba võib omandada rohkem kvantolekuid kui universumi aatomite arv. Siin tulebki mängu termodünaamika. Väga halvasti määratletud süsteemidel võivad siiski olla mõned täpselt määratletud makroskoopilised omadused. Selliseks tunnuseks on näiteks temperatuur. Temperatuur näitab, kui tõenäoline on, et süsteemi mis tahes osal on teatud keskmine energia, kusjuures kõrgem temperatuur vastab suurema energia tõenäosusele. Teine termodünaamiline parameeter on entroopia, mis on sisuliselt võrdne olekute arvu logaritmiga, mida süsteem võib eeldada. Teine termodünaamiline omadus, mis oleks magneesiumipulga jaoks oluline, on selle netomagnetiseerumine, mis on sisuliselt parameeter, mis näitab, kui palju rohkem on varras pöörlevaid elektrone kui allapoole pöörlevaid elektrone.
Tõime oma loosse termodünaamika, et kirjeldada süsteeme, mille kvantolekud pole teiste süsteemidega põimumise tõttu täpselt teada. Termodünaamika on võimas tööriist selliste süsteemide analüüsimiseks, kuid selle loojad ei kujutanud üldse ette selle rakendamist sel viisil. Sadi Carnot, James Joule, Rudolf Clausius olid XNUMX. sajandi tööstusrevolutsiooni tegelased ja neid huvitas kõige praktilisem küsimus: kuidas mootorid töötavad? Rõhk, maht, temperatuur ja kuumus on mootorite liha ja veri. Carnot tegi kindlaks, et soojusenergiat ei saa kunagi täielikult muuta kasulikuks tööks, näiteks raskuste tõstmiseks. Osa energiat läheb alati raisku. Clausius andis suure panuse entroopia idee loomisesse, mis on universaalne vahend energiakadude määramiseks mis tahes soojust hõlmava protsessi käigus. Tema peamiseks saavutuseks oli arusaam, et entroopia ei vähene kunagi – peaaegu kõigis protsessides see suureneb. Protsesse, mille käigus entroopia suureneb, nimetatakse pöördumatuteks just seetõttu, et neid ei saa ilma entroopia vähenemiseta tagasi pöörata. Järgmise sammu statistilise mehaanika arendamise suunas astusid Clausius, Maxwell ja Ludwig Boltzmann (paljude teiste hulgas) – nad näitasid, et entroopia on korratuse mõõt. Tavaliselt, mida rohkem millegi nimel tegutsed, seda rohkem häireid tekitad. Ja isegi kui kavandate protsessi, mille eesmärk on korda taastada, loob see paratamatult rohkem entroopiat, kui see hävib – näiteks soojust vabastades. Terastalasid ideaalses korras laotav kraana loob korra talade paigutuse osas, kuid oma töö käigus tekitab see nii palju soojust, et üldine entroopia siiski suureneb.
Kuid siiski ei ole erinevus XNUMX. sajandi füüsikute termodünaamika ja kvantpõimumisega seotud vaate vahel nii suur, kui tundub. Iga kord, kui süsteem suhtleb välisagendiga, takerdub selle kvantolek agendi kvantolekusse. Tavaliselt toob see takerdumine kaasa süsteemi kvantseisundi ebakindluse suurenemise ehk teisisõnu nende kvantolekute arvu suurenemise, milles süsteem võib olla. Teiste süsteemidega suhtlemise tulemusena suureneb tavaliselt entroopia, mis on määratletud süsteemi käsutuses olevate kvantolekute arvu järgi.
Üldiselt annab kvantmehaanika uue võimaluse iseloomustada füüsilisi süsteeme, mille puhul mõned parameetrid (näiteks asend ruumis) muutuvad ebakindlaks, kuid teised (näiteks energia) on sageli kindlalt teada. Kvantpõimumise korral on süsteemi kahel põhimõtteliselt eraldiseisval osal teadaolev ühine kvantolek ja igal osal eraldi on ebakindel olek. Põimumise standardnäide on üksikus olekus oleva spinnide paar, mille puhul on võimatu öelda, milline spin on üles ja milline alla. Kvantoleku määramatus suures süsteemis nõuab termodünaamilist lähenemist, mille puhul on makroskoopilised parameetrid, nagu temperatuur ja entroopia, väga täpselt teada, kuigi süsteemil on palju võimalikke mikroskoopilisi kvantolekuid.
Olles lõpetanud oma lühikese ekskursiooni kvantmehaanika, põimumise ja termodünaamika valdkondadesse, proovime nüüd mõista, kuidas see kõik viib arusaamiseni tõsiasjast, et mustadel aukudel on temperatuur. Esimese sammu selle poole tegi Bill Unruh – ta näitas, et lamedas ruumis kiireneva vaatleja temperatuur on võrdne tema kiirendusega, mis on jagatud 2π-ga. Unruhi arvutuste võti seisneb selles, et kindlas suunas pideva kiirendusega liikuv vaatleja näeb vaid poolt tasasest aegruumist. Teine pool on sisuliselt musta auguga sarnase horisondi taga. Esialgu tundub see võimatu: kuidas saab tasane aegruum käituda nagu musta augu horisont? Et mõista, kuidas see välja kukub, kutsugem appi meie ustavad vaatlejad Alice, Bob ja Bill. Meie soovil rivistuvad nad, Alice on Bobi ja Billi vahel ning vaatlejate kaugus igas paaris on täpselt 6 kilomeetrit. Leppisime kokku, et nullhetkel hüppab Alice raketti ja lendab pideva kiirendusega Billi poole (ja seega Bobist eemale). Selle rakett on väga hea, võimeline arendama 1,5 triljonit korda suuremat kiirendust kui gravitatsioonikiirendus, millega objektid Maa pinna lähedal liiguvad. Muidugi ei ole Alice'il lihtne sellist kiirendust taluda, kuid nagu me nüüd näeme, on need numbrid valitud eesmärgiga; päeva lõpuks arutame lihtsalt võimalikke võimalusi, see on kõik. Täpselt sel hetkel, kui Alice tema raketti hüppab, lehvitavad Bob ja Bill talle. (Meil on õigus kasutada väljendit "täpselt sel hetkel, kui ...", sest kuigi Alice pole veel oma lendu alustanud, on ta Bobi ja Billiga samas raamistikus, nii et nad saavad kõik oma kellasid sünkroonida .) Viipab Alice muidugi näeb Billi talle: raketis olles näeb ta teda siiski varem, kui see oleks juhtunud, kui ta oleks jäänud sinna, kus ta oli, sest tema rakett lendab täpselt tema poole. Vastupidi, ta kolib Bobist eemale, nii et võime põhjendatult eeldada, et ta näeb teda lehvitamas veidi hiljem, kui ta oleks näinud, kui ta oleks samasse kohta jäänud. Kuid tõde on veelgi üllatavam: ta ei näe Bobi üldse! Teisisõnu, footonid, mis lendavad Bobi lehvitavast käest Alice'ile, ei jõua talle kunagi järele, isegi kui arvestada, et ta ei suuda kunagi saavutada valguse kiirust. Kui Bob oleks Alice'ile veidi lähemal olles lehvitama hakanud, oleksid temast lahkumise hetkel eemale lennanud footonid temast mööda saanud ja kui ta oleks olnud veidi kaugemal, poleks nad temast mööda saanud. Selles mõttes me ütleme, et Alice näeb ainult poolt aegruumi. Sel hetkel, kui Alice hakkab liikuma, on Bob veidi kaugemal kui Alice vaatleb horisont.
Arutledes kvantpõimumise üle oleme harjunud mõttega, et isegi kui kvantmehaanilisel süsteemil tervikuna on teatud kvantolek, ei pruugi selle mõnel osal seda olla. Tegelikult, kui arutleme keeruka kvantsüsteemi üle, saab mõnda selle osa kõige paremini iseloomustada just termodünaamika mõttes: sellele saab määrata täpselt määratletud temperatuuri, hoolimata kogu süsteemi väga ebakindlast kvantseisundist. Meie viimane lugu Alice'i, Bobi ja Billiga sarnaneb natuke selle olukorraga, kuid kvantsüsteem, millest me siin räägime, on tühi aegruum ja Alice näeb sellest ainult poolt. Teeme reservatsiooni, et aegruum tervikuna on oma põhiolekus, mis tähendab, et selles pole osakesi (muidugi Alice, Bob, Bill ja raketti arvestamata). Kuid aegruumi osa, mida Alice näeb, ei ole põhiolekus, vaid olekus, mis on takerdunud selle osaga, mida ta ei näe. Alice’i tajutav aegruum on keerulises määramatus kvantseisundis, mida iseloomustab piiratud temperatuur. Unruhi arvutused näitavad, et see temperatuur on ligikaudu 60 nanokelvinit. Lühidalt, kui Alice kiirendab, näib ta olevat sukeldatud sooja kiirgusvanni, mille temperatuur on võrdne (sobivates ühikutes) kiirendusega jagatud
Riis. 7.1. Alice liigub puhkeolekust kiirendusega, samas kui Bob ja Bill jäävad liikumatuks. Alice'i kiirendus on just selline, et ta ei näe kunagi footoneid, mida Bob saadab talle t = 0. Ta saab aga footonid, mis Bill talle t = 0 saatis. Tulemuseks on see, et Alice suudab vaadelda ainult poolt aegruumist.
Unruhi arvutustes on kummaline see, et kuigi need viitavad algusest lõpuni tühjale kohale, on need vastuolus kuningas Leari kuulsate sõnadega: "millestki ei tule midagi". Kuidas saab tühi ruum nii keeruline olla? Kust võivad osakesed tulla? Fakt on see, et kvantteooria järgi ei ole tühi ruum sugugi tühi. Selles ilmuvad ja kaovad pidevalt siin-seal lühiajalised ergastused, mida nimetatakse virtuaalseteks osakesteks, mille energia võib olla nii positiivne kui ka negatiivne. Vaatleja kaugest tulevikust – nimetagem teda Caroliks –, kes näeb peaaegu kogu tühja ruumi, võib kinnitada, et selles pole kauapüsivaid osakesi. Veelgi enam, positiivse energiaga osakeste olemasolu selles aegruumi osas, mida Alice saab kvantpõimumise tõttu jälgida, on seotud energia võrd- ja vastupidise märgiga ergastusega selles aegruumi osas, mis pole Alice'i jaoks jälgitav. Carolile avaldatakse kogu tõde tühja aegruumi kui terviku kohta ja see tõde on see, et seal pole osakesi. Alice'i kogemus ütleb aga, et osakesed on olemas!
Siis aga selgub, et Unruhi arvutatud temperatuur näib olevat lihtsalt väljamõeldis – see pole niivõrd lameda ruumi omadus kui selline, vaid pigem lamedas ruumis pidevat kiirendust kogeva vaatleja omadus. Kuid gravitatsioon ise on sama "fiktiivne" jõud selles mõttes, et selle põhjustatud "kiirendus" pole midagi muud kui liikumine piki geodeetilist joont kõveras meetrikas. Nagu 2. peatükis selgitasime, väidab Einsteini samaväärsuse põhimõte, et kiirendus ja gravitatsioon on oma olemuselt samaväärsed. Sellest vaatenurgast pole midagi eriti šokeerivat selles, et musta augu horisondi temperatuur on võrdne Unruh’ arvutusega kiireneva vaatleja temperatuuri kohta. Kuid kas võime küsida, millist kiirenduse väärtust peaksime temperatuuri määramiseks kasutama? Liikudes mustast august piisavalt kaugele, saame muuta selle gravitatsioonilise külgetõmbejõu nii nõrgaks, kui meile meeldib. Kas see tähendab, et mõõdetava musta augu efektiivse temperatuuri määramiseks peame kasutama vastavalt väikest kiirenduse väärtust? See küsimus osutub üsna salakavalaks, sest nagu me usume, ei saa objekti temperatuur suvaliselt langeda. Eeldatakse, et sellel on mingi fikseeritud lõplik väärtus, mida saab mõõta ka väga kauge vaatleja.
Allikas: www.habr.com