PROFILPELAJAR.COM

Модель несингулярної чорної діри — це математична теорія чорних дір, яка дозволяє уникнути певних теоретичних проблем із стандартною моделлю чорної діри, включаючи втрату інформації та неможливість прямого спостереження горизонту подій чорної діри.

Уникнення парадоксів у стандартній моделі чорної діри

Щоб чорна діра фізично існувала як розв’язок рівняння Ейнштейна, вона повинна утворити горизонт подій за скінчений час відносно зовнішніх спостерігачів. Для цього потрібна точна теорія утворення чорних дір, і декілька таких теорій було запропоновано. У 2007 році Шуан Нань Чжан з Університету Цінхуа запропонував модель, згідно з якою горизонт подій потенційної чорної діри формується (або розширюється) тільки після того, як об’єкт потрапляє в існуючий горизонт, або після того, як горизонт перевищить критичну щільність. Іншими словами, об’єкт, що падає, спричиняє розширення горизонту чорної діри, яке відбувається лише після того, як цей об’єкт впав у чорну діру, що дозволяє спостерігати горизонт за кінцевий час.^[1]^[2] Однак цей підхід не вирішує інформаційного парадокса.

Альтернативні моделі чорних дір

Несингулярні моделі чорних дір були запропоновані після усвідомлення теоретичних проблем з чорними дірами.^{[джерело?]} У наші дні вважається, що в результаті колапсу зірки з масою, що значно перевищує межу Чандрасекара, найбільш життєздатними кандидатами є гравазірка та зірка темної енергії.

Хоча чорні діри були загальноприйнятою частиною основного напрямку фізики протягом більшої частини кінця 20 століття, більше уваги стали приділяти альтернативним моделям чорних дір, коли підходи, запропоновані Джорджем Чапліном, а пізніше Лоуренсом Краусом, Деяном Стойковічем і Танмаєм Вачаспаті з Університету Кейс Вестерн Резерв показали на кількох окремих моделях, що горизонти чорних дір не можуть утворюватися.^[3]^[4]

Такі дослідження привернули велику увагу засобів масової інформації^[5], оскільки чорні діри вже давно захоплюють уяву вчених і громадськості як своєю вродженою простотою, так і таємничістю. Через це нещодавні теоретичні результати зазнали ретельного вивчення, і більшість із них на цей час відхилено теоретичними дослідженнями. Наприклад, кілька альтернативних моделей чорної діри виявилися нестабільними при надзвичайно швидкому обертанні^[6], що, через збереження кутового моменту, не було б незвичайним фізичним сценарієм для зірки, що сколапсувала (див. пульсар). Тим не менш, існування стабільної моделі несингулярної чорної діри залишається відкритим.

Метрика Хейворда

Метрика Хейворда є найпростішим описом чорної діри, яка не є сингулярною. Метрика була запропонована Шоном Хейвордом як мінімальна модель, яка є регулярною, статичною, сферично симетричною та асимптотично плоскою.^[7]

Метрика Айона-Беато–Гарсіа

Модель Айона-Беато-Гарсіа — перша модель точної зарядженої регулярної чорної діра з джерелом.^[8] Модель була запропонована Елоєм Айоном Беато та Альберто Гарсіа в 1998 році на основі мінімального зв’язку між нелінійною електродинамічною моделлю та загальною теорією відносності, враховуючи статичний і сферично симетричний простір-час. Пізніше ті ж автори переосмислили першу несингулярну геометрію чорної діри, іграшкову модель Бардіна,^[9] як регулярну чорну діру, засновану на нелінійній електродинаміці.^[10] На теперішній час відомо, що модель Айона-Беато-Гарсіа може імітувати властивості поглинання метрики Рейснера-Нордстрема з точки зору поглинання безмасових тестових скалярних полів.^[11]

Див. також

Примітки

↑ Zhang, Shuang Nan; Tang, Sumin (6 липня 2007). Witnessing matter falling into a black hole by a distant observer. Tsinghua University. Процитовано 3 листопада 2007.^{[недоступне посилання з 01.01.2018]}
↑ Zhang, Shuang Nan; Liu, Yuan (2008). Observe matter falling into a black hole. AIP Conf. Proc. 968: 384—391. arXiv:0710.2443. Bibcode:2008AIPC..968..384Z. doi:10.1063/1.2840436.
↑ Chapline, George (July 1998). The Black Hole Information Puzzle and Evidence for a Cosmological Constant. arXiv:hep-th/9807175.
↑ Vachaspati, Tanmay; Dejan Stojkovic; Lawrence M. Krauss (June 2007). Observation of Incipient Black Holes and the Information Loss Problem. Phys. Rev. D. 76 (2): 024005. arXiv:gr-qc/0609024. Bibcode:2007PhRvD..76b4005V. doi:10.1103/PhysRevD.76.024005.
↑ Rockets, Rusty (22 червня 2007). Rethinking Black Holes. Science A Gogo. Процитовано 3 листопада 2007.
↑ Cardoso, Vitor; Paolo Pani; Mariano Cadoni; Marco Cavaglia (2008). Ergoregion instability rules out black hole doubles. Phys. Rev. D. 77 (12): 124044. arXiv:0709.0532. Bibcode:2008PhRvD..77l4044C. doi:10.1103/PhysRevD.77.124044.
↑ Hayward, Sean A. (26 січня 2006). Formation and evaporation of non-singular black holes. Physical Review Letters. 96 (3): 031103. arXiv:gr-qc/0506126. Bibcode:2006PhRvL..96c1103H. doi:10.1103/PhysRevLett.96.031103. PMID 16486679.
↑ Ayón-Beato, Eloy; García, Alberto (8 червня 1998). Regular Black Hole in General Relativity Coupled to Nonlinear Electrodynamics. Physical Review Letters. 80 (23): 5056—5059. arXiv:gr-qc/9911046. Bibcode:1998PhRvL..80.5056A. doi:10.1103/PhysRevLett.80.5056. PMID 16486679.
↑ Bardeen, JM (1968). Non-singular general relativistic gravitational collapse. In Proceedings of the International Conference GR5, Tbilisi, USSR. 174.
↑ Ayón-Beato, Eloy; García, Alberto (9 листопада 2000). The Bardeen model as a nonlinear magnetic monopole. Physical Review B. 493 (1–2): 149—152. arXiv:gr-qc/0009077. Bibcode:2000PhLB..493..149A. doi:10.1016/S0370-2693(00)01125-4.
↑ Paula, Marco; Leite, Luiz; Crispino, Luís (12 листопада 2020). Electrically charged black holes in linear and nonlinear electrodynamics: Geodesic analysis and scalar absorption. Physical Review D. 102 (10): 104033. arXiv:2011.08633. Bibcode:2020PhRvD.102j4033P. doi:10.1103/PhysRevD.102.104033. PMID 16486679.

Зовнішні посилання

Чорних дір не існує, повідомляють фізики Case
George Chapline (1998). The Black Hole Information Puzzle and Evidence for a Cosmological Constant. arXiv:hep-th/9807175.
Abhas Mitra (2005). Comments on the proposal of Dark Energy Stars by Chapline. arXiv:astro-ph/0504384.