Proprietà termodinamiche dei buchi neri

Nel 1916 Albert Einstein pubblica il celebre articolo in cui pone le basi dell'attuale teoria della gravitazione, la Relatività Generale. Tale teoria prevede l'esistenza di sistemi talmente densi, noti con il nome di buchi neri, da non permettere ad alcun segnale fisico di sfuggirvi. Nonostante le diverse dinamiche possibili alla base della loro formazione, tali oggetti estremi risultano caratterizzato esternamente da soli tre parametri: massa, carica elettrica e momento angolare. Apparentemente, tali caratteristiche combinate permettono facili violazioni del Secondo Principio della Termodinamica: con la scomparsa di un corpo all'interno di un buco nero, si ha una diminuzione dell'entropia dell'universo. Nel 1971 Hawking ha dimostrato che l'area dell'orizzonte di un buco nero non può diminuire in alcun processo classico. Queste evidenze teoriche hanno portato J.D.Bekenstein a ipotizzare un collegamento tra entropia e area di un buco nero. Contemporaneamente, Bardeen, Carter e Hawking hanno formulato le note leggi per la meccanica dei buchi neri, ispirandosi alle analoghe termodinamiche. Sembrava quindi che con i buchi neri si delineasse una corrispondenza tra due campi della fisica apparentemente sconnessi, la Relatività Generale e la Termodinamica. Tuttavia, l'impossibilità di emettere alcuna radiazione impedisce di assegnare loro una temperatura fisica. Nel 1975 Hawking teorizza che le fluttuazioni quantistiche dei campi in vicinanza di un buco nero portano all'emissione di una radiazione di corpo nero, permettendone quindi l'assegnazione di una temperatura fisica. Grazie a tale fondamentale risultato si può quindi parlare di Termodinamica dei buchi neri. Con la presente tesi, si introducono inizialmente i concetti chiave per la comprensione dei buchi neri, nonché le metriche di Schwarzschild e di Kerr-Newman, descriventi tali oggetti. Dopo una breve introduzione sui concetti di entropia e informazione, si trattano le leggi della meccanica dei buchi neri