物理学 › 一般相対性理論 › ブラックホール

Hawking 温度と Bekenstein–Hawking エントロピー

定義 8.3（「ブラックホール」§8）

表面重力 κ\kappa の定常なブラックホールに対して

TH=ℏκ2πc kB,SBH=kBc34Gℏ AT_H = \frac{\hbar\kappa}{2\pi c\,k_B}, \qquad S_{BH} = \frac{k_B c^3}{4G\hbar}\,A

を Hawking 温度、Bekenstein–Hawking エントロピーという。Hawking（1974–75）は、重力崩壊でできたブラックホールのまわりの量子場が、遠方で温度 THT_H の熱放射（Hawking 放射）として観測されることを示した。シュヴァルツシルトの場合は

TH=ℏc38πGMkB=6.2×10−8 K×M⊙MT_H = \frac{\hbar c^3}{8\pi G M k_B} = 6.2\times10^{-8}\ \mathrm{K}\times\frac{M_\odot}{M}

である。

本文で読む（前後の説明と例）→

閉包の状態

定義

定義は閉包の起点です（証明を要しません）。

印の意味: ✓公理まで証明済み ・ △証明あり（閉包未完）・ ※主張のみ。テーマごとの集計は 閉包の状況。

これを使っている定理

証明で明示的に参照している定理は、まだありません。

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