Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Хокинга В. -> "Общая теория относительности " -> 121

Общая теория относительности - Хокинга В.

Хокинга В. Общая теория относительности — М.: Мир, 1983. — 455 c.
Скачать (прямая ссылка): obshayatepriyaotnositelnosti1983.djvu
Предыдущая << 1 .. 115 116 117 118 119 120 < 121 > 122 123 124 125 126 127 .. 222 >> Следующая

та же формула Бекенштейна — Хокинга, где А означает теперь площадь
абсолютного горизонта частиц. Обращенный во времени принцип площадей
утверждает тогда, что в классических процессах величина А не возрастает,
т. е. все происходит в направлении, обратном обычной термодинамической
стреле времени для энтропии. В частности, значение А должно существенно
уменьшаться всякий раз, как только из белой дыры выплескивается заметное
количество материи, как, например, при финальном взрыве, изображенном на
рис. 5. Таким образом, имеет место сугубо антитермодинамическое
поведение.
Итак, что касается физики белых дыр, то здесь, по-видимому, имеются две
основные возможности, заслуживающие рассмотрения. Одна из них состоит в
том, что должен быть какой-то общий принцип, который исключает их
существование (или по крайней мере делает его крайне маловероятным).
Другая возможность содержится в вышеупомянутом ходе рассуждений Хокинга,
из которого еле-
V. Сингулярности и асимметрия по времени
255
дует, что вследствие квантовомеханических эффектов черные и белые дыры
нужно считать физически неразличимыми [67]. Обсудим сначала эту
замечательную идею Хокинга. Затем я попытаюсь объяснить, почему я думаю,
что это все же не может быть правильным объяснением, и считаю
необходимым, чтобы белые дыры физически не существовали.
Напомню, во-первых, что представляет собой хокинговское излучение,
которое, согласно вычислениям, сопутствует всякой черной дыре.
Температура этого излучения обратно пропорциональна массе дыры, составляя
обычно около 10'7 К для черной дыры маемой \Mq. Таким образом, в случае
дыр с массами порядка звездных температура излучения ничтожна, но она
может играть заметную роль в случае очень малых дыр, если такие
существуют. Если рассматривать остальную вселенную как пустую, то
хокинговское излучение должно привести к тому, что черная дыра будет
терять массу, становиться горячее, излучать еще больше, терять массу еще
больше и т. д., так что весь процесс будет ускоряться, надо полагать, до
тех пор, пока дыра не исчезнет в финальном взрыве. Но для черной дыры
солнечной массы (или более) на этот процесс ушло бы больше 1063 времен
Хаббла! Кроме того, если бы даже такой процесс мог начаться, пришлось бы
ждать 107 или около того времен Хаббла, прежде чем расширение вселенной
привело к снижению нынешнего уровня фонового излучения ниже уровня
излучения дыры (предполагается модель бесконечно расширяющейся
вселенной)!
Несмотря на абсурдность подобных цифр, представляет определенных
теоретический интерес составить умозрительную картину, как это сделал
Хокинг [67, 72], того состояния теплового равновесия, к которому могла бы
прийти черная дыра в большой полости с абсолютно»отражающими стенками.
Если эта полость достаточно велика для данного массово-энергетического
содержимого (случай а на рис. 6), черная дыра, по-видимому, высветится
полностью, предварительно поглотив всякое имевшееся в полости блуждающее
вещество и не оставив после себя в конечном счете ничего, кроме теплового
излучения (и, возможно, небольшого числа термали-зованных частиц). Это
конечное состояние будет состоянием «теплового равновесия» с максимальной
энтропией.
Если полость будет значительно меньше (случай в на рис. 6) или ее
массово-энергетическое содержимое значительно больше (хотя и не настолько
больше, чтобы вызвать коллапс всей полости), то достижимым состоянием с
максимальной энтропии будет единственная сферическая черная дыра,
находящаяся в тепловом равновесии с окружающим излучением. Устойчивость
достигается здесь по следующей причине: если вследствие флуктуации дыра
излучит чуть больше и соответственно подогреется, ее окружение при этом
подогреется еще в большей степени, отдаст дыре больше, чем та излучила,
и, таким образом, вернет ее к прежним размерам;
256
Р. Пенроуз
если же при флуктуации дыра излучит меньше, чем поглотит, то ее окружение
охладится больше, чем дыра, и она снова вернется к равновесию (рис. 6,
в).
Имеется также промежуточный случай б, в котором полость имеет
промежуточные размеры по отношению к данному массовоэнергетическому
содержимому; черная дыра остается еще стабильной, но это соответствует
лишь локальному максимуму энтропии, а абсолютный максимум приходится на
состояние, в котором присутствует лишь тепловое излучение (и, возможно,
термализованные частицы), а черной дыры нет. В этом случае черная дыра
может
б
а
Полная
знтропия
Полная знтропия
Максимальная энтропия
в
Полная
энтропия
Максимальная |
энтропия |
Размер дыры
Размер дыры
Рис. 6. Черная дыра Хокинга в полости с полностью отражающими стенками.
а — большая полость; 6 — полость промежуточных размеров; в — относительно
малая полость.
оставаться в равновесии с окружающим излучением в течение весьма
длительного периода. Понадобилась бы огромная флуктуация, при которой
было бы испущено значительное количество излучения, чтобы преодолеть
Предыдущая << 1 .. 115 116 117 118 119 120 < 121 > 122 123 124 125 126 127 .. 222 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed