Физика черных дыр - Новиков И.Д.
Скачать (прямая ссылка):
Чтобы прояснить физический смысл решения, потребуем выполнения следующего условия: рождение частиц имеет место вблизи t a^pi на участке R от — °° до некоторого Ri, а при R>Rt рождение частиц отсутствует. (Мы увидим в дальнейшем, как такое предположение сделать реалистичным.) Тогда структура пространства-времени имеет вид, изображенный на рис. 87. Вся масса рожденных частиц находится под гравитационным радиусом и не выходит из белой дыры.
Vi19. И.Д. Новиков
289
Рис. 87. Схема расширения и сжатия вещества с р - О внутри белой дыры, родившегося из-за квантовых процессов вблизи г = 0 левее R,
Рис. 88. Белая дыра с родившимся веществом (р - 0) в холодной модели Вселенной (с веществом, для которого также р = 0)
Предположим теперь, что мы рассматриваем не ’’вечную” белую дыру, а белую дыру с задержавшимся в расширении ядром. Легко показать, что родившиеся вблизи шварцшильдовской сингулярности частицы не позволят такому ядру выйти из-под гравитационного радиуса.
Действительно, длительная задержка расширения ядра соответствует тому, что его граница должна лежать при R = R2 в момент t ^ tpi (вблизи г = 0) далеко слева от точки Ri (R2 < Ri). Сигнал, вышедший из R2 в момент tP1 и идущий направо к R^, успевает пройти за все время расширения ti только конечное расстояние AR. Оценка показывает, что
AR^7rpi<rg. (13.2.7)
Если Rі -R2 ^ AR, it> сигнал не успеет дойти до Ri к моменту окончания расширения J1. Поэтому взорвавшееся вещество задержавшегося ядра не только само не сможет выйти к внешнему наблюдателю, но и никакие сигналы от этого взрыва не дойдут до R1 и не выйдут из белой дыры. Задержавшееся ядро будет погребено под массой родившихся частиц.
Теперь обсудим предположение об отсутствии рождения частиц вблизи г = 0 правее координаты Ri. Надо помнить, что белая дыра находится не просто в пустом пространстве, а в расширяющейся Вселенной [Новиков (1964*Ь), Нееман (1965) ]. Если правее точки Ri вблизи г = 0 расположено окружающее белую дыру вещество однородной космологической модели, то рождение частиц в этой области практически отсутствует [при стандартных предположениях; см. Зельдович, Старобинский (1971*)]. Если при этом считать, что и в окружающем веществе нет давления (что нереалистично) , то оно вообще никак не влияет на область левее Ri. Структура простран ства-в реме ни в такой модели показана на рис. 88.
Перейдем теперь к более реалистическим моделям.
Предположим, что родившиеся частицы не взаимодействуют друг с другом и представляют собой два встречных потока, движущиеся вдоль радиальной координаты со скоростью света. В этом случае -Го =Т\ = е, осталь-ные Т. = 0. Другое предположение состоит в том, что из-за взаимодействия
290
релятивистских родившихся частиц возникает паскалевское давление р = = е/3. Решения для этих случаев аналогичны (13.2.6) для случая р = 0; см. Зельдович и др. (1974*). Они также описывают расширение системы до некоторого гтах и последующее сжатие к сингулярности. Здесь опять сигнал, идущий со скоростью света, проходит вдоль/? конечное небольшое расстояние за все время расширения системы. Поэтому, если имеется задержавшееся в расширении ядро, то родившиеся частицы (как и в случае р = 0) не дадут ему, взорвавшись, расшириться к внешнему наблюдателю. Существенное отличие по сравнению со случаем р = 0 состоит в том, что при Т\ Ф 0 возникает поток материи через границу Rі направо. Этот поток может выходить из-под rg, уменьшая массу белой дыры.
Если такая белая дыра находится в холодной Вселенной с веществом, для которого р = 0, то, как показано в уже цитированной работе Зельдовича и др. (1974*), уменьшение массы белой дыры из-за спонтанного истечения родившегося вещества из дыры может быть весьма существенным.
Однако, если рассматривать белую дыру в реальной горячей Вселенной с материей и уравнением состояния р = е/3, то ситуация меняется. Давление окружающего горячего вещества сдерживает истечение из белой дыры родившегося вещества, и, вероятно, потери массы из-за истечения при этом заметно меньше. Мы не будем подробно исследовать данную ситуацию, так как это скорее проблема космологии (об аккреции вещества на компактные ядра в горячей Вселенной см. § 13.1).
§ 13.3. Что остается при квантовом распаде черной дыры?
К сожалению, однозначно ответить на этот вопрос в настоящее время не представляется возможным. Дело в том, что при попытке решения этого вопроса мы неизбежно и в полной мере сталкиваемся с проблемами, относящимися к компетенции квантовой гравитации. Поскольку сама теория квантовой гравитации еще, по-видимому, далека от своего завершения, а присущие ей трудности (расходимости, неперенормируемость, неоднозначность выхода за массовую поверхность, учет возможных изменений топологии пространства-времени) имеют фундаментальный характер, то все это приводит к тому, что полная самосогласованная квантовая теория испаряющихся черных дыр пока отсутствует.TJ этой ситуации естественным является подход, при котором исследуются модели, отражающие те или иные стороны полной задачи.
