Trou noir
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| La relativit?? g??n??rale |
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| Introduction Formulation math??matique Ressources |
Concepts fondamentaux |
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Ph??nom??nes Probl??me de Kepler ?? Objectifs ?? Flots Cadre tra??ner ?? Effet g??od??sique Event horizon ?? Singularit?? Trou noir |
??quations Approximation des champs faibles Formalisme post-newtonien ??quation d'Einstein ??quation g??od??sique ??quations de Friedmann Formalisme ADM BSSN formalisme ??quation de Hamilton-Jacobi-Einstein |
Th??ories avanc??es Kaluza-Klein La gravit?? quantique |
Solutions Schwarzschild Reissner-Nordstr??m ?? G??del Kerr ?? Kerr-Newman Kasner ?? Taub-NUT ?? Milne ?? Robertson-Walker pp-ondes ?? la poussi??re van Stockum |
Les scientifiques Einstein ?? Lorentz ?? Hilbert ?? Poincar?? ?? Schwarzschild ?? ?? Sitter Reissner ?? Nordstr??m ?? Weyl ?? Eddington ?? Friedman ?? Milne ?? Zwicky ?? Lema??tre ?? G??del ?? Wheeler ?? Robertson ?? Bardeen ?? Walker ?? Kerr ?? Chandrasekhar ?? Ehlers ?? Penrose ?? Hawking ?? Taylor ?? Hulse ?? Stockum ?? Taub ?? Nouvel Homme Yau ?? Thorne autres |
Spacetime Spacetime Minkowski espace-temps diagrammes de Spacetime Spacetime en relativit?? g??n??rale |
Un trou noir est une r??gion de l'espace-temps ?? partir de laquelle la gravit?? emp??che quoi que ce soit, y compris la lumi??re , de se ??chapper. La th??orie de la relativit?? g??n??rale pr??dit que suffisamment compacte masse se d??forme l'espace-temps pour former un trou noir. Autour d'un trou noir il ya une surface d??finie math??matiquement appel?? horizon d'??v??nement qui marque le point de non-retour. Il est appel?? "noir" parce qu'il absorbe toute la lumi??re qui frappe l'horizon, ce qui refl??te rien, juste comme un parfait corps noir de la thermodynamique . La th??orie quantique des champs en espace courbe pr??dit que horizons d'??v??nements ??mettent un rayonnement comme un corps noir avec un fini temp??rature . Cette temp??rature est inversement proportionnelle ?? la masse du trou noir, ce qui rend difficile ?? observer ce rayonnement pour trous noirs de masse stellaire ou sup??rieure.
Objets dont champ de gravit?? est trop forte pour la lumi??re de se ??chapper ont d'abord examin?? dans le 18??me si??cle par John Michell et Pierre-Simon Laplace . La premi??re solution moderne de la relativit?? g??n??rale qui permette de caract??riser un trou noir a ??t?? trouv?? par Karl Schwarzschild en 1916, bien que son interpr??tation comme une r??gion de l'espace ?? partir de laquelle rien ne peut ??chapper ne ??tait pas pleinement appr??ci?? pendant encore quatre d??cennies. Longtemps consid??r?? comme une curiosit?? math??matique, ce est durant les ann??es 1960 que le travail th??orique a montr?? trous noirs ??taient une pr??diction g??n??rique de la relativit?? g??n??rale. La d??couverte de ??toiles ?? neutrons ont suscit?? int??r??t gravitationnellement effondr?? objets compacts comme une r??alit?? possible astrophysiques.
Les trous noirs de masse stellaire sont cens??s se former lorsque ??toiles tr??s massives effondrement ?? la fin de leur cycle de vie. Apr??s un trou noir a form??, il peut continuer ?? cro??tre en absorbant la masse de ses environs. En absorbant d'autres ??toiles et de fusionner avec d'autres trous noirs, trous noirs supermassifs de millions de masses solaires peuvent se former. Il est g??n??ralement admis que les trous noirs supermassifs existent dans les centres de la plupart des galaxies .
Malgr?? son int??rieur invisible, la pr??sence d'un trou noir peut ??tre d??duite gr??ce ?? son interaction avec d'autres mati??res et avec un rayonnement ??lectromagn??tique comme la lumi??re. Mati??re tomber sur un trou noir peut former un disque d'accr??tion chauff??e par friction, ils font partie des objets les plus brillants dans l'univers. Se il ya d'autres ??toiles en orbite autour d'un trou noir, leur orbite peut ??tre utilis??e pour d??terminer sa masse et l'emplacement. Ces donn??es peuvent ??tre utilis??es pour exclure les alternatives possibles (tels que les ??toiles ?? neutrons). De cette fa??on, les astronomes ont identifi?? de nombreux stellaires candidats trous noirs dans les syst??mes binaires , et a ??tabli que le noyau de notre Voie Lact??e galaxie contient un trou noir supermassif d'environ 4,3 millions masses solaires.
Histoire
L'id??e d'un corps si massif que m??me la lumi??re ne pouvait pas ??chapper a d'abord ??t?? mis en avant par g??ologue John Michell dans une lettre ??crite ?? Henry Cavendish en 1783 de la Soci??t?? royale:
Si le demi-diam??tre d'une sph??re de la m??me densit?? que le Soleil devait ??tre sup??rieure ?? celle du Soleil dans la proportion de 500 ?? 1, un corps en chute libre d'une hauteur infinie vers elle aurait acquis ?? sa surface plus grande vitesse que celle de la lumi??re, et la lumi??re en supposant par cons??quent ?? ??tre attir?? par la m??me force en proportion de sa force d'inertie, avec d'autres organismes, toute la lumi??re ??mise ?? partir d'un tel organisme serait fait pour revenir vers lui par sa propre gravit?? appropri??e.-John Michell
En 1796, le math??maticien Pierre-Simon Laplace promu la m??me id??e dans les premi??re et deuxi??me ??ditions de son livre Exposition du syst??me du monde (il a ??t?? retir?? des ??ditions ult??rieures). Un tel " ??toiles noires "ont ??t?? largement ignor??s au XIXe si??cle, car il ne ??tait pas compris comment une vague sans masse comme la lumi??re pourrait ??tre influenc??e par la gravit??.
La relativit?? g??n??rale
En 1915, Albert Einstein a d??velopp?? sa th??orie de la relativit?? g??n??rale , apr??s avoir montr?? plus t??t que la gravit?? fait la motion de l'influence de la lumi??re. Seulement quelques mois plus tard, Karl Schwarzschild trouv?? un solution de Einstein Les ??quations de champ, qui d??crit la d'un champ gravitationnel point de masse et une masse sph??rique. Quelques mois apr??s Schwarzschild, Johannes Droste, un ??tudiant de Hendrik Lorentz, ind??pendamment a la m??me solution pour la masse de points et a ??crit plus largement sur ses propri??t??s. Cette solution a un comportement particulier ?? ce qui est maintenant appel?? le Rayon de Schwarzschild, o?? il est devenu singulier, ce qui signifie que certains des termes dans les ??quations d'Einstein est devenu infini. La nature de cette surface ne ??tait pas tout ?? fait compris ?? l'??poque. En 1924, Arthur Eddington a montr?? que la singularit?? a disparu apr??s un changement de coordonn??es (voir Coordonn??es Eddington-Finkelstein), m??me se il a fallu attendre 1933 pour Georges Lema??tre se rendre compte que cela signifiait la singularit?? au rayon de Schwarzschild ??tait un non physique coordonner singularit??.
En 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calcul??, en utilisant la relativit?? restreinte, qu'un corps non tournante la mati??re ??lectronique d??g??n??r??e dessus d'une certaine masse limite (maintenant appel?? le Limite de Chandrasekhar ?? 1,4 masses solaires) n'a pas de solutions stables. Ses arguments ??taient oppos??s par beaucoup de ses contemporains comme Eddington et Lev Landau, qui a fait valoir que certains m??canisme encore inconnu pourrait arr??ter l'effondrement. Ils ??taient en partie raison: une naine blanche l??g??rement plus massive que la limite de Chandrasekhar va se effondrer dans un ??toile ?? neutrons, qui est lui-m??me stable en raison de la Principe d'exclusion de Pauli. Mais en 1939, Robert Oppenheimer et d'autres ont pr??dit que les ??toiles ?? neutrons ci-dessus environ trois masses solaires (la Limite d'Oppenheimer-Volkoff) se effondrerait dans les trous noirs pour les raisons pr??sent??es par Chandrasekhar, et a conclu qu'aucune loi de la physique ??tait susceptible d'intervenir et d'arr??ter au moins quelques ??toiles de se effondrer aux trous noirs.
Oppenheimer et ses co-auteurs ont interpr??t?? la singularit?? ?? la limite du rayon de Schwarzschild comme indiquant que ce ??tait la limite d'une bulle dans laquelle temps se est arr??t??. Ce est un point de vue pour les observateurs externes valide, mais pas pour infalling observateurs. En raison de cette propri??t??, les ??toiles effondr??es ont ??t?? appel??s ????toiles gel??s??, parce qu'un observateur ext??rieur verrait la surface de l'??toile fig?? dans le temps ?? l'instant o?? son effondrement prend ?? l'int??rieur du rayon de Schwarzschild.
Age d'Or
En 1958, David Finkelstein la surface identifi??e comme une Schwarzschild horizon des ??v??nements, "une membrane unidirectionnel parfaite: influences causales peuvent traverser dans une seule direction". Ce ne contredisait pas strictement les r??sultats de Oppenheimer, mais leur ??tendue pour inclure le point de vue de infalling observateurs. La solution de Finkelstein ??tendu la solution de Schwarzschild pour l'avenir des observateurs de tomber dans un trou noir. Un l'extension compl??te avait d??j?? ??t?? trouv?? par Martin Kruskal, qui a ??t?? invit?? ?? publier.
Ces r??sultats ont ??t?? obtenus au d??but de la ??ge d'or de la relativit?? g??n??rale, qui a ??t?? marqu??e par la relativit?? g??n??rale et les trous noirs deviennent sujets traditionnels de recherche. Ce processus a ??t?? aid?? par la d??couverte de pulsars en 1967, qui, en 1969, se sont r??v??l??s ??tre en rotation rapide les ??toiles ?? neutrons. Jusqu'?? ce moment, les ??toiles ?? neutrons, comme des trous noirs, ??taient consid??r??s comme des curiosit??s simplement th??oriques; mais la d??couverte des pulsars montr?? leur pertinence physique et stimul?? un int??r??t suppl??mentaire dans tous les types d'objets compacts qui pourraient ??tre form??s par effondrement gravitationnel.
En cette p??riode des solutions plus g??n??rales de trous noirs ont ??t?? trouv??s. En 1963, Roy Kerr trouv?? la solution exacte pour un trou noir en rotation. Deux ans plus tard, Ezra Newman a trouv?? la solution de r??volution pour un trou noir qui est ?? la fois rotatif et charg??e ??lectriquement . Gr??ce au travail de Werner Israel, Brandon Carter, et David Robinson du Th??or??me de calvitie est apparu, indiquant qu'une solution stationnaire du trou noir est compl??tement d??crit par les trois param??tres de la Kerr-Newman m??trique; masse , moment angulaire , et de charge ??lectrique .
Au d??but, il a ??t?? soup??onn?? que les caract??ristiques ??tranges des solutions de trous noirs ??taient artefacts pathologiques des conditions de sym??trie impos??es, et que les singularit??s ne appara??t pas dans des situations g??n??riques. Ce point de vue a eu lieu notamment en Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov, et Evgeny Lifshitz, qui a essay?? de prouver que aucun singularit??s apparaissent dans des solutions g??n??riques. Cependant, ?? la fin des ann??es 1960 Roger Penrose et Stephen Hawking a utilis?? des techniques mondiaux de prouver que singularit??s apparaissent g??n??rique.
Les travaux de James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter, et Hawking dans les ann??es 1970 ont conduit ?? la formulation de la thermodynamique des trous noirs. Ces lois d??crivent le comportement d'un trou noir en ??troite analogie avec le lois de la thermodynamique de masse relative ?? l'??nergie, zone ?? l'entropie , et gravit?? de surface ?? la temp??rature . L'analogie ??tait achev??e lorsque Hawking, en 1974, a montr?? que la th??orie quantique des champs pr??dit que les trous noirs devraient rayonner comme un corps noir avec une proportionnelle de temp??rature ?? la gravit?? du trou noir de surface.
Le terme "trou noir" a d'abord ??t?? utilis?? publiquement par John Wheeler lors d'une conf??rence en 1967. M??me se il est g??n??ralement cr??dit?? d'inventer l'expression, il a toujours insist?? sur le fait qu'il lui a ??t?? sugg??r?? par quelqu'un d'autre. La premi??re utilisation du terme est par un journaliste Ann Ewing dans son article ???? trous noirs ??dans l'espace", en date du 18 Janvier 1964, qui ??tait un rapport sur une r??union de la Association am??ricaine pour l'avancement des sciences. Apr??s l'utilisation de Wheeler du terme, il a ??t?? rapidement adopt?? en usage g??n??ral.
Propri??t??s et la structure
Le Th??or??me de calvitie stipule que, d??s qu'il atteint un ??tat stable apr??s la formation, un trou noir n'a que trois propri??t??s physiques ind??pendants: masse , de charge et moment angulaire . Les deux trous noirs qui partagent les m??mes valeurs pour ces propri??t??s, ou param??tres, sont indiscernables selon classiques (ce est ?? dire non quantique ) m??canique.
Ces propri??t??s sont sp??ciaux parce qu'ils sont visibles de l'ext??rieur d'un trou noir. Par exemple, un trou noir charg?? repousse autres charges comme comme tout autre objet charg??. De m??me, la masse totale ?? l'int??rieur d'une sph??re contenant un trou noir peut ??tre trouv?? en utilisant l'analogue gravitationnel de la loi de Gauss , le Masse ADM, loin du trou noir. De m??me, le moment angulaire peut ??tre mesur??e de loin loin en utilisant cadre tra??ner par le gravitomagnetic domaine.
Quand un objet tombe dans un trou noir, toute informations sur la forme de l'objet ou de la distribution de la charge sur elle est uniform??ment r??partie le long de l'horizon du trou noir, et est perdu pour les observateurs ext??rieurs. Le comportement de l'horizon dans cette situation est une syst??me dissipatif qui est tr??s analogue ?? celle d'une membrane ??lastique conductrice avec friction et la r??sistance ??lectrique -la paradigme de la membrane. Ceci est diff??rent des autres th??ories des champs comme l'??lectromagn??tisme, qui ne ont pas tout frottement ou de la r??sistivit?? ?? l'??chelle microscopique, car ils sont temps r??versible. Parce que un trou noir finalement atteint un ??tat stable avec seulement trois param??tres, il ne existe aucun moyen pour ??viter de perdre des informations sur les conditions initiales: les champs gravitationnels et ??lectriques d'un trou noir donnent tr??s peu d'informations sur ce qui se passait dans l'information qui est perdu. comprend toute quantit?? qui ne peut pas ??tre mesur??e loin de l'horizon du trou noir, y compris environ conserv?? nombres quantiques tels que le total nombre baryonique et Num??ro lepton. Ce comportement est si d??concertant qu'il a ??t?? appel?? le trou noir perte d'information de paradoxe.
Propri??t??s physiques
Les simples trous noirs ont une masse mais ni charge ??lectrique, ni de moment angulaire. Ces trous noirs sont souvent d??sign??s comme Schwarzschild trous noirs apr??s Karl Schwarzschild qui a d??couvert cette solution en 1916. Selon Le th??or??me de Birkhoff, ce est le seul solution de vide qui est ?? sym??trie sph??rique. Cela signifie qu'il n'y a pas de diff??rence observable entre le champ gravitationnel d'un tel trou noir et celle de tout autre objet sph??rique de m??me masse. La notion populaire d'un trou noir "aspirer tout" dans ses environs ne est correcte pr??s de l'horizon d'un trou noir; loin, le champ gravitationnel externe est identique ?? celle de tout autre organisme de la m??me masse.
Solutions d??crivant les trous noirs plus g??n??raux existent ??galement. Trous noirs charg??s sont d??crits par la Reissner-Nordstr??m m??trique, tandis que le M??trique de Kerr d??crit un trou noir en rotation. La plus g??n??rale solution stationnaire trou noir connu est le Trou noir de Kerr-Newman, qui d??crit un trou noir ?? la fois la charge et de moment angulaire.
Alors que la masse d'un trou noir peut prendre ne importe quelle valeur positive, la charge et le moment cin??tique sont limit??s par la masse. En Unit??s de Planck, la charge ??lectrique Q totale et le moment cin??tique J global devraient satisfaire
pour un trou noir de masse M. Les trous noirs saturant cette in??galit?? sont appel??s extr??mal. Solutions des ??quations d'Einstein qui violent cette in??galit?? existent, mais ils ne poss??dent pas un horizon des ??v??nements. Ces solutions ont dite singularit??s nues qui peuvent ??tre observ??s de l'ext??rieur, et sont donc consid??r??s comme non physique. Le Censure cosmique exclut la formation de ces singularit??s, quand ils sont cr????s par l'effondrement gravitationnel d' question r??aliste. Cela est confirm?? par des simulations num??riques.
En raison de la relativement grande force de la force ??lectromagn??tique , les trous noirs formant de l'effondrement des ??toiles devraient conserver la charge presque neutre de l'??toile. Rotation, cependant, devrait ??tre une caract??ristique commune des objets compacts. Le candidat trou noir binaire source de rayons X GRS 1915 + 105 semble avoir un moment angulaire proche de la valeur maximale autoris??e.
| Classe | Masse | Taille |
|---|---|---|
| Un trou noir supermassif | ~ 10 5 -10 9 M Sun | ~ 0,001 ?? 10 UA |
| Trou noir de masse interm??diaire | ~ 10 3 M Sun | 10 ~ 3 km ≈ R Terre |
| Trou noir stellaire | ~ 10 M Sun | ~ 30 km |
| Micro trou noir | jusqu'?? ~ M Lune | jusqu'?? ~ 0,1 mm |
Les trous noirs sont g??n??ralement class??s en fonction de leur masse, ind??pendante de l'??lan angulaire J ou ??lectrique charge Q. La taille d'un trou noir, tel que d??termin?? par le rayon de l'horizon des ??v??nements, ou Rayon de Schwarzschild, est ?? peu pr??s proportionnelle ?? la masse M par
o?? r sh est le rayon de Schwarzschild et M est le Sun masse du Soleil Cette relation ne est exacte que pour les trous noirs avec une charge nulle et le moment cin??tique; pour plus de trous noirs g??n??rale, on peut diff??rer d'un facteur de deux.
Event horizon
 Loin du trou noir une particule peut se d??placer dans ne importe quelle direction, comme illustr?? par l'ensemble des fl??ches. Il est seulement limit?? par la vitesse de la lumi??re. |
 Plus pr??s du trou noir l'espace-temps commence ?? se d??former. Il ya plusieurs chemins qui vont vers le trou noir de chemins qui se ??loignent. |
 A l'int??rieur de l'horizon des ??v??nements tous les chemins mettre la particule plus pr??s du centre du trou noir. Il ne est plus possible de la particule de se ??chapper. |
La caract??ristique d'un trou noir est l'apparition d'un ??v??nement horizon une limite dans l'espace-temps ?? travers laquelle la mati??re et la lumi??re ne peut passer vers l'int??rieur vers la masse du trou noir. Rien, pas m??me la lumi??re, ne peut ??chapper ?? l'int??rieur de l'horizon des ??v??nements. L'horizon d'??v??nement est appel?? en tant que telle parce que si un ??v??nement se produit dans les limites, les informations de cet ??v??nement ne peut pas atteindre un observateur ext??rieur, ce qui rend impossible de d??terminer si un tel ??v??nement se est produit.
Comme pr??dit par la relativit?? g??n??rale, la pr??sence d'une masse d??forme l'espace-temps de mani??re ?? ce que les chemins emprunt??s par les particules pli vers la masse. A l'horizon d'??v??nement d'un trou noir, cette d??formation devient si forte qu'il n'y a pas chemins qui m??nent loin du trou noir.
Pour un observateur distant, horloges ?? proximit?? d'un trou noir semblent cocher plus lentement que ceux qui sont plus loin du trou noir. En raison de cet effet, connu sous le nom gravitationnelle dilatation du temps, un objet tombant dans un trou noir semble ralentir ?? l'approche de l'horizon des ??v??nements, prenant un temps infini pour l'atteindre. Dans le m??me temps, tous les processus sur cet objet ralentissent, pour un observateur ext??rieur fixe, provoquant la lumi??re ??mise apparaisse plus rouge et le gradateur, un effet connu comme redshift gravitationnel. Finalement, ?? un point juste avant qu'il ne atteigne l'horizon des ??v??nements, l'objet qui tombe devient si faible qu'il ne peut plus ??tre vu.
D'autre part, un observateur de tomber dans un trou noir ne remarque pas un de ces effets comme il traverse l'horizon des ??v??nements. Selon sa propre horloge, il traverse l'horizon d'??v??nements apr??s un temps fini sans noter tout comportement singulier. En particulier, il est incapable de d??terminer exactement quand il le traverse, comme il est impossible de d??terminer l'emplacement de l'horizon des ??v??nements ?? partir d'observations locales.
La forme de l'horizon des ??v??nements d'un trou noir est toujours ?? peu pr??s sph??rique. Pour (statiques) trous noirs non rotatifs la g??om??trie est pr??cis??ment sph??rique, tandis que pour les trous noirs en rotation la sph??re est un peu aplatie.
Singularit??
Au centre d'un trou noir comme d??crit par la relativit?? g??n??rale se trouve une singularit?? gravitationnelle, une r??gion o?? la courbure de l'espace-temps devient infinie. Pour un trou noir non rotatif, cette r??gion prend la forme d'un seul point et pour un trou noir en rotation, il est enduit pour former un singularit?? anneau situ?? dans le plan de rotation. Dans les deux cas, la r??gion singuli??re a z??ro volume. Il peut ??galement ??tre d??montr?? que la r??gion singuli??re contient toute la masse de la solution de trou noir. La r??gion singuli??re peut donc ??tre consid??r?? comme ayant infinie densit?? .
Les observateurs de tomber dans un trou noir de Schwarzschild (non rotatif) et aucune accusation ne peuvent pas ??viter d'??tre transport?? dans la singularit??, une fois qu'ils traversent l'horizon des ??v??nements. Ils peuvent prolonger l'exp??rience en acc??l??rant loin de ralentir leur descente, mais seulement jusqu'?? un certain point; apr??s avoir atteint une certaine vitesse id??ale, il est pr??f??rable de chute libre le reste de la mani??re. Quand ils atteignent la singularit??, ils sont ??cras??s ?? la densit?? infinie et leur masse est ajout?? au total du trou noir. Avant que cela arrive, ils ont ??t?? d??chir??es par la culture les forces de mar??e dans un processus parfois appel??s Spaghettification ou l '??effet de nouilles??.
Dans le cas d'une charge (Reissner-Nordstr??m) ou en rotation (Kerr) trou noir, il est possible d'??viter la singularit??. L'extension de ces solutions autant que possible r??v??le la possibilit?? hypoth??tique de sortir du trou noir dans un espace-temps diff??rent avec le trou noir comme un acteur trou de ver. La possibilit?? de voyager dans un autre univers ne est cependant que th??orique, car toute perturbation va d??truire cette possibilit??. Il semble ??galement possible de suivre courbes de type temps ferm??es (remontant ?? son propre pass??) autour de la singularit?? Kerr, qui conduisent ?? des probl??mes avec la causalit?? comme le grand-p??re paradoxe. Il est pr??vu qu'aucun de ces effets particuliers serait survivre dans un traitement quantique correcte de rotation et des trous noirs charg??s.
L'apparition de singularit??s dans la relativit?? g??n??rale est commun??ment per??u comme signalant la r??partition de la th??orie. Cette r??partition, cependant, est pr??vu; il se produit dans une situation o?? les effets quantiques devraient d??crire ces actions en raison de la densit?? extr??mement ??lev??e et par cons??quent, des interactions de particules. ?? ce jour, il n'a pas ??t?? possible de combiner quantique et effets gravitationnels dans une seule th??orie, bien qu'il existe des tentatives pour formuler une telle th??orie de la gravit?? quantique. On se attend g??n??ralement qu'une telle th??orie ne figurera pas des singularit??s.
sph??re de Photon
La sph??re de photons est une limite sph??rique d'??paisseur nulle de telle sorte que les photons se d??pla??ant le long des tangentes ?? la sph??re sera pris au pi??ge dans une orbite circulaire. Pour les non-trous noirs en rotation, la sph??re de photons a un rayon de 1,5 fois le rayon de Schwarzschild. Les orbites sont dynamiquement instable, donc toute petite perturbation (comme une particule de mati??re infalling) va cro??tre au fil du temps, soit la mise sur une trajectoire vers l'ext??rieur se ??chapper du trou noir ou une spirale vers l'int??rieur de franchir finalement l'horizon des ??v??nements.
Tandis que la lumi??re peut encore ??chapper ?? l'int??rieur de la sph??re des photons, toute la lumi??re qui traverse la sph??re des photons sur une trajectoire entrant sera captur??e par le trou noir. Ainsi, toute lumi??re atteignant un observateur ext??rieur ?? partir de l'int??rieur de la sph??re des photons doit avoir ??t?? ??mis par des objets ?? l'int??rieur de la sph??re de photons mais toujours en dehors de l'horizon des ??v??nements.
Autre objets compacts, tels que les ??toiles ?? neutrons, peuvent aussi avoir des sph??res de photons. Cela d??coule du fait que le champ gravitationnel d'un objet ne d??pend pas de sa taille r??elle, donc ne importe quel objet qui est plus petit que 1,5 fois le rayon de Schwarzschild correspondant ?? sa masse sera en effet avoir une sph??re des photons.
Ergosph??re
Trous noirs en rotation sont entour??s par une r??gion de l'espace-temps dans lequel il est impossible de rester immobile, appel?? le ergosph??re. Ce est le r??sultat d'un processus connu sous le nom frame-glisser; relativit?? g??n??rale pr??dit que toute masse en rotation aura tendance ?? ??glisser?? l??g??rement le long de la l'espace-temps qui l'entoure imm??diatement. Tout objet pr??s de la masse en rotation aura tendance ?? commencer ?? bouger dans le sens de rotation. Pour un trou noir en rotation, cet effet devient si forte pr??s de l'horizon d'??v??nement qu'un objet devrait se d??placer plus vite que la vitesse de la lumi??re dans la direction oppos??e ?? juste rester immobile.
Le ergosph??re d'un trou noir est d??limit??e par la (externe) horizon des ??v??nements ?? l'int??rieur et un sph??ro??de aplati, qui co??ncide avec l'horizon des ??v??nements aux p??les et est sensiblement plus large autour de l'??quateur. La limite ext??rieure est parfois appel?? le ergosurface.
Objets et rayonnement peuvent ??chapper normalement du ergosph??re. ?? travers le Processus de Penrose, objets peut sortir de la ergosph??re avec plus d'??nergie qu'ils sont entr??s. Cette ??nergie provient de l'??nergie du trou noir en rotation l'amenant ?? se ralentir.
Formation et ??volution
Compte tenu de la nature exotique des trous noirs, il peut ??tre naturelle ?? se demander si ces objets bizarres pourraient exister dans la nature ou de sugg??rer qu'ils ne sont que des solutions pathologiques ?? des ??quations d'Einstein. Einstein lui-m??me pensait ?? tort que les trous noirs ne feraient pas, parce qu'il a jug?? que le moment angulaire de particules effondrement se stabiliserait leur mouvement ?? un rayon. Cela a conduit la communaut?? de la relativit?? g??n??rale de rejeter tous les r??sultats contraires pendant de nombreuses ann??es. Cependant, une minorit?? de relativistes a continu?? ?? soutenir que les trous noirs sont des objets physiques, et ?? la fin des ann??es 1960, ils avaient persuad?? la majorit?? des chercheurs dans le domaine qu'il n'y a aucun obstacle ?? la formation d'un horizon des ??v??nements.
Une fois que se forme un horizon d'??v??nement, Penrose a prouv?? que une singularit?? formera quelque part ?? l'int??rieur. Peu de temps apr??s, Hawking a montr?? que de nombreuses solutions cosmologiques d??crivant le Big Bang ont singularit??s sans champs scalaires ou autres mati??res exotiques (voir Penrose-Hawking Les th??or??mes de singularit??). Le Solution Kerr, le Th??or??me de calvitie et les lois de la thermodynamique des trous noirs ont montr?? que les propri??t??s physiques des trous noirs ??taient simple et compr??hensible, ce qui les rend sujets respectables pour la recherche. Le processus de formation principal pour les trous noirs devrait ??tre le effondrement gravitationnel d'objets lourds tels que des ??toiles, mais il ya aussi des processus plus exotiques qui peuvent conduire ?? la production de trous noirs.
Effondrement gravitationnel
Effondrement gravitationnel se produit lorsqu'un objet INTERNE la pression est insuffisante pour r??sister propre gravit?? de l'objet. Pour les ??toiles cela se produit g??n??ralement soit parce qu'une ??toile a trop peu de ??carburant?? ?? gauche pour maintenir sa temp??rature ?? travers nucl??osynth??se stellaire, ou parce qu'une ??toile qui aurait ??t?? stable re??oit la mati??re suppl??mentaire dans une mani??re qui ne soul??ve pas de sa temp??rature de base. Dans les deux cas la temp??rature de l'??toile ne est plus suffisamment ??lev?? pour emp??cher de se effondrer sous son propre poids. L'effondrement peut ??tre arr??t?? par la pression de d??g??n??rescence des mandants de l'??toile, la question de condensation dans un exotique ??tat plus dense. Le r??sultat est l'un des divers types de ??toile compacte. Le type d'??toile compacte form??e d??pend de la masse du r??sidu-la question qui reste apr??s les couches ext??rieures ont ??t?? emport??s, comme d'une supernova explosion ou par des pulsations menant ?? une n??buleuse plan??taire . Notez que cette masse peut ??tre sensiblement moins que les ??toiles-restes initiales de plus de 5 masses solaires sont produites par des ??toiles qui ??taient plus de 20 masses solaires avant l'effondrement.
Si la masse du r??sidu d??passe environ 3-4 masses solaires (la Limite d'Oppenheimer-Volkoff) -soit parce que l'??toile d'origine ??tait tr??s lourd, soit parce que le reste a recueilli une masse suppl??mentaire par accr??tion de mati??re-m??me la pression de d??g??n??rescence des neutrons est insuffisante pour arr??ter l'effondrement. Aucun m??canisme connu (sauf la pression de d??g??n??rescence ??ventuellement quark, voir quark ??toiles) est assez puissant pour arr??ter l'implosion et l'objet va in??vitablement se effondrer pour former un trou noir.
La chute gravitationnelle des ??toiles lourds est suppos?? ??tre responsable de la formation de trous noirs de masse stellaire. La formation d'??toiles dans l'univers primitif peut avoir entra??n?? ??toiles tr??s massives, qui, apr??s leur effondrement aurait produites trous noirs de 3 jusqu'?? 10 masses solaires. Ces trous noirs pourraient ??tre les graines des trous noirs supermassifs trouv??s dans les centres de la plupart des galaxies.
Alors que la plupart de l'??nergie lib??r??e lors de l'effondrement gravitationnel est ??mise tr??s rapidement, un observateur ext??rieur ne voit pas vraiment la fin de ce processus. M??me si l'effondrement prend un temps fini de la cadre de la mati??re infalling de r??f??rence, un observateur distant voit le mat??riau infalling lente et arr??ter juste au-dessus de l'horizon de l'??v??nement, en raison de gravitationnelle dilatation du temps. Lumi??re de la mati??re se effondrer prend plus de temps et plus de temps ?? atteindre l'observateur, ?? la lumi??re ??mise juste avant les formes d'horizon d'??v??nement est retard?? d'un temps infini. Ainsi l'observateur ext??rieur ne voit jamais la formation de l'horizon des ??v??nements; ?? la place, le mat??riau se effondrer semble devenir de plus en plus d'intensit?? et d??cal??e vers le rouge, ??ventuellement se estomper.
Trous noirs primordiaux dans le Big Bang
Effondrement gravitationnel n??cessite une grande densit??. Dans l'??poque actuelle de l'univers ces fortes densit??s ne se trouvent que dans les ??toiles, mais dans l'univers primitif peu de temps apr??s les Big Bang densit??s ??taient beaucoup plus grande, permettant ??ventuellement ?? la cr??ation de trous noirs. La haute densit?? ne est pas suffisant pour permettre la formation de trous noirs depuis une distribution de masse uniforme ne permettra pas la masse ?? tasser. Dans le but de trous noirs primordiaux pour former dans un tel milieu dense, il doit y avoir perturbations de densit?? initiales qui peuvent ensuite se d??velopper sous leur propre gravit??. Diff??rents mod??les pour l'univers primitif varient largement dans leurs pr??dictions de la taille de ces perturbations. Diff??rents mod??les pr??voient la cr??ation de trous noirs, allant d'une Masse de Planck ?? des centaines de milliers de masses solaires. Trous noirs primordiaux pourraient ainsi tenir compte de la cr??ation de tout type de trou noir.
Collisions ?? haute ??nergie
Effondrement gravitationnel ne est pas le seul processus qui pourraient cr??er des trous noirs. En principe, les trous noirs pourraient ??tre form??s dans de haute ??nergie collisions qui permettent d'atteindre une densit?? suffisante. En 2002, aucun de ces ??v??nements ont ??t?? d??tect??s, soit directement, soit indirectement, comme une d??ficience de l'??quilibre de masse dans exp??riences de l'acc??l??rateur de particules. Cela donne ?? penser qu'il doit y avoir une limite inf??rieure pour la masse des trous noirs. Th??oriquement, cette limite devrait se situer autour de la Masse de Planck (m P = √ ?? c / ≈ 1,2 G ?? 10 19 GeV / c 2 ≈ 2,2 ?? 10 -8 kg), o?? sont attendus les effets quantiques pour invalider les pr??dictions de la relativit?? g??n??rale. Cela mettrait la cr??ation de trous noirs fermement hors de la port??e de tout processus de haute ??nergie se produisant sur ou pr??s de la Terre. Toutefois, certains d??veloppements dans la gravit?? quantique sugg??rent que la masse de Planck pourrait ??tre beaucoup plus faible: certains braneworld sc??narios par exemple mis la fronti??re aussi bas que 1 TeV / c 2. Il serait ainsi envisageable pour micros trous noirs ?? ??tre cr????s dans les collisions ?? haute ??nergie se produisent quand les rayons cosmiques frappent l'atmosph??re de la Terre, ou ??ventuellement dans le nouveau Large Hadron Collider CERN. Pourtant, ces th??ories sont tr??s sp??culative, et la cr??ation de trous noirs dans ces processus est jug??e peu probable par de nombreux sp??cialistes. M??me si des micro trous noirs devraient ??tre form??s dans ces collisions, il est pr??vu qu'ils se ??vaporer dans environ 10 -25 secondes, posant aucune menace pour la Terre.
Croissance
Une fois un trou noir se est form??, il peut continuer ?? cro??tre en absorbant la mati??re suppl??mentaire. Tout trou noir continuellement absorber gaz et poussi??re interstellaire de ses environs directs et omnipr??sente rayonnement de fond cosmologique. Ce est le principal processus par lequel les trous noirs supermassifs semblent avoir augment??. Un processus similaire a ??t?? sugg??r??e pour la formation de trous noirs de masse interm??diaire dans les amas globulaires .
Une autre possibilit?? est d'un trou noir de fusionner avec d'autres objets tels que des ??toiles ou m??me d'autres trous noirs. Ce est pens?? pour avoir ??t?? important, surtout pour le d??veloppement pr??coce de trous noirs supermassifs, qui aurait form?? de la coagulation de nombreux petits objets. Le processus a ??galement ??t?? propos?? que l'origine de certaines interm??diaire trous noirs de masse.
??vaporation
En 1974, Hawking a montr?? que les trous noirs ne sont pas enti??rement noir, mais ??mettent de petites quantit??s de rayonnement thermique; un effet qui est devenu connu comme le rayonnement de Hawking . En appliquant la th??orie quantique des champs ?? une statique fond de trou noir, il a d??termin?? qu'un trou noir devrait ??mettre des particules dans une parfaite noir spectre du corps. Depuis la publication de Hawking, beaucoup d'autres ont v??rifi?? le r??sultat par diff??rentes approches. Si la théorie de Hawking de rayonnement du trou noir est correcte, alors les trous noirs devraient diminuer au fil du temps et évaporer parce qu'ils perdent de la masse par l'émission de photons et autres particules. La température de ce spectre thermique ( température Hawking ) est proportionnelle à la gravité de surface du trou noir, qui, pour un trou noir de Schwarzschild, est inversement proportionnelle à la masse. Ainsi, de grands trous noirs émettent moins de radiations que les petits trous noirs.
Un trou noir stellaire d'une masse solaire a une température d'environ 100 Hawking nanokelvins. Cela est beaucoup moins que la température de 2,7 K fond diffus cosmologique rayonnement. Trous noirs de masse stellaire ou plus reçoivent plus de masse à partir du fond diffus cosmologique qu'ils émettent par rayonnement Hawking et donc va croître au lieu de psy. Pour avoir une température supérieure à 2.7 Hawking K (et être capable de s'évaporer), un trou noir doit avoir moins de masse que la Lune . Un tel trou noir aurait un diamètre de moins d'un dixième de millimètre.
Si un trou noir est très faible sont attendus les effets des rayonnements à devenir très fort. Même un trou noir qui est lourd par rapport à un être humain serait s'évaporer en un instant. Un trou noir le poids d'une voiture aurait un diamètre d'environ 10 -24 m et prendre une nanoseconde pour évaporer, période pendant laquelle il aurait brièvement une luminosité plus de 200 fois celle du Soleil Trous noirs de faible masse sont attendus pour évaporer encore plus vite; par exemple, un trou noir de masse 1 TeV / c 2 prendrait moins de 10 -88 secondes pour faire évaporer complètement. Pour un si petit trou noir, sont attendus les effets de la gravitation quantique à jouer un rôle important et pourrait même-bien que les développements actuels dans la gravité quantique ne signifie pas que l'on hypothétiquement faire un si petit trou noir stable.
Les donn??es d'observation
Par leur nature m??me, les trous noirs ne ??mettent pas directement tous les signaux autres que le rayonnement de Hawking hypoth??tique; puisque le rayonnement de Hawking pour un trou noir astrophysique est prévu pour être très faible, ce qui rend impossible de détecter directement astrophysiques trous noirs de la Terre. Une exception possible à la radiation Hawking étant faible est la dernière étape de l'évaporation de la lumière (primordiaux) trous noirs; Recherches pour de tels éclairs, dans le passé ont échoué et fournir des limites strictes sur la possibilité de l'existence de trous noirs primordiaux lumière. NASA Fermi Gamma-ray Space Telescope lancé en 2008 se poursuivra la recherche de ces éclairs.
Les astrophysiciens à la recherche de trous noirs ont donc compter sur des observations indirectes. L'existence d'un trou noir peut parfois être déduite en observant ses interactions gravitationnelles avec son environnement. Un projet dirigé par le MIT Haystack Observatory tente d'observer l'horizon d'événement d'un trou noir directement. Les premiers résultats sont encourageants.
Accrétion de matière
En raison de la conservation du moment angulaire , le gaz de tomber dans le gravitationnel ainsi créé par un objet massif typiquement former une structure en forme de disque autour de l'objet. Frottement à l'intérieur du disque provoque moment angulaire d'être transporté vers l'extérieur, permettant question à tomber davantage vers l'intérieur, en libérant l'énergie potentielle et l'augmentation de la température du gaz. Dans le cas de objets compacts comme des naines blanches , étoiles à neutrons et les trous noirs, le gaz dans les régions intérieures devient tellement chaude qu'elle émet de grandes quantités de rayonnement (principalement des rayons X), qui peut être détecté par les télescopes. Ce processus d'accrétion est l'un des processus de production d'énergie les plus efficaces connus; jusqu'à 40% de la masse au repos de la matière accumulée peut être émis en rayonnement. (Dans la fusion nucléaire seulement environ 0,7% de la masse reste sera émis sous forme d'énergie.) Dans de nombreux cas, disques d'accrétion sont accompagnés de jets relativistes émis le long des poteaux, qui emportent beaucoup de l'énergie. Le mécanisme de la création de ces jets est actuellement mal comprise.
En tant que tel nombre de phénomènes plus énergiques de l'univers ont été attribués à l'accrétion de matière sur les trous noirs. En particulier, noyaux actifs de galaxies et quasars sont soupçonnés d'être les disques d'accrétion des trous noirs supermassifs. De même, binaires X sont généralement acceptées pour être étoiles binaires systèmes dans lesquels l'un des deux étoiles est un objet compact accrétion question de son compagnon. Il a également été suggéré que certaines sources de rayons X ultralumineuses peuvent être les disques d'accrétion de trous noirs de masse intermédiaire.
Binaires X
Binaires X sont étoiles binaires systèmes qui sont lumineuse dans la partie X-ray du spectre. Ces émissions de rayons X sont généralement pensés pour être causé par l'une des stars de composants étant une question objet compact accrétion de l'autre étoile (régulière). La présence d'une étoile ordinaire dans un tel système offre une occasion unique pour l'étude de l'objet central et déterminer si elle pourrait être un trou noir.
Si un tel système émet des signaux qui peuvent être directement remonter à l'objet compact, il ne peut pas être un trou noir. L'absence d'un tel signal ne cependant pas exclure la possibilité que l'objet compact est une étoile à neutrons. En étudiant l'étoile compagnon, il est souvent possible d'obtenir les paramètres de l'orbite du système et d'obtenir une estimation de la masse de l'objet compact. Si cela est beaucoup plus grande que la limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff (qui est, la masse maximale d'une étoile à neutrons peut avoir avant de se effondrer) alors l'objet ne peut pas être une étoile à neutrons et est généralement prévu pour être un trou noir.
Le premier candidat pour un trou noir, Cygnus X-1, a été découvert dans cette façon par Charles Thomas Bolton, Louise Webster et Paul Murdin en 1972. Certains de doute, cependant, est resté en raison des incertitudes résultant de l'étoile compagnon étant beaucoup plus lourd que le trou noir de candidat. Actuellement, de meilleurs candidats pour les trous noirs se trouvent dans une classe de binaires X dits mous transitoires X-ray. Dans cette classe de système l'étoile compagnon est relativement faible masse permettant des estimations plus précises de la masse du trou noir. En outre, ces systèmes ne sont actives que dans les rayons X pendant plusieurs mois une fois tous les 10-50 ans. Au cours de la période de faible émission de rayons X (appelée quiescence), le disque d'accrétion est extrêmement faible permettant une observation détaillée de l'étoile compagnon au cours de cette période. Une des meilleures de ces candidats est v404 Cyg.
Quiescence et le flux d'accrétion advection dominé
La faiblesse du disque d'accrétion au cours quiescence est soupçonnée d'être causées par le flux entrant dans un mode appelé un flux d'accrétion advection-dominé (ADAF). Dans ce mode, presque toute l'énergie produite par le frottement sur ??????le disque est balayé avec le flux au lieu d'rayonnée loin. Si ce modèle est correct, alors il fait preuve qualitative solide pour la présence d'un horizon des événements. Parce que, si l'objet au centre du disque avait une surface solide, il serait émettent de grandes quantités de rayonnement que le gaz très énergique frappe la surface, un effet qui est observée pour les étoiles à neutrons dans un état ??????similaire.
Oscillations quasi-périodiques
L'émission de rayons X à partir de disques d'accrétion scintille parfois à certaines fréquences. Ces signaux sont appelés oscillations quasi-périodiques et sont censés être causée par un matériau se déplaçant le long du bord intérieur du disque d'accumulation (l'orbite circulaire stable la plus interne). En tant que tels leur fréquence est liée à la masse de l'objet compact. Ils peuvent donc être utilisés comme une alternative pour déterminer la masse des trous noirs potentiels.
Noyaux galactiques
Les astronomes utilisent le terme " de galaxie active »pour décrire les galaxies avec des caractéristiques inhabituelles, comme inhabituelle émission de la raie spectrale et l'émission de radio très forte. Les études théoriques et observationnelles ont montré que l'activité dans ces noyaux actifs de galaxies (AGN) peut être expliquée par la présence de trous noirs supermassifs. Les modèles de ces AGN sont constitués d'un trou noir central qui peut être des millions ou des milliards de fois plus massives que le Soleil ; un disque de gaz et de poussière appelé un disque d'accrétion; et deux jets qui sont perpendiculaires au disque d'accrétion.
Bien que les trous noirs supermassifs sont censés être trouvé dans la plupart AGN, les noyaux de galaxies seulement certains ont été plus soigneusement étudiée dans des tentatives à la fois d'identifier et de mesurer les masses réelles des candidats supermassifs de trou noir central. Certains des galaxies les plus notables avec supermassifs candidats trous noirs comprennent la galaxie d'Andromède , M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, et la galaxie du Sombrero.
Il est maintenant largement admis que le centre de presque toutes les galaxies, et pas seulement les actifs, contient un trou noir supermassif. La corrélation observation étroite entre la masse de ce trou et la dispersion de vitesse de de la galaxie hôte du renflement, connu comme le rapport M-sigma, suggère fortement un lien entre la formation du trou noir et la galaxie elle-même.
Actuellement, la meilleure preuve d'un trou noir supermassif provient de l'étude de la bonne mouvement des étoiles près du centre de notre propre Voie Lactée . Depuis 1995, les astronomes ont suivi le mouvement de 90 étoiles dans une région appelée Sagittarius A *. En adaptant leur mouvement à orbites de Kepler, ils ont pu déduire en 1998 que 2,6 millions de masses solaires doivent être contenues dans un volume avec un rayon de 0,02 années-lumière. Depuis lors, l'une des stars-disant S2-a complété une orbite complète. D'après les données orbitale ils étaient en mesure de placer de meilleurs contraintes sur la masse et la taille de l'objet causant le mouvement orbital d'étoiles dans le Sagittarius A * de la région, estimant qu'il ya une masse sphérique de 4,3 millions de masses solaires contenue dans un rayon de moins de 0,002 années-lumière. Bien que ce soit plus de 3000 fois le rayon de Schwarzschild correspondant à cette masse, il est au moins compatible avec l'objet central étant un trou noir supermassif, et aucun "pôle réaliste [des étoiles] est physiquement tenable".
Effets de la forte gravité
Une autre façon que la nature du trou noir d'un objet peut être testé à l'avenir est à travers l'observation des effets causés par la forte gravité dans leur voisinage. Un tel effet est lentille gravitationnelle: La déformation de l'espace-temps autour d'un objet massif provoque rayons lumineux déviés peu comme la lumière passant à travers une optique lentille. Les observations ont été faites de la faiblesse de lentille gravitationnelle, dans lequel les rayons lumineux sont déviés par seulement quelques-uns secondes d'arc. Cependant, il n'a jamais été directement observée pour un trou noir. Une possibilité pour l'observation de lentille gravitationnelle par un trou noir serait d'observer les étoiles en orbite autour du trou noir. Il ya plusieurs candidats pour une telle observation en orbite autour de Sagittarius A *.
Une autre option serait l'observation directe des ondes gravitationnelles produites par un objet tombant dans un trou noir, par exemple un objet compact tomber dans un trou noir supermassif par un rapport de masse Inspiral extrême. Correspondant à la forme d'onde observée aux prédictions de la relativité générale permettrait des mesures de précision de la masse et du moment angulaire de l'objet central, tandis que dans le même temps à tester la relativité générale. Ces types d'événements sont une cible primaire pour le projet Laser Interferometer Space Antenna.
Alternatives
La preuve pour les trous noirs stellaires repose fortement sur ??????l'existence d'une limite supérieure pour la masse d'une étoile à neutrons. La taille de cette limite dépend fortement des hypothèses faites sur les propriétés de la matière dense. Nouveaux exotiques phases de la matière pourraient pousser jusqu'à cette borne. Une phase de libres quarks à haute densité pourrait permettre l'existence de denses étoiles de quarks, et certains modèles supersymétriques prédire l'existence de Q étoiles. Certaines extensions du modèle standard postulent l'existence de preons que blocs de construction fondamentaux des quarks et des leptons, qui pourrait hypothétiquement former étoiles Preon. Ces modèles hypothétiques pourraient expliquer un certain nombre d'observations stellaires de candidats trous noirs. Cependant, il peut être démontré à partir des arguments généraux en relativité générale que tout tel objet aura une masse maximale.
Depuis la densité moyenne d'un trou noir à l'intérieur de son rayon de Schwarzschild est inversement proportionnelle au carré de sa masse, trous noirs supermassifs sont beaucoup moins dense que les trous noirs stellaires (la densité moyenne de 10 8 solaire trou noir de masse est comparable à celle de l'eau ). Par conséquent, la physique de la matière formant un trou noir supermassif est beaucoup mieux comprises et les explications alternatives possibles pour supermassifs observations de trous noirs sont beaucoup plus terre à terre. Par exemple, un trou noir supermassif pourrait être modélisé par un grand groupe d'objets très sombres. Toutefois, ces solutions de rechange ne ??????sont généralement pas assez stable pour expliquer les supermassifs candidats trous noirs.
La preuve pour les trous noirs stellaires et supermassifs implique que, pour que les trous noirs ne pas former, la relativité générale doit échouer en tant que théorie de la gravité, peut-être en raison de l'apparition de la mécanique quantique corrections. Une caractéristique très attendu d'une théorie de la gravité quantique est qu'il ne figurera pas singularités ou horizons d'événements (et donc pas de trous noirs). Au cours des dernières années, beaucoup d'attention a été attirée par le modèle de fuzzball dans la théorie des cordes . Basé sur des calculs dans des situations spécifiques dans la théorie des cordes, la proposition suggère que génériquement les états individuels d'une solution de trou noir ne disposent pas d'un horizon ou singularité événement, mais que pour un observateur classique / semi-classique de la moyenne statistique de ces États ne semble tout comme un trou noir ordinaire en relativité générale.
Questions ouvertes
Entropie et de la thermodynamique
En 1971, Hawking a montré dans des conditions générales que la superficie totale des horizons d'événements de toute collection de trous noirs classiques ne peut jamais diminuer, même si elles entrent en collision et fusionnent. Ce résultat, maintenant connu comme le deuxième loi de mécanique de trou noir, est remarquablement similaire à la deuxième loi de la thermodynamique , qui stipule que le total entropie d'un système ne peut jamais diminuer. Comme pour les objets classiques au zéro absolu de température, on a supposé que les trous noirs avaient entropie nulle. Si tel était le cas, la deuxième loi de la thermodynamique serait violé par la matière d'entropie chargé entrer dans un trou noir, résultant en une diminution de l'entropie totale de l'univers. Par conséquent, Bekenstein proposé qu'un trou noir devrait avoir une entropie, et qu'il devrait être proportionnel à sa zone d'horizon.
Le lien avec les lois de la thermodynamique a été renforcée par la découverte de Hawking que la théorie quantique des champs prédit qu'un trou noir rayonne rayonnement du corps noir à une température constante. Cela provoque apparemment une violation de la deuxième loi de la mécanique de trou noir, puisque le rayonnement emportera l'énergie du trou noir amenant à se rétrécir. Le rayonnement, porte cependant aussi loin entropie, et il peut être prouvé sous des hypothèses générales que la somme de l'entropie de la question entourant un trou noir et un quart de la superficie de l'horizon, telle que mesurée dans les unités de Planck est en fait toujours croissante. Cela permet la formulation de la première loi de mécanique de trou noir comme un analogue de la première loi de la thermodynamique , avec l'action de masse comme l'énergie, la gravité de surface que la température et la région comme l'entropie.
Une caractéristique déroutante est que l'entropie d'un trou noir évolue avec sa zone plutôt que par son volume, car l'entropie est normalement une quantité extensive qui évolue linéairement avec le volume du système. Cette propriété étrange conduit Gerard 't Hooft et Leonard Susskind de proposer la principe holographique, ce qui suggère que tout ce qui se passe dans un volume de l'espace-temps peut être décrit par des données sur la limite de ce volume.
Bien que la relativité générale peut être utilisée pour effectuer un calcul semi-classique de trou noir entropie, cette situation est théoriquement insatisfaisant. Dans la mécanique statistique , l'entropie est entendu que de compter le nombre de configurations microscopiques d'un système qui ont les mêmes qualités macroscopiques (telles que la masse , la charge, la pression, etc.). Sans une théorie satisfaisante de la gravitation quantique, on ne peut pas effectuer un tel calcul pour les trous noirs. Certains progrès ont été réalisés dans diverses approches de la gravité quantique. En 1995, Andrew Strominger et Cumrun Vafa ont montré que le comptage des micro-spécifique d'un supersymétrique trou noir dans la théorie des cordes reproduit l'entropie Bekenstein-Hawking. Depuis lors, des résultats similaires ont été rapportés pour différents trous noirs à la fois à la théorie des cordes et dans d'autres approches de la gravité quantique comme gravitation quantique à boucles.
la perte de l'information paradoxe
| Est des informations physiques perdu dans les trous noirs? |
Parce que un trou noir n'a que quelques paramètres internes, la plupart des informations à propos de la question qui est entré dans la formation du trou noir est perdu. Il n'a pas d'importance si elle est formée à partir d'ensembles ou des chaises télévision, à la fin du trou noir ne se souvient que la masse totale, charge, et du moment angulaire. Tant que les trous noirs ont été pensés pour persister à jamais cette perte d'information est pas que problématique, car l'information peut être considéré comme existant à l'intérieur du trou noir, inaccessible de l'extérieur. Cependant, les trous noirs évaporer lentement en émettant le rayonnement de Hawking . Ce rayonnement ne semble pas porter aucune information détaillée sur la substance qui a formé le trou noir, ce qui signifie que cette information semble être disparu à jamais.
Pendant longtemps, la question de savoir si l'information est vraiment perdu dans les trous noirs (le trou informations paradoxe noir) a divisé la communauté de la physique théorique (voir Thorne-Hawking-Preskill pari). En mécanique quantique, la perte de l'information correspond à la violation de la propriété vitale appelée unitarité, qui a à voir avec la conservation de la probabilité. Il a fait valoir que la perte de unitarity impliquerait également la violation de la conservation de l'énergie. Ces dernières années, la preuve a été construit qu'en effet, l'information et unitarity sont conservés dans un traitement de gravitation quantique complète du problème.
