Hawkingovo zračenje
<s>Hawkingovo zračenje je oblik zračenja crnog tijela koje pretpostavljeno dolazi iz crne rupe, zbog kvantnih fenomena u blizini horizonta događaja crne rupe.</s><s>Zračenje je nazvano prema britanskom fizičaru Stephenu Hawkingu koji je još 1974. godine teoretski pretpostavljao postojanje ovakve vrste zračenja.</s><s>Jacob Bekenstein je, uz Hawkinga, također pretpostavljao kako crne rupe imaju konačnu entropiju.</s>

<s>Hawking je započeo rad na teoriji nakon posjeta Moskvi 1973. gdje su mu sovjetski znanstvenici Jakov Zeldovič i Aleksej Starobinsky dokazali da bi, prema kvantnomehaničkom načelu neodređenosti, crne rupe sa kutnim zamahom trebale stvarati i emitirati čestice.</s><s>Hawkingovo zračenje umanjuje masu i energiju crne rupe pa se pretpostavlja da je odgovorno i za isparavanje crnih rupa.</s><s>Manje crne rupe emitiraju više Hawkingova zračenja od većih, pa bi trebale brže ispariti.</s>

<s>Objašnjenje</s>

<s>Kvantne fluktuacije 
Heisenbergovo načelo neodređenosti predstavlja set nejednakosti među kojima nikad ne možemo s jednakom preciznošću izračunati vrijednost dvaju komplementarnih varijabli.</s><s>Jedna takva nejednakost postoji između parova energija - vrijeme, gdje preciznije određenje jedne varijable vodi ka manje preciznom određenju druge varijable, prema jednadžbi .</s><s>To praktično znači da vakuum nije apsolutno prazan prostor bez čestica, jer uvijek mora postojati količina energije od barem   Kako bi se to ostvarilo u apsolutnom vakuumu, događaju se kvantne fluktuacije.</s>

<s>Kako bi se održala nejednakost Heisenbergove neodređenosti, nasumično se iz energije vakuuma stvaraju virtualni, kvantno spregnuti parovi čestica - antičestica gdje antičestica ima obrnute karakteristike od čestice.</s><s>Na primjer, elektron ima masu 9.109×10−31 kg, naboj od -1 e, spin 1/2 i paritet od +1.</s><s>Njegova antičestica, pozitron ima masu -9.109×10−31 kg (i time negativnu ukupnu energiju, jer vrijedi E=mc2, naboj od +1 e, spin 1/2 i paritet od -1.</s><s>Nakn stvaranja, parovi postoje jako kratko vrijeme, prije no što se njihovi naboji i mase privuku, i čestice se anihiliraju.</s><s>Anihilacija uvijek završava izbojem velikih količina energije u svemir, čime je održan zakon očuvanja energije</s>

<s>Crna rupa 
Kad se kvantne fluktuacije dogode u blizini crne rupe (ali izvan horizonta događaja), crna rupa privlači česticu negativne energije, te čestica svojom negativnom masom i energijom "poništi" dio mase i energije crne rupe.</s><s>Kad se to dogodi, vanjskom promatraču izgleda kao da je crna rupa izbacila česticu čiji je parnjak privukla.</s><s>Zakon očuvanja energije ovdje i dalje vrijedi, jer je crna rupa usisavši antičesticu izgubila istu količinu energije koju je čestica preuzela iz svemira, i ne može ju vratiti jer više ne može doći do anihilacije.</s>

<s>Izvori</s>

<s>Kvantna mehanika
Kozmologija
Paradoksi
Crne rupe</s>

