블랙홀의 열역학

행복한 우주의 날! 인쇄소로 보냈어요 "블랙홀에 관한 작은 책". 천체물리학자들이 블랙홀의 모습을 전 세계에 보여준 것은 요즘이었습니다. 우연의 일치? 우리는 그렇게 생각하지 않습니다 😉 그러니 잠깐만요, Steven Gabser와 France Pretorius가 집필하고, 훌륭한 풀코보 천문학자 일명 Astrodedus Kirill Maslennikov가 번역하고, 전설적인 Vladimir Surdin이 과학적으로 편집했으며, 궤적 재단.

컷 아래에 "블랙홀의 열역학"을 발췌했습니다.

지금까지 우리는 블랙홀을 초신성 폭발 중에 형성되거나 은하 중심에 있는 천체물리학적 물체로 간주해 왔습니다. 우리는 가까운 별의 가속도를 측정하여 간접적으로 관찰합니다. 14년 2015월 XNUMX일 LIGO의 유명한 중력파 탐지는 블랙홀 충돌을 보다 직접적으로 관찰한 사례였습니다. 블랙홀의 본질을 더 잘 이해하기 위해 우리가 사용하는 수학적 도구는 미분 기하학, 아인슈타인의 방정식, 아인슈타인의 방정식을 풀고 블랙홀이 생성하는 시공간 기하학을 설명하는 데 사용되는 강력한 분석 및 수치 방법입니다. 그리고 천체물리학적 관점에서 블랙홀에 의해 생성된 시공간을 완전하게 정량적으로 설명할 수 있게 되면 블랙홀이라는 주제는 닫힌 것으로 간주될 수 있습니다. 더 넓은 이론적 관점에서 보면 아직 탐구할 여지가 많습니다. 이 장의 목적은 열역학과 양자 이론의 아이디어가 일반 상대성 이론과 결합되어 예상치 못한 새로운 개념을 낳는 현대 블랙홀 물리학의 이론적 발전 중 일부를 강조하는 것입니다. 기본 아이디어는 블랙홀이 단순한 기하학적 객체가 아니라는 것입니다. 그들은 온도를 가지고 있고 엄청난 엔트로피를 갖고 있으며 양자 얽힘의 징후를 나타낼 수 있습니다. 블랙홀 물리학의 열역학적 및 양자적 측면에 대한 우리의 논의는 이전 장에서 제시한 블랙홀 시공간의 순수한 기하학적 특징에 대한 분석보다 더 단편적이고 피상적일 것입니다. 그러나 이러한 측면, 특히 양자 측면은 현재 진행 중인 블랙홀에 대한 이론적 연구의 필수적이고 중요한 부분이며, 복잡한 세부 사항은 아니더라도 최소한 이러한 작업의 정신을 전달하기 위해 매우 열심히 노력할 것입니다.

고전적인 일반 상대성 이론에서 아인슈타인의 방정식 해의 미분 기하학에 대해 이야기한다면 블랙홀은 아무것도 빠져나올 수 없다는 점에서 진정한 검은색입니다. 스티븐 호킹은 양자 효과를 고려하면 이러한 상황이 완전히 변한다는 것을 보여주었습니다. 블랙홀은 호킹 온도라고 알려진 특정 온도에서 방사선을 방출하는 것으로 나타났습니다. 천체 물리학적 크기의 블랙홀(즉, 항성 질량에서 초거대 블랙홀까지)의 경우 호킹 온도는 우주 마이크로파 배경의 온도에 비해 무시할 수 있습니다. 그런데 우주 전체를 채우는 방사선은 그 자체로 가능합니다. 호킹 복사의 변형으로 간주됩니다. 블랙홀의 온도를 결정하기 위한 호킹의 계산은 블랙홀 열역학이라는 분야의 대규모 연구 프로그램의 일부입니다. 이 프로그램의 또 다른 큰 부분은 블랙홀 내부에서 손실되는 정보의 양을 측정하는 블랙홀 엔트로피에 대한 연구입니다. 일반 물체(예: 물컵, 순수 마그네슘 블록 또는 별)에도 엔트로피가 있으며, 블랙홀 열역학의 핵심 진술 중 하나는 주어진 크기의 블랙홀이 다른 어떤 형태보다 더 많은 엔트로피를 갖는다는 것입니다. 같은 크기지만 블랙홀이 형성되지 않는 영역 내에 포함될 수 있는 물질입니다.

하지만 호킹 복사와 블랙홀 엔트로피를 둘러싼 문제에 대해 자세히 알아보기 전에 양자역학, 열역학, 얽힘 분야로 빠르게 살펴보겠습니다. 양자역학은 주로 1920년대에 개발되었으며, 그 주요 목적은 원자와 같은 물질의 매우 작은 입자를 설명하는 것이었습니다. 양자역학의 발전으로 인해 개별 입자의 정확한 위치와 같은 물리학의 기본 개념이 침식되었습니다. 예를 들어 원자핵 주위를 이동할 때 전자의 위치를 ​​정확하게 결정할 수 없다는 것이 밝혀졌습니다. 대신 전자에는 소위 궤도가 지정되었으며, 여기서 전자의 실제 위치는 확률론적 의미에서만 결정될 수 있습니다. 그러나 우리의 목적을 위해서는 이러한 확률적 측면으로 너무 빨리 이동하지 않는 것이 중요합니다. 가장 간단한 예를 들어보겠습니다: 수소 원자. 그것은 특정 양자 상태에 있을 수 있습니다. 바닥 상태라고 불리는 수소 원자의 가장 단순한 상태는 에너지가 가장 낮은 상태이며, 이 에너지는 정확하게 알려져 있습니다. 보다 일반적으로, 양자 역학을 통해 우리는 (원칙적으로) 절대적인 정밀도로 모든 양자 시스템의 상태를 알 수 있습니다.

양자 역학 시스템에 대해 특정 종류의 질문을 할 때 확률이 작용합니다. 예를 들어, 수소 원자가 바닥 상태에 있는 것이 확실하다면 "전자는 어디에 있나요?"라고 질문할 수 있습니다. 그리고 양자의 법칙에 따르면
역학적으로 우리는 이 질문에 대한 확률에 대한 대략적인 추정치를 얻을 것입니다. 대략 다음과 같습니다. "아마도 전자는 수소 원자의 핵으로부터 최대 0.5옹스트롬 거리에 위치할 것입니다."(1옹스트롬은 미터). 그러나 우리는 특정한 물리적 과정을 통해 1옹스트롬보다 훨씬 더 정확하게 전자의 위치를 ​​찾을 수 있는 기회를 갖게 되었습니다. 물리학에서 매우 일반적인 이 과정은 매우 짧은 파장의 광자를 전자로 발사하는 것(또는 물리학자들이 말하는 것처럼 전자에 의해 광자를 산란시키는 것)으로 구성됩니다. 그 후에 우리는 산란되는 순간에 전자의 위치를 ​​다음과 같이 재구성할 수 있습니다. 정확도는 파장 광자와 거의 동일합니다. 그러나 이 과정은 전자의 상태를 변화시켜 그 후에는 더 이상 수소 원자의 바닥 상태에 있지 않으며 정확하게 정의된 에너지를 갖지 않게 됩니다. 그러나 얼마 동안은 그 위치가 거의 정확하게 결정될 것입니다(이를 위해 사용되는 광자의 파장의 정확도로). 전자 위치에 대한 예비 추정은 약 1옹스트롬의 정확도로 확률론적 의미로만 이루어질 수 있지만, 일단 측정하고 나면 그것이 무엇인지 정확히 알 수 있습니다. 간단히 말해서, 우리가 어떤 방식으로든 양자 역학 시스템을 측정한다면, 적어도 전통적인 의미에서는 우리가 측정하고 있는 양의 특정 값을 갖는 상태로 시스템을 "강제"하는 것입니다.

양자역학은 소규모 시스템뿐만 아니라 모든 시스템에 적용되지만, 대규모 시스템의 경우 양자역학 규칙은 빠르게 매우 복잡해집니다. 핵심 개념은 양자 얽힘이며, 그 간단한 예가 스핀 개념입니다. 개별 전자에는 스핀이 있으므로 실제로 단일 전자는 선택한 공간 축에 대해 위쪽 또는 아래쪽 방향의 스핀을 가질 수 있습니다. 전자의 스핀은 전자가 자기 막대의 자기장과 유사한 약한 자기장을 생성하기 때문에 관찰 가능한 양입니다. 스핀 업은 전자의 북극이 아래를 향하고 있음을 의미하고, 스핀 다운은 북극이 위를 향하고 있음을 의미합니다. 두 개의 전자가 결합된 양자 상태에 놓일 수 있는데, 그 중 하나는 스핀 업, 다른 하나는 하향 스핀을 가지지만, 어떤 전자가 어떤 스핀을 가지고 있는지는 알 수 없습니다. 본질적으로 헬륨 원자의 바닥 상태에서는 두 전자의 총 스핀이 0이기 때문에 두 전자가 정확히 이 상태, 즉 스핀 단일항에 있습니다. 스핀을 변경하지 않고 이 두 전자를 분리하면 여전히 스핀 단일선이라고 말할 수 있지만 둘 중 하나의 스핀이 개별적으로 어떻게 될지는 여전히 말할 수 없습니다. 이제 스핀 중 하나를 측정하여 위쪽을 향하고 있음을 확인하면 두 번째 스핀이 아래쪽을 향하고 있음을 완전히 확신할 수 있습니다. 이 상황에서 우리는 스핀이 얽혀 있다고 말합니다. 그 자체로는 명확한 값을 갖지 않지만 함께는 명확한 양자 상태에 있습니다.

아인슈타인은 얽힘 현상에 대해 매우 우려했습니다. 이는 상대성 이론의 기본 원리를 위협하는 것처럼 보였습니다. 스핀 단일항 상태에 있는 두 전자가 공간에서 멀리 떨어져 있는 경우를 고려해 보겠습니다. 확실히, 앨리스가 그 중 하나를 가져가고 밥이 다른 하나를 가져가도록 하세요. 앨리스가 전자의 스핀을 측정하여 그것이 위쪽으로 향하고 있음을 발견했지만 밥은 아무것도 측정하지 않았다고 가정해 보겠습니다. 앨리스가 측정을 수행하기 전까지는 전자의 스핀이 무엇인지 알 수 없었습니다. 그러나 그녀가 측정을 완료하자마자 그녀는 Bob의 전자 스핀이 아래쪽(자신의 전자 스핀과 반대 방향)을 향하고 있다는 것을 확실히 알았습니다. 이것은 그녀의 측정이 즉시 Bob의 전자를 스핀다운 상태로 만든다는 것을 의미합니까? 전자가 공간적으로 분리되어 있다면 어떻게 이런 일이 일어날 수 있습니까? 아인슈타인과 그의 동료인 네이선 로젠(Nathan Rosen)과 보리스 포돌스키(Boris Podolsky)는 얽힌 시스템을 측정하는 이야기가 너무 심각해서 양자 역학의 존재 자체를 위협한다고 느꼈습니다. 그들이 공식화한 Einstein-Podolsky-Rosen Paradox(EPR)는 양자 역학이 현실에 대한 완전한 설명이 될 수 없다는 결론을 내리기 위해 방금 설명한 것과 유사한 사고 실험을 사용합니다. 이제 후속 이론 연구와 많은 측정을 바탕으로 EPR 역설에는 오류가 있으며 양자 이론이 정확하다는 일반적인 의견이 확립되었습니다. 양자 기계적 얽힘은 실제입니다. 얽힌 시스템의 측정은 시스템이 시공간에서 멀리 떨어져 있더라도 상관 관계가 있습니다.

두 개의 전자를 스핀 단일항 상태에 놓고 이를 앨리스와 밥에게 준 상황으로 돌아가 보겠습니다. 측정을 하기 전에 전자에 대해 무엇을 알 수 있나요? 둘 다 함께 특정 양자 상태(스핀-단일항)에 있다는 것입니다. 앨리스의 전자 스핀은 위쪽이나 아래쪽으로 향할 가능성이 동일합니다. 보다 정확하게는 전자의 양자 상태는 동일한 확률로 하나(스핀 업) 또는 다른 상태(스핀 다운)일 수 있습니다. 이제 우리에게 확률의 개념은 이전보다 더 깊은 의미를 갖습니다. 이전에 우리는 특정 양자 상태(수소 원자의 바닥 상태)를 살펴보았고 "전자는 어디에 있습니까?"와 같은 몇 가지 "불편한" 질문이 있음을 확인했습니다. 이에 대한 답은 확률적 의미에서만 존재합니다. “이 전자의 에너지는 얼마입니까?”와 같은 “좋은” 질문을 하면 확실한 답을 얻을 수 있습니다. 이제 밥의 전자에 의존하는 대답이 없는 앨리스의 전자에 관해 우리가 물을 수 있는 "좋은" 질문은 없습니다. (우리는 "앨리스의 전자에 스핀이 있습니까?"와 같은 어리석은 질문에 대해 말하는 것이 아닙니다. 답은 하나뿐인 질문입니다.) 따라서 얽힌 시스템의 절반에 대한 매개변수를 결정하려면 다음을 사용해야 합니다. 확률적 언어 확실성은 앨리스와 밥이 전자에 관해 물을 수 있는 질문 사이의 연관성을 고려할 때만 발생합니다.

우리는 의도적으로 우리가 알고 있는 가장 간단한 양자 역학 시스템 중 하나인 개별 전자의 스핀 시스템부터 시작했습니다. 이러한 간단한 시스템을 기반으로 양자 컴퓨터가 구축될 것이라는 희망이 있습니다. 개별 전자의 스핀 시스템 또는 기타 동등한 양자 시스템은 이제 큐비트("양자 비트"의 약자)라고 불리며 디지털 컴퓨터의 일반 비트가 수행하는 역할과 유사하게 양자 컴퓨터에서의 역할을 강조합니다.

이제 각 전자를 단지 두 개가 아닌 많은 양자 상태를 갖는 훨씬 더 복잡한 양자 시스템으로 대체했다고 상상해 봅시다. 예를 들어, 그들은 Alice와 Bob에게 순수 마그네슘 막대를 제공했습니다. Alice와 Bob이 각자의 길을 가기 전에 그들의 막대는 상호 작용할 수 있으며, 그렇게 함으로써 그들이 특정 공통 양자 상태를 획득한다는 데 동의합니다. Alice와 Bob이 헤어지자 마자 마그네슘 바의 상호 작용이 중단됩니다. 전자의 경우와 마찬가지로 각 막대는 불확정적인 양자 상태에 있지만 우리가 믿는 것처럼 함께 잘 정의된 상태를 형성합니다. (이 논의에서 우리는 앨리스와 밥이 스핀을 바꾸지 않고 얽힌 전자를 분리할 수 있다고 이전에 가정했던 것처럼 앨리스와 밥이 어떤 식으로든 내부 상태를 방해하지 않고 마그네슘 막대를 움직일 수 있다고 가정합니다.) 그러나 차이 이 사고 실험과 전자 실험의 차이점은 각 막대의 양자 상태에 대한 불확실성이 엄청난다는 것입니다. 막대는 우주의 원자 수보다 더 많은 양자 상태를 얻을 수 있습니다. 이것이 열역학이 작용하는 곳입니다. 그럼에도 불구하고 매우 잘못 정의된 시스템은 잘 정의된 거시적 특성을 가질 수 있습니다. 이러한 특성은 예를 들어 온도입니다. 온도는 시스템의 어느 부분이 특정 평균 에너지를 가질 가능성을 측정한 것이며, 온도가 높을수록 더 큰 에너지를 가질 가능성이 커집니다. 또 다른 열역학적 매개변수는 엔트로피이며, 이는 본질적으로 시스템이 가정할 수 있는 상태 수의 로그와 동일합니다. 마그네슘 바에 중요한 또 다른 열역학적 특성은 순 자화입니다. 이는 기본적으로 스핀다운 전자보다 스핀업 전자가 얼마나 더 많은지를 보여주는 매개변수입니다.

우리는 다른 시스템과의 얽힘으로 인해 양자 상태가 정확하게 알려지지 않은 시스템을 설명하는 방법으로 열역학을 이야기에 도입했습니다. 열역학은 그러한 시스템을 분석하기 위한 강력한 도구이지만, 그 창시자들은 이러한 방식으로 적용할 생각은 전혀 하지 않았습니다. 사디 카르노(Sadi Carnot), 제임스 줄(James Joule), 루돌프 클라우지우스(Rudolf Clausius)는 19세기 산업 혁명의 인물들이었으며, 모든 질문 중에서 가장 실용적인 질문인 엔진은 어떻게 작동하는가에 관심이 있었습니다. 압력, 부피, 온도 및 열은 엔진의 살과 피입니다. 카르노는 열 형태의 에너지가 짐을 들어 올리는 것과 같은 유용한 작업으로 완전히 전환될 수 없다는 사실을 확립했습니다. 일부 에너지는 항상 낭비됩니다. 클라우지우스는 열과 관련된 모든 과정에서 에너지 손실을 결정하는 보편적인 도구로서 엔트로피라는 개념을 창안하는 데 크게 기여했습니다. 그의 주요 업적은 엔트로피가 결코 감소하지 않는다는 사실을 깨달은 것입니다. 거의 모든 과정에서 엔트로피는 증가합니다. 엔트로피가 증가하는 과정을 비가역적이라고 합니다. 왜냐하면 엔트로피가 감소하지 않으면 되돌릴 수 없기 때문입니다. 통계 역학의 발전을 향한 다음 단계는 Clausius, Maxwell 및 Ludwig Boltzmann(다른 많은 사람들 중에서)에 의해 취해졌습니다. 그들은 엔트로피가 무질서의 척도임을 보여주었습니다. 일반적으로 어떤 것에 더 많이 행동할수록 더 많은 무질서를 만들어냅니다. 그리고 질서를 회복하는 것을 목표로 하는 프로세스를 설계하더라도 파괴되는 엔트로피보다 필연적으로 더 많은 엔트로피가 생성됩니다(예: 열 방출). 강철 빔을 완벽한 순서로 놓는 크레인은 빔 배열 측면에서 질서를 생성하지만 작동 중에 너무 많은 열이 발생하여 전체 엔트로피가 여전히 증가합니다.

그러나 여전히 19세기 물리학자들의 열역학 관점과 양자얽힘과 관련된 관점의 차이는 생각만큼 크지 않습니다. 시스템이 외부 에이전트와 상호 작용할 때마다 시스템의 양자 상태는 에이전트의 양자 상태와 얽히게 됩니다. 일반적으로 이러한 얽힘은 시스템의 양자 상태의 불확실성을 증가시킵니다. 즉, 시스템이 있을 수 있는 양자 상태의 수를 증가시킵니다. 다른 시스템과의 상호 작용의 결과로 시스템에서 사용할 수 있는 양자 상태의 수로 정의되는 엔트로피는 일반적으로 증가합니다.

일반적으로 양자 역학은 일부 매개변수(예: 공간에서의 위치)는 불확실하지만 다른 매개변수(예: 에너지)는 종종 확실하게 알려진 물리적 시스템을 특성화하는 새로운 방법을 제공합니다. 양자 얽힘의 경우 시스템의 근본적으로 분리된 두 부분은 알려진 공통 양자 상태를 가지며, 각 부분은 개별적으로 불확실한 상태를 갖습니다. 얽힘의 표준적인 예는 단일항 상태의 한 쌍의 스핀으로, 어느 스핀이 위이고 어느 것이 아래인지 구분하는 것이 불가능합니다. 대규모 시스템에서 양자 상태의 불확실성은 시스템에 가능한 미시적 양자 상태가 많더라도 온도 및 엔트로피와 같은 거시적 매개변수를 매우 정확하게 알 수 있는 열역학적 접근 방식이 필요합니다.

양자역학, 얽힘, 열역학 분야에 대한 간략한 탐구를 마치고 이제 이 모든 것이 어떻게 블랙홀에 온도가 있다는 사실을 이해하게 되는지 이해하려고 노력하겠습니다. 이를 향한 첫 번째 단계는 Bill Unruh에 의해 이루어졌습니다. 그는 평평한 공간에서 가속하는 관찰자의 온도가 그의 가속도를 2π로 나눈 값과 동일하다는 것을 보여주었습니다. Unruh 계산의 핵심은 특정 방향으로 일정한 가속도로 움직이는 관찰자가 평평한 시공간의 절반만 볼 수 있다는 것입니다. 후반부는 본질적으로 블랙홀과 유사한 지평선 뒤에 있습니다. 처음에는 불가능해 보입니다. 평평한 시공간이 어떻게 블랙홀의 지평선처럼 행동할 수 있습니까? 이것이 어떻게 나타나는지 이해하기 위해 충실한 관찰자인 Alice, Bob 및 Bill에게 도움을 요청합시다. 우리의 요청에 따라 그들은 Bob과 Bill 사이에 Alice를 두고 줄을 섰고, 각 쌍의 관찰자 사이의 거리는 정확히 6km입니다. 우리는 시간 1,5에 앨리스가 로켓에 뛰어들어 일정한 가속으로 빌을 향해(따라서 밥에게서 멀어지는) 날아갈 것이라는 데 동의했습니다. 로켓은 매우 훌륭하여 지구 표면 근처에서 물체가 움직이는 중력 가속도보다 XNUMX조 XNUMX천억 배 더 큰 가속도를 개발할 수 있습니다. 물론 앨리스가 그러한 가속도를 견디는 것은 쉽지 않습니다. 그러나 이제 살펴보겠지만 이 숫자는 어떤 목적을 위해 선택되었습니다. 결국 우리는 잠재적인 기회에 대해 논의하는 것뿐입니다. 그게 전부입니다. 앨리스가 로켓에 뛰어드는 바로 그 순간 밥과 빌이 앨리스에게 손을 흔들었습니다. (우리는 "정확히 ... 순간에"라는 표현을 사용할 권리가 있습니다. 왜냐하면 Alice가 아직 비행을 시작하지 않았지만 그녀는 Bob 및 Bill과 동일한 참조 프레임에 있으므로 모두 시계를 동기화할 수 있기 때문입니다. .) 물론 Alice를 흔들면서 Bill은 그녀에게 Bill을 봅니다. 그러나 그녀는 그녀와 함께 로켓이 Bill을 향해 정확하게 날아가고 있기 때문에 그녀가 있던 곳에 머물렀다면 이런 일이 발생했을 것보다 더 일찍 그를 보게 될 것입니다. 반대로, 그녀는 밥에게서 멀어지기 때문에, 그녀가 같은 장소에 머물렀을 때 보았던 것보다 조금 늦게 그가 그녀에게 손을 흔드는 것을 보게 될 것이라고 합리적으로 추측할 수 있습니다. 하지만 사실은 훨씬 더 놀랍습니다. 그녀는 Bob을 전혀 볼 수 없을 것입니다! 즉, 밥의 손 흔들기에서 앨리스를 향해 날아가는 광자는 비록 그녀가 결코 빛의 속도에 도달할 수 없더라도 결코 그녀를 따라잡지 못할 것입니다. 밥이 앨리스에게 조금 더 가까워지면서 손을 흔들기 시작했다면 그녀가 떠날 때 그에게서 날아간 광자는 그녀를 따라잡았을 것이고, 그가 조금 더 멀리 있었다면 그녀를 따라잡지 못했을 것입니다. 이런 의미에서 우리는 앨리스가 시공간의 절반만을 본다고 말합니다. 앨리스가 움직이기 시작하는 순간 밥은 앨리스가 관찰하는 지평선보다 약간 더 멀리 떨어져 있습니다.

양자 얽힘에 대한 논의에서 우리는 양자 역학 시스템 전체가 특정 양자 상태를 갖고 있더라도 일부 부분에서는 그렇지 않을 수 있다는 생각에 익숙해졌습니다. 실제로 복잡한 양자 시스템을 논의할 때 일부 부분은 열역학 측면에서 가장 정확하게 특성화될 수 있습니다. 전체 시스템의 매우 불확실한 양자 상태에도 불구하고 잘 정의된 온도를 할당할 수 있습니다. 앨리스, 밥, 빌이 관련된 마지막 이야기는 이 상황과 약간 비슷하지만 여기서 이야기하는 양자 시스템은 빈 시공간이고 앨리스는 그 중 절반만 볼 수 있습니다. 시공간 전체가 바닥 상태에 있다고 가정해 보겠습니다. 즉, 그 안에 입자가 없다는 의미입니다(물론 Alice, Bob, Bill 및 로켓은 제외). 그러나 앨리스가 보는 시공간 부분은 바닥 상태가 아니라, 그녀가 보지 못하는 부분과 얽힌 상태가 될 것이다. 앨리스가 인지한 시공간은 유한한 온도를 특징으로 하는 복잡하고 불확정적인 양자 상태에 있습니다. Unruh의 계산에 따르면 이 온도는 약 60나노켈빈입니다. 간단히 말해서, 앨리스가 가속하면서 그녀는 가속도를

쌀. 7.1. 앨리스는 정지 상태에서 가속도로 움직이고, 밥과 빌은 움직이지 않습니다. Alice의 가속도는 Bob이 t = 0에서 보낸 광자를 결코 볼 수 없을 정도입니다. 그러나 그녀는 Bill이 t = 0에서 보낸 광자를 받습니다. 그 결과 앨리스는 시공간의 절반만 관찰할 수 있게 되었습니다.

운루의 계산에서 이상한 점은 비록 처음부터 끝까지 빈 공간을 언급하고 있음에도 불구하고 리어왕의 유명한 말인 “무에서 아무것도 나오지 않는다”와 모순된다는 것입니다. 빈 공간이 어떻게 그렇게 복잡할 수 있나요? 입자는 어디에서 올 수 있습니까? 사실 양자 이론에 따르면 빈 공간은 전혀 비어 있지 않습니다. 여기저기서 가상 입자라고 불리는 단시간 여기가 지속적으로 나타나고 사라지며, 그 에너지는 긍정적일 수도 있고 부정적일 수도 있습니다. 빈 공간을 거의 모두 볼 수 있는 먼 미래의 관찰자(캐럴이라고 부르자)는 그 안에 오래 지속되는 입자가 없음을 확인할 수 있습니다. 더욱이, 양자 얽힘으로 인해 앨리스가 관찰할 수 있는 시공간 부분에 양의 에너지를 가진 입자의 존재는 앨리스가 관찰할 수 없는 시공간 부분에서 등호 및 반대 부호의 에너지 여기와 관련이 있습니다. 전체적으로 빈 시공간에 대한 모든 진실이 Carol에게 공개되고, 그 진실은 거기에 입자가 없다는 것입니다. 그러나 앨리스의 경험은 입자가 거기에 있다는 것을 알려줍니다!

그러나 Unruh가 계산한 온도는 단순한 허구인 것으로 나타났습니다. 이는 평평한 공간의 속성이라기보다는 평평한 공간에서 일정한 가속을 경험하는 관찰자의 속성입니다. 그러나 중력 자체는 그것이 유발하는 "가속도"가 곡선 미터법에서 측지선을 따라 움직이는 것에 지나지 않는다는 점에서 동일한 "가상" 힘입니다. 2장에서 설명했듯이, 아인슈타인의 등가 원리는 가속도와 중력이 본질적으로 동일하다고 명시합니다. 이러한 관점에서 볼 때 블랙홀의 지평선 온도가 Unruh가 계산한 가속 관측자의 온도와 동일하다는 점은 특별히 충격적인 것이 아닙니다. 하지만 온도를 결정하기 위해 어떤 가속도 값을 사용해야 할까요? 블랙홀에서 충분히 멀리 이동함으로써 우리는 블랙홀의 중력 인력을 원하는 만큼 약하게 만들 수 있습니다. 이것은 우리가 측정하는 블랙홀의 유효 온도를 결정하기 위해 그에 상응하는 작은 가속도 값을 사용해야 한다는 것을 의미합니까? 이 질문은 매우 교활한 것으로 밝혀졌습니다. 왜냐하면 우리가 믿는 것처럼 물체의 온도는 임의로 감소할 수 없기 때문입니다. 아주 멀리 있는 관찰자라도 측정할 수 있는 고정된 유한 값이 있다고 가정합니다.

출처 : habr.com