Kosmisk censurhypotes

Från 1965-1970 arbetade Roger Penrose och Stephen Hawking med denna idé. Det härstammade från deras resultat att ett vanligt svart hål skulle vara en singularitet av oändlig densitet och oändlig krökning. Hypotesen behandlades med framtiden för allt som faller i ett svart hål, förutom spaghetitication. Du förstår att singulariteten inte följer fysiken som vi känner till och de bryts ned en gång vid singulariteten. Händelseshorisonten runt ett svart hål förhindrar oss från att se vad som händer med det svarta hålet eftersom vi inte har ljuset att veta om tillståndet till vad som föll i. Trots detta skulle vi ha problem om någon korsade över händelsehorisont och såg vad som hände. Vissa teorier förutspådde att en naken singularitet skulle vara möjlig, vilket innebär att ett maskhål skulle vara närvarande som hindrar oss från att kontakta singulariteten. Wormholes skulle emellertid vara mycket instabila, och så den svaga kosmiska censurhypotesen föddes i ett försök att visa att detta inte var möjligt (Hawking 88-9).

Den starka kosmiska censurhypotesen, utvecklad av Penrose 1979, är en uppföljning till detta där vi antyder att en singularitet alltid är i det förflutna eller framtiden men aldrig i nuet, så vi kan inte veta något om det för närvarande förbi Cauchy-horisonten, belägen utanför händelseshorisonten. I flera år lägger forskare sin vikt i denna hypotesen eftersom den tillät fysik att fungera som vi känner den. Om singulariteten var bortom att störa oss så skulle den existera i dess lilla fack i rymdtid. Som det visar sig, den Cauchy horisonten inte avskärar singulariteten som vi hoppats, vilket innebär att den starka hypotesen också är falsk. Men inte allt går förlorat, för rymdtidens smidiga funktioner finns inte här. Detta innebär att fältekvationerna inte kan användas här och att vi fortfarande har en koppling mellan singulariteten och oss (Hawking 89, Hartnett Mathematicians ).

Diagram som kartlägger en potentiell svart hålmodell. |

Ingen-hår teorem

1967 utförde Werner Israel en del arbete med icke-roterande svarta hål. Han visste att det inte fanns något men som mycket av fysik börjar vi med enkla modeller och bygger mot verkligheten. Enligt relativitet skulle dessa svarta hål vara perfekt sfäriska och deras storlek beror bara på deras massa. Men de kunde bara uppstå från en perfekt sfärisk stjärna, av vilken ingen existerar. Men Penrose och John Wheeler hade en räknare för detta. När en stjärna kollapsar avger den gravitationsvågor i en sfärisk natur när kollapsen fortsätter. När den var stationär skulle singulariteten vara en perfekt sfär oavsett vilken form stjärnan var. Matten stöder detta, men återigen måste vi påpeka att detta bara är för svarta hål som inte är roterande (Hawking 91, Cooper-White).

En del arbete hade gjorts på roterande arbete 1963 av Roy Kerr och en lösning hittades. Han bestämde att svarta hål roterar med en konstant hastighet så att storleken och formen på ett svart hål bara förlitar sig på massan och rotationshastigheten. Men på grund av det snurret skulle en lätt utbuktning vara nära ekvatorn och så det skulle inte vara en perfekt sfär. Och hans verk tycktes visa att alla svarta hål så småningom hamnade i en Kerr-stat (Hawking 91-2, Cooper-White).

1970 tog Brandon Carter de första stegen för att bevisa det. Det gjorde han, men för ett specifikt fall: om stjärnan ursprungligen snurrade på sin symmetriaxel och stillastående, och 1971 visade Hawking symmetriaxeln verkligen skulle existera för stjärnan var roterande och stationär. Allt detta ledde till ingen teorem om håret: att det ursprungliga objektet endast påverkar ett svart håls storlek och form baserat på, massa och hastighet eller rotation (Hawking 92).

Inte alla håller med om resultatet. Thomas Sotiriou (Internationella skolan för avancerade studier i Italien) och hans team fann att om "skalär-tensor" -modeller för tyngdkraft används istället för relativitet konstaterade att om materien finns runt ett svart hål, så bildas skalar runt det när det ansluter till saken kring det. Det här skulle vara en ny egenskap att mäta på ett svart hål och skulle kränka stämningen utan hår. Forskare måste nu hitta ett test för detta för att se om en sådan egenskap verkligen finns (Cooper-White).

Hawking strålning

Eventhorisonter är ett knepigt ämne, och Hawking ville veta mer om dem. Ta till exempel ljusstrålar. Vad händer med dem när det närmar sig händelseshorisonten tangentiellt? Det visar sig att ingen av dem någonsin kommer att korsa varandra och för alltid förblir parallella! Detta beror på att om de skulle slå till varandra skulle de falla i singulariteten och därför bryta mot vad händelseshorisonten är: En punkt utan återvändande. Detta innebär att området för en händelseshorisont alltid måste vara konstant eller öka men aldrig minska när tiden går, så att inte strålarna träffar varandra (Hawking 99-100).

Okej, men vad händer när svarta hål smälter samman? En ny händelsehorisont skulle bli resultatet och skulle bara vara storleken på de två tidigare kombinerade, eller hur? Det kan vara, eller det kan vara större, men inte mindre än någon av de tidigare. Detta är snarare som entropi, som kommer att öka när tiden går. Dessutom kan vi inte köra klockan bakåt och komma tillbaka till ett tillstånd som vi en gång var i. Därmed ökar händelseshorisontens område när entropin ökar, eller hur? Det är vad Jacob Bekenstein trodde, men ett problem uppstår. Entropi är ett mått på störning, och när ett system kollapsar strålar det ut värme. Det antydde att om en relation mellan händelseshorisontens område och entropi var verklig så avger svarta hål termisk strålning! (102, 104)

Hawking hade ett möte i september 1973 med Yakov Zeldovich och Alexander Starobinksy för att diskutera saken ytterligare. De tycker inte bara att strålningen är sant utan att kvantmekanik kräver det om det svarta hålet roterar och tar materia. Och all matematik pekade på ett omvänt förhållande mellan massan och temperaturen i det svarta hålet. Men vad var strålningen som skulle orsaka en termisk förändring? (104-5)

Det visar sig, det var ingenting ... det vill säga en vakuumegenskap hos kvantmekanik. Även om många anser att utrymmet främst är tomt, är det långt ifrån det med tyngdkraften och elektromagnetiska vågor som korsar hela tiden. När du kommer närmare en plats där inget sådant fält finns, innebär osäkerhetsprincipen att kvantfluktuationer kommer att öka och skapa ett par virtuella partiklar som vanligtvis smälter samman och avbryter varandra lika snabbt som de skapas. Var och en har motsatta energivärden som kombinerar för att ge oss noll och följs därför energibesparing (105-6).

Runt ett svart hål bildas fortfarande virtuella partiklar, men de negativa energin faller in i händelseshorisonten och den positiva energikompisen flyger av, nekade chansen att rekombineras med sin partner. Det är Hawking-strålning som forskare förutspådde och det hade ytterligare konsekvenser. Du förstår, resten energi för en partikel är mc 2 där m är massa och c är ljusets hastighet. Och det kan ha ett negativt värde, vilket innebär att när en virtuell partikel med negativ energi faller in, tar den bort någon massa från det svarta hålet. Detta leder till en chockerande slutsats: svarta hål förångas och försvinner så småningom! (106-7)

Black Hole Stability Conjecture

I ett försök att helt lösa de kvarvarande frågorna om varför relativitet gör vad den gör, måste forskare se till kreativa lösningar. Det centrerar kring det svarta hålets stabilitet, annars känd som vad som händer med ett svart hål efter att det har skakats. Det publicerades först av Yvonne Choquet 1952. Konventionell tanke säger att rymdtid bör skaka runt den med mindre och mindre svängningar tills dess ursprungliga form tar tag. Låter rimligt, men att arbeta med fältekvationerna för att visa detta har varit inget mindre än utmanande. Det enklaste utrymme-tidsutrymmet vi kan tänka oss är ”platt, tomt Minkowski-utrymme” och stabiliteten för ett svart hål i detta visade sig vara sant för det 1993 av Klainerman och Christodoulou. Detta utrymme visades först vara sant eftersom spårningsändringar är enklare än i de högre dimensionella utrymmen. Att lägga till svårigheten i situationen, hur vi mäter stabiliteten är en fråga, för olika koordinatsystem är lättare att arbeta med än andra. Vissa leder till ingenstans medan andra verkar tro att de leder till ingenstans på grund av brist på tydlighet. Men arbetet görs med frågan. Ett partiellt bevis för långsamt snurrande svarta hål i de-Sitter-rymden (fungerar som vårt expanderande universum) har hittats av Hintz och Vasy 2016 (Hartnett “To Test”).

Det sista Parsec-problemet

Svarta hål kan växa genom att slå samman med varandra. Låter enkelt, så naturligtvis är den underliggande mekaniken mycket svårare än vi tror att de är. För svarta hål måste de två bara komma nära och tyngdkraften tar det därifrån. Men med supermassiva svarta hål visar teorin att när de en gång har kommit in i en parsec så bromsar de ner och stannar utan att faktiskt slutföra fusionen. Detta beror på energi genomblodning med tillstånd av förhållandena med hög täthet runt de svarta hålen. Inom den ena parsecen finns tillräckligt med material för att väsentligen fungera som energiabsorberande skum, vilket tvingar de supermassiva svarta hålen att istället kretsa runt varandra. Teorin förutspår att om ett tredje svarta hål skulle komma in i blandningen så skulle gravitationsflödet kunna tvinga sammanslagningen. Forskare försöker testa för detta via gravitationsvågsignaler eller pulsardata men hittills har ingen tärning om denna teori är sann eller falsk (Klesman).

Citerade verk

Cooper-White, Macrina. Svart hål kan ha Hair som utgör utmaning till nyckelteori om gravitation, säger fysiker. Huffingtonpost.com . Huffington Post, 1 oktober 2013. Webben. 02 oktober 2018.

Hartnett, Kevin. Matematiker motbevisar antaganden gjorda för att rädda svarta hål. Quantamagazine.com . Quanta, 3 oktober 2018.

---. To testa Einstein s ekvationer, poke a Black Hole. Quantamagazine.com . Quanta, 8 mars 2018. Webben. 02 oktober 2018.

Hawking, Stephen. En kort tidshistoria. New York: Bantam Publishing, 1988. Tryck. 88-9, 91-2, 99-100, 102, 104-7.

Klesman, Allison. "Är dessa supermassiva svarta hål på en kollisionskurs?" astronomy.com . Kalmbach Publishing Co., 12 juli 2019.