Gibbons-Hawking-Effekt

Der Gibbons-Hawking-Effekt besagt, dass jeder Lösung der Einsteinschen Feldgleichungen, die über einen kausalen Horizont verfügt, eine Temperatur zugeordnet werden kann. Er ist benannt nach Gary Gibbons und Stephen William Hawking^[1], die den Begriff des Ereignishorizonts auf kosmologische Dimensionen erweiterten, mit dem gemeinsamen Oberbegriff „kausaler Horizont“, der Fläche in der Raum-Zeit, jenseits der Ereignisse den Beobachter nicht mehr beeinflussen können.

Das Beispiel eines Ereignishorizonts war schon früher in der Theorie schwarzer Löcher bekannt, wo Jakob Bekenstein und Hawking Anfang der 1970er Jahre der Fläche eines solchen Horizonts eine Temperatur und damit eine Entropie zuwiesen. Ein Beispiel ist die Schwarzschild-Raumzeit, deren Ereignishorizont folglich eine Temperatur zugeordnet wird. Im Falle der Schwarzschild-Raumzeit ist dies die Temperatur T eines Schwarzen Loches der Masse M, wobei T∼M ^{− 1} gilt. Hawking hatte 1975 dieser Temperatur eine physikalische Interpretation durch die Hawking-Strahlung gegeben.

Ein Beispiel eines kausalen Horizonts aus der Kosmologie ist die de-Sitter-Raumzeit, wobei hier auf den sogenannten „Teilchenhorizont“ Bezug genommen wird, die maximale Distanz, die ein Teilchen seit Beginn des Universums zurückgelegt haben könnte. In diesem Fall ist die Temperatur T proportional zum Hubble-Parameter H, d.h. es gilt: T∼H.

Anmerkungen

1. ↑ Gibbons, Hawking Cosmological Event Horizons, Thermodynamics, and Particle Creation, Physical Review D, Bd. 15, 1977, S. 2738–2751