Sorte stjerner, ikke huller

Kvantevirkninger forhindrer måske dannelsen af sorte huller og forårsager i stedet tætte entiteter kaldet sorte stjerner

Carlos Barceló, Stefano Liberati, Sebastiano Sonego & Matt Visser*

Indhold:

Nøglebegreber.

Kategorier af sorte huller.

Hvad bliver det næste?

Indledning

Vægten af kvanteintethed

Kvantekorrigerede sorte huller

Informationsproblemet

Et radikalt anderledes alternativ

Sorte stjerner

Hinsides horisonten

Mere at udforske

Indledning

Sorte huller har været en del af den populære kultur i årtier nu og spillede fornylig en central rolle i plottet i dette års Star Trek film. Det er der ikke noget at sige til. Disse mørke rester af kollapsede stjerner forekommer næsten at være konstruerede til at spille en rolle i vor oprindelige angst: et sort hul indeholder ufattelige mysterier bag det tæppe, der kaldes ”begivenhedshorisonten,” tillader ikke flugt for nogen eller noget, der falder ind i det og ødelægger uigenkaldeligt alt, som det nedsvælger.

For teoretiske fysikere er sorte huller en klasse løsninger på Einstein feltligningerne, som er i hjertet af hans teori om almen relativitet. Teorien beskriver, hvordan alt stof og energi forvrænger rumtiden, som om den var lavet af elastik, hvordan rumtidens resulterende krumning kontrollerer stoffets og energiens bevægelse og frembringer den kraft vi kalder gravitation (tyngdekraft, o.a.). Disse ligninger forudsiger klart, at der kan være områder af rumtiden, fra hvilke intet signal kan nå fjerne observatører. Disse områder – sorte huller – består af et sted, hvor stoftætheden nærmer sig uendeligt (en ”singularitet”) omgivet af en tom zone med ekstrem gravitation, hvorfra intet, ikke engang lys, kan undslippe. En begrebsmæssig grænse, begivenhedshorisonten, adskiller zonen med intens gravitation fra resten af rumtiden. I det enkleste tilfælde er begivenhedshorisonten en kugle – blot seks kilometer i diameter for et sort hul af Solens masse.

Så meget for fiktion og teori. Hvad med virkeligheden? Mange forskellige astrofysiske observationer af høj kvalitet viser, at universet virkelig indeholder nogle ekstremt kompakte legemer, der ikke selv udsender væsentligt lys eller stråling. Disse mørke objekter har masser, der strækker sig fra kun nogle få sole til et godt stykker over en million sole og såvidt som astronomerne kan bestemme det, varierer deres diameter fra kun få kilometer til millioner af kilometer – svarende til den almene relativitets forudsigelser for sorte huller med disse masser.

Men er disse mørke og kompakte legemer, som astronomerne observerer, virkelig de sorte huller som almen relativitet forudsiger? Observationerne til dato passer afgjort helt godt med teorien, men selve teorien er ikke helt tilfredsstillende i den måde, som den beskriver de sorte huller på. Især antyder almen relativitets forudsigelse, at der findes en singularitet inde i hvert sorte hul, at teorien fejler på det sted, som det plejer at være tilfældet, når en teori forudsiger, at en eller anden mængde er uendelig. Antagelig fejler almen relativitet ved ikke at medregne kvantevirkningerne, som stof og energi viser på den mikroskopiske skala.

Kort om sorte huller

Et sort hul er et område af rumtiden med så intens gravitation, at intet kan undslippe. Dets definerende egenskab er dets begivenhedshorisont: grænsen for området intet kan undslippe fra. Et sort hul er for det meste tomt, dets masse er tilsyneladende kollapset til et sted med uendelig tæthed – en ”singularitet” – dybt inde bag horisonten.

Et sort hul med tre gange Solens masse ville have en diameter på omkring 18 kilometer. 1. Langt fra store masser spredes et lysglimt symmetrisk i alle retninger. 2. Lige udenfor et sort huls begivenhedshorisont fanger gravitationen det meste af et glimt. 3. Noget lys slipper lige væk. 4. Hvis et glimt sker noget sted indenfor begivenhedshorisonten, trækkes alt lyset ind i det sorte huls singularitet.

I praksis kan sorte huller observeres gennem det materiale, der kredser omkring og falder ind i dem. Billedet til højre, taget i 1998 af Hubble Space Telescope, viser en enorm skive af gas og støv, som man mener har et supermassivt sort hul i centrum. Sådanne observationer giver dog strengt taget kun forskerne information om, at et ekstremt kompakt, tungt objekt, der kun udstråler lidt eller intet lys selv, er tilstede; de giver ikke absolut bevis for, at objektet er et sort hul.

NASA

Eftersøgningen af en modificeret teori, der inkorporerer kvantemekanik, fællesbetegnet kvantegravitation, er en kraftig motor, der driver en mængde aktivitet i den teoretiske fysiks forskning.

Dette behov for en kvanteteori for gravitation rejser fascinerende spørgsmål: Hvordan ville kvantekorrigerede sorte huller være? Ville de være radikalt anderledes end klassiske sorte huller eller ville deres klassiske beskrivelse forblive en god tilnærmelse? Vi fire har vist, at visse kvantevirkninger meget vel helt kan forhindre dannelsen af sorte huller. I stedet kunne der opstå en slags objekt, som vi har kaldt en sort stjerne. En sort stjerne ville være blokeret fra at tage det endelige dyk ned i uendelig tæthed og fra at blive indhyllet i en begivenhedshorisont. Den sorte stjerne ville være støttet af noget, der normalt ikke anses for at være et robust byggemateriale: rummet selv.

Vægten af kvanteintethed

Vi udleder vore konklusioner ved at anvende en ærværdig indfaldsvinkel kaldet semiklassisk gravitation, men uden at lave alle de samme antagelser om det kollapsende stof, som tidligere studier har gjort – for at se om vi kunne undgå det paradoksale område, som disse studier kom til. I fraværet af en fuldt flyvefærdig teori for kvantegravitation har teoretikerne i de sidste 30 år brugt semiklassisk gravitation som udvej til at analysere, hvordan kvantemekanik ændrer sorte huller. Denne metode inkorporerer delvist sider af kvantefysik – især, kvantefeltteori – i klassisk einsteinsk gravitation.

Kvantefeltteori beskriver hver slags fundamental partikel – elektronen, fotonen, kvarker o.s.v – ved hjælp af et felt, der fylder rummet, meget som det elektromagnetiske felt. Kvantefeltteoriens ligninger opstilles sædvanligvis i flad rumtid, dvs., i fravær af gravitation. Semiklassisk gravitation bruger kvantefeltteori, som den formuleres i krum rumtid.

I de bredeste vendinger er den semiklassiske gravitations strategi som følger: en samling stof i en eller anden konfiguration ville, ifølge klassisk almen relativitet, producere en bestemt krum rumtid. Men rumtidens krumning modificerer kvantefelternes energi. Denne modificerede energi ændrer, ifølge klassisk almen relativitet, rumtidens krumning. Og så videre, gentagelse efter gentagelse.

Målet er at opnå en selvkonsistent løsning – en krum rumtid, der indeholder en konfiguration af kvantefelter, hvis energi frembringer selvsamme krumning. Den slags selvkonsistent løsning burde være en god tilnærmelse til, hvordan virkeligheden opfører sig i mange situationer, der involverer kvantevirkninger og gravitation, selv om selve gravitationen ikke er blevet beskrevet af en kvanteteori. Semiklassisk gravitation inkorporerer således kvantekorrektioner på en ”minimalistisk” måde, medregner stoffets kvanteadfærd, men behandler stadig gravitation (dvs. rumtidens krumning) klassisk.

Denne indfaldsvinkel løber imidlertid øjeblikkeligt ind i et pinligt problem, der består i, at den ligefremme beregning af kvantefelternes lavest mulige (eller ”nulpunkts”) energi – energien når der ikke er nogen partikler tilstede, vakuumets energi – giver et uendeligt resultat. Dette problem opstår faktisk allerede i almindelig kvantefeltteori (dvs. i fladt rum, ingen gravitation). Heldigvis for teoretikere, der ønsker at forudsige fænomener i partikelfysik, der ikke involverer gravitation, opfører partiklerne sig på måder, der kun afhænger af energiforskellene mellem tilstandene, så kvantevakuumets energi spiller ingen rolle. Omhyggelige planer for subtraktion, kaldet renormalisering, tager hånd om uendelighederne og muliggør beregning af energiforskellene med yderst stor præcision.

Med gravitation inde i billedet betyder vakuumenergien imidlertid noget. En uendelig energitæthed ville synes at producere en ekstremt stor krumning af rumtiden – dvs., selv ”tomt” rum ville have en intens gravitationskraft, hvilket ikke er det fjerneste sammenligneligt med det vi faktisk observerer. Astronomiske observationer i det sidste årti viser, at netto nulpunktsbidraget til universets totale energitæthed er ekstremt lillebitte. Den semiklassiske gravitations indfaldsvinkel forsøger ikke at løse dette problem. I stedet er det sædvane at antage, at hvad løsningen end er, udligner den nøjagtigt nulpunktsbidraget til energitætheden i flad rumtid. Denne antagelse giver et konsistent semiklassisk vakuum: energitætheden er nul overalt, hvor almen relativitet forudsiger flad rumtid.

Hvis der er noget stof tilstede, er rumtiden krummet, hvilket ændrer kvantefeltets nulpunktsenergitæthed og det betyder, at nulpunktenergien ikke længere er nøjagtigt udlignet. Den overskydende mængde siges at være forårsaget af vakuum polarisation, som analogi til virkningen af en elektrisk ladnings polarisation af et medium.

Problemet med kvante sorte huller

Almen relativitets klassiske (dvs., ikke kvante-) ligninger forbyder noget at dukke op fra indersiden af et sort huls begivenhedshorisont. Men i 1970erne udførte Stephen W. Hawking kvanteberegninger, der forudsagde, at sorte huller tilfældigt ville udstråle partikler meget langsomt (venstre). Tilfældigheden skabte et paradoksalt scenario (højre), der kaldes informationsproblemet.

1. Selv i tomt rum producerer en kvanteproces konstant par af såkaldte virtuelle partikler og antipartikler, som øjeblikkeligt annihilerer hinanden. 2. Nær et sort huls begivenhedshorisont bliver en virtuel partikel måske fanget af det sorte hul og den anden undslipper måske. Den undslupne partikel bærer positiv masse væk og den fangede tager negativ masse ind i det sorte hul – og reducerer derved det sorte huls masse. På den måde skrumper dets masse og begivenhedshorisont gradvist. Denne fordampningsproces går hurtigere og hurtigere efterhånden som hullet bliver mindre.

Stof, der falder ind i det sorte hul bærer en enorm mængde information. Hawkings opdagelse viser, at et sort hul kan fordampe hele vejen til nul masse, men de tilfældige partikler, det udstråler, bærer næsten ingen information. Det tilsyneladende tab af information overtræder en fundamental egenskab ved kvantemekanik kaldet enhed. Denne modstrid tigger om en løsning.

Vi har beskrevet disse egenskaber ved semiklassisk gravitation ved hjælp af masse og energitæthed, men i almen relativitet er det ikke kun disse mængder, der frembringer krumning af rumtiden. Tæthed af bevægelsesmængde og tryk og kraftpåvirkninger forbundet med en specifik graviterende substans gør det også. Et enkelt matematisk-fysisk objekt, kaldet stress energi tensor (SET), beskriver alle disse krumningsproducerende mængder. Semiklassisk gravitation antager, at kvantefeltets nulpunktsbidrag til den totale SET udlignes nøjagtigt i flad rumtid. Det matematisk-fysiske objekt, man opnår ved en sådan subtraktionsprocedure på SET, kaldes den renormaliserede stress energi tensor (RSET).

Når den anvendes i krum rumtid lykkes det stadig subtraktionsplanen at udligne SETs afvigende del, men den efterlader en endelig, ikkenul værdi for RSET. Slutresultatet er den følgende gentagne proces: klassisk stof krummer rumtiden via Einsteins ligninger med en mængde bestemt af stoffets klassiske SET. Denne krumning gør at kvantevakuumet får en endelig, ikkenul RSET. Denne vakuum RSET bliver en yderligere kilde til gravitation og modificerer krumningen. Den nye krumning påtrykker derefter en anden vakuum RSET, og så videre.

Kvantekorrigerede sorte huller

Nu, hvor vi har forklaret den semiklassiske gravitations indfaldsvinkel, bliver spørgsmålet: Hvordan påvirker disse kvantekorrektioner forudsigelser om sorte huller? Især, hvordan ændrer korrektionerne et sort huls dannelsesproces?

Det enkleste sorte hul med en masse på (f.eks. M gange Solens masse) er et, der ikke roterer og ikke er elektrisk ladet. Et sådant hul har en radius R, der beregnes til 3M kilometer. Radius R kaldes gravitationsradius eller Schwarzschild radius for den masse. Hvis noget stof af en eller anden grund er kollapset og indtager et område, der er mindre end dets gravitationsradius, har det dannet et sort hul; det er forsvundet inde i sin egen begivenhedshorisont.

Solen har, f.eks., en 700.000 kilometer radius, hvilket er meget større end dens gravitationsradius (tre kilometer). De relevante semiklassiske gravitationsligninger gør det klart, at kvantevakuumets RSET i denne situation er ubetydelig. Solen er således langt fra at danne et sort hul ifølge de klassiske ligninger og kvantekorrektioner ændrer ikke dette billede. Faktisk kan astrofysikere med sikkerhed ignorere kvantegravitationsvirkninger, når de analyserer Solen og de fleste andre astronomiske objekter.

Hvad tomhed kan gøre

I klassisk almen relativitet er rumtiden dynamisk, dens krumning frembringer gravitation. En kvantevirkning kaldet vakuum polarisation giver en anden måde, det tomme rum kan spille en aktiv rolle i universet på.

I et medium polariserer et ladet objekts elektriske felt (venstre) nærliggende atomer (centrum) og reducerer det totale elektriske felt (højre). Kvantefeltteori afslører, at selv et vakuum kan være polariseret, fordi et elektrisk felt polariserer virtuelle partikel/antipartikel par.

I almen relativitet spilles den elektriske ladnings rolle af masse og energi og det elektriske felts rolle spilles af krum rumtid, eller gravitation. Vakuum polarisationen producerer et energiunderskud (effektivt en sky af negativ energi) og en frastødende kraft.

Kvantekorrektionerne kan imidlertid få betydning, hvis en stjerne ikke er meget større end dens gravitationsradius. I 1976 analyserede David G. Boulware tilfældet med en sådan kompakt stjerne, når stjernen er stationær (dvs. ikke kollapsende). Han viste, at jo nærmere stjernen er til sin gravitationsradius, jo større bliver vakuum RSET nær dens overflade, stigende til uendelig energitæthed. Dette resultat betyder, at semiklassisk gravitationsteori ikke tillader et stationært sort hul (et, hvis begivenhedshorisont forbliver konstant i størrelse) som løsning til dens ligninger.

Boulwares resultat fortæller os imidlertid ikke, hvad vi skal forvente i tilfældet med en stjerne, der gennemgår en kollaps, der ville føre til et sort hul ifølge klassisk almen relativitet. Stephen W. Hawking havde allerede taklet denne situation et år tidligere, ved brug af en noget anderledes teknik, til at vise, at et klassisk sort hul dannet ved kollaps udstråler tilfældige partikler. Mere præcist har partiklerne en energifordeling karakteristisk for varmestråling; det sorte hul har en temperatur. Han gættede på, at kvantekorrigerede sorte huller i det væsentlige ville være klassiske sorte huller udsat for langsom fordampning via denne stråling. Et sort hul med én solmasse har en temperatur på 60 nanokelvin. Den tilsvarende fordampnings hastighed er så langsom, at absorption af kosmisk baggrundstråling fuldstændig ville overvinde fordampningen og hullet ville vokse i størrelse. Et fordampende hul med en sådan masse ville i praksis ikke kunne skelnes fra et klassisk sort hul, fordi fordampningen ville være så lille, at den ikke kunne måles.

En anselig indsats af teoretikere i årtiet efter Hawkings papir, inklusive den tilnærmede beregning af RSET i kollapsende konfigurationer, forstærkede dette billede som værende korrekt. I dag er standardsynspunktet i fysiksamfundet, at sorte huller dannes som beskrevet af klassisk almen relativitet og efterfølgende gennemgår langsom kvantefordampning via Hawkingstråling.

Informationsproblemet

Hawkings opdagelse af sorte hullers fordampning sammen med tidligere resultater af Jacob D. Bekenstein fra Hebrew University i Jerusalem afdækkede en dyb – og til nu ikke helt forstået – forbindelse mellem gravitation, kvantefysik og termodynamik. Samtidig åbnede den nye problemer. Det måske vigtigste kaldes informationsproblemet, som er nært forbundet med spørgsmålet om det endelige resultat af det sorte huls fordampning.

Tag eksemplet med en stor stjerne der gennemgår gravitationel kollaps. Stjernen indeholder en uhyre mængde information i positioner, hastigheder og andre egenskaber ved dens mere end 10⁵⁵ partikler. Antag, at stjernen danner et sort hul men så fordamper gradvist gennem æonerne ved at udsende Hawkingstråling. Et sort huls temperatur er omvendt proportional med dets masse og således bliver et fordampende sort hul varmere og fordamper hurtigere, når dets masse og radius skrumper. En enorm eksplosion kaster det sidste af det sorte huls masse ud. Men hvad bliver der tilbage bagefter? Forsvinder hullet fuldstændigt eller forbliver der en slags lille rest tilbage? I begge tilfælde, hvad er der sket med al stjernens information? Ifølge Hawkings beregning bærer partiklerne, der udsendes af hullet, i det væsentlige ingen information om stjernens begyndelsestilstand. Selv hvis der forbliver en slags rest tilbage, hvordan kan et så lille objekt så indeholde al den information, der var i den oprindelige stjerne?

Informationens forsvinden betyder noget, fordi en af de mest fundamentale søjler i kvanteteori er, at kvantetilstande udvikler sig på en måde, der kaldes enhedsmæssig; en konsekvens af det er, at ingen information nogensinde burde blive ægte udslettet. Information kan være utilgængelig i praksis, som når et leksikon brænder, men i princippet forbliver informationen i den hvirvlende røg og aske.

Fordi beregningerne, der forudsiger Hawkingstråling, afhænger af semiklassisk gravitation, kan fysikerne ikke være sikre på om informationstabet er en artefakt af de involverede tilnærmelser eller en egenskab der vil forblive, når vi opdager, hvordan vi skal beregne processen nøjagtigt. Hvis fordampningsprocessen ødelægger information, skal de korrekte, komplette kvantegravitationsligninger overtræde kvantemekanikkens enhedsmæssige natur, som vi kender den. Omvendt gælder det, at hvis information bevares og en komplet teori for kvantegravitation vil afsløre, hvor i strålingen den er, synes enten almen relativitet eller kvantemekanik at behøve modifikation.

Et radikalt anderledes alternativ

Informationsproblemet og de dermed forbundne vanskelige spørgsmål har motiveret os (og andre) til igen at undersøge den række fornuftslutninger, der førte fysikerne til billedet af fordampende, næsten klassiske sorte huller i 1970erne. Vi har fundet, at den gamle semiklassiske forudsigelse, at sorte huller dannes fra gravitationskollaps, selv når kvantevirkninger tages i betragtning, afhænger af adskillige tekniske og ofte uerklærede antagelser.

Især antager de gamle beregninger, at kollapsen skrider meget hurtigt frem og kun tager omkring samme tid, som ville behøves til at materiale fra stjernens overflade faldt frit til stjernens centrum. Vi fandt, at ved en langsommere kollaps kan kvantevirkningerne måske producere en ny slags meget kompakt objekt, der ikke har en begivenhedshorisont og derfor er meget mindre problematisk.

Som vi allerede har nævnt, er RSET for kvantevakuumet i en rumtid krummet af en typisk stjerne ubetydelig overalt. Når stjernen begynder at kollapse ændrer RSET sig måske. Ikke desto mindre holder den gamle konklusion, at RSET forbliver ubetydelig, fortsat, hvis kollapsen er omkring lige så hurtig som et frit fald.

Forfatternes forslag: En sort stjerne fødes

Et sort hul dannes, når noget stof kollapser under sin egen vægt og ingen kraft kan stoppe det. Fysikernes konventionelle visdom er, at kvantevirkninger ikke kan blive store nok til at stoppe en sådan kollaps. Forfatterne er uenige.

Vakuum polarisationen er ubetydelig for frit faldende stof, selv når stoffet bliver tæt nok til at danne en begivenhedshorisont og blive til et sort hul.

Hvis stoffets fald bremses, vokser vakuum polarisationen måske og producerer frastødning.

Frastødningen bremser kollapsen yderligere, hvilket lader polarisatonen vokse.

Kollapsen forsinkes i nogensinde at lave en begivenhedshorisont.

Sort stjerne Resultatet er en sort stjerne. Gravitationsfeltet omkring den er identisk med det, der er omkring et sort hul, men stjernens indre er fyldt af stof og der dannes ingen begivenhedshorisont. En sort stjerne kunne udsende Hawking lignende stråling, men denne stråling bærer informationen, der gik ind i den sorte stjerne, hvilket bevarer kvantemekanisk enhed. Hvis en sort stjerne kunne pilles lag for lag som et løg, ville den resterende kerne for hvert trin være en mindre sort stjerne, som også udsendte stråling. Små sorte huller udsender mere stråling og har højere temperaturer end de større og derfor er en sort stjerne varmere mod centrum.

Men hvis kollapsen foregår betydeligt langsommere end frit fald, kan RSET antage tilfældigt store og negative værdier i området nær Schwartzschild radius – hvor den klassiske begivenhedshorisont ville være dannet. En negativ RSET producerer en frastødning, som yderligere sænker kollapsens hastighed. Kollapsen kunne måske gå helt i stå lige før, den dannede en horisont eller den kunne fortsætte for evigt med lavere og lavere hastighed og hele tiden nærme sig dannelsen af horisonten men uden faktisk at gøre det.

Dette resultat umuliggør imidlertid ikke dannelsen af sorte huller. En perfekt ensartet, kugleformet sky af stof på, f.eks., 100 millioner solmasser, der falder frit under sin egen vægt, ville med sikkerhed frembringe en begivenhedshorisont. En så stor sky ville have en tæthed, som kunne sammenlignes med vands, når den blev kompakt nok til at danne en horisont. Ved så lav en tæthed kan RSET ikke blive stor nok til at forhindre dannelsen af horisonten. Men vi ved, at det, der skete i universet, ikke fulgte dette manuskript. De enorme, næsten ensartede skyer af stof, der dukkede frem fra big bangs tidlige trin, kollapsede ikke til sorte huller. I stedet udvikledes en række strukturer.

Først dannedes stjernerne og varmen fra deres kernereaktioner forsinkede kollapsen i lang tid. Når en stjerne stort set har opbrugt sit kernebrændsel, udvikler den sig måske til en hvid dværg eller, hvis den er massiv nok, eksploderer den som en supernova og efterlader en neutronstjerne (en kugle lavet af neutroner, der kun er lidt større end dens gravitationsradius). I begge tilfælde er det i virkeligheden udelukkende en kvantevirkning – Paulis udelukkelsesprincip – der forhindrer yderligere kollaps. Neutronerne i neutronstjernen kan ikke gå ind i samme kvantetilstand og det resulterende tryk modvirker gravitationskollapsen. En lignende fortælling om ioner og elektroner forklarer, hvorfor en hvid dværg er stabil.

Hvis neutronstjernen opnår mere masse, overvinder den knusende gravitationsbelastning med tiden neutronerne og der sker yderligere kollaps. Vi ved ikke med sikkerhed, hvad der så sker (skønt det almene synspunkt er, at der dannes et sort hul). Forskere har foreslået forskellige objekter, der måske kunne dannes – som såkaldte kvarkstjerner, strange stars, boson stars og Q-balls – der ville være stabile ved tryk for store til en neutronstjerne. Fysikerne må udvikle en bedre forståelse af stofs adfærd ved tætheder et godt stykke over neutroners for at vide, hvilket gæt, om nogen af dem, er korrekt.

Således fortæller erfaringerne os, at stof, der følger kvantemekanikkens love, altid synes at finde nye måder til forsinkelse af gravitationskollaps. Skønt alle disse vejspærringer kan overvindes (en typisk stabil konfiguration kan altid gøres ustabil ved at tilføje nok stof), giver hver proces, der forsinker kollaps, yderligere tid til at kvantevakuumets negative RSET kan ophobes og blive betydningsfuld. Denne RSET kunne overtage opgaven med at modvirke gravitationens træk og fordi dens frastødning måske vokser ubegrænset, kan den for evigt stoppe stoffets kollaps til et sort hul.

Sorte stjerner

De resulterende legemer ville være den nye slags objekt, vi har kaldt sorte stjerner. På grund af deres ekstremt lille størrelse og høje tæthed ville de dele mange observerbare egenskaber med sorte huller, men begrebsmæssigt ville de være radikalt anderledes. De ville være stoflige legemer med stoflig overflade og et indre fyldt med tæt stof. De ville lyse ekstremt svagt, fordi lys udsendt fra deres overflade ville være meget rødforskudt – lysbølgen meget strakt – ved rejsen fra det intenst krummede rum nær den sorte stjerne til fjerne astronomer. I princippet kunne astronomer gennemføre fuldstændige astrofysiske studier af sorte stjerner, da ingen begivenhedshorisont ville udgøre en forhindring.

Indenfor familien af legemer af sort stjerne typen kunne nogen måske minde om fordampende sorte huller ved, at de udsendte stråling magen til Hawkingstråling. I det specielle tilfælde, hvor kollapsen nærmer sig dannelsen af en horisont men aldrig helt stopper, har vi vist, at en sort stjerne kunne udstråle partikler med et såkaldt Planck energispektrum (som er meget lig et varmespektrum) ved en temperatur, der er lidt mindre end Hawking temperaturen. Ved ikke at have nogen horisont kan den sorte stjerne ikke låse nogen information væk. I stedet indeholder de udsendte partikler og stoffet, der bliver tilbage ved den sorte stjerne, al informationen. Standard kvantefysik ville beskrive dannelsen og fordampningsprocessen. Sorte stjerner løser imidlertid ikke informationsproblemet fuldstændigt, så længe der stadig forbliver måder, hvorpå begivenhedshorisonter kan dannes et eller andet sted i universet.

Disse fordampende objekter kunne kaldes kvasi sorte huller, for når de ses udefra, ville de have tilnærmelsesvis de samme termodynamiske egenskaber som fordampende sorte huller. Deres indre ville imidlertid indeholde en regnbue af temperaturer, stigende til et maksimum nær centrum. Hvis man forestiller sig legemet som en løglignende struktur af koncentriske skaller, ville hver skal skrumpe langsomt men aldrig blive kompakt nok til at den kombinerede masse af skallen og alt inde i den kunne danne en horisont. Hver skal ville blive forhindret i at kollapse af den vakuum RSET, som vi forudsiger vil udvikle sig, når man nærmer sig betingelserne for en horisont langsomt nok. De dybere skaller ville have højere temperaturer, ligesom sorte huller med mindre masse har. Vi ved endnu ikke, om disse tiltalende objekter findes naturligt eller om de er undtagelser.

Andre måder at slippe for et hul på

Mange forskere har foreslået mere eller mindre eksotiske objekter, der kunne tjene som alternativer til den konventionelle (men tilsyneladende paradoksale) ide om et fordampende sort hul og redegøre for de mørke, kompakte legemer, der observeres af astronomerne. Det fælles træk ved disse forslag (og vor egen sorte stjerne hypotese) er, at det nye objekt ville mangle en begivenhedshorisont.

Gravastjerner

Rumtidsgeometrien omkring en ”gravitationel vakuum stjerne” ville ikke kunne skelnes fra et sort huls ned til omkring 10^-35 meter væk fra det kugleformede område, hvor den klassiske sort hul horisont ville være placeret. Horisonten ville være erstattet af en skal af stof og energi bare 10^-35 meter tyk (kaldet Planck længden – den længdeskala, hvor kvantegravitationsvirkninger forventes at blive store). Gravastjernens indre ville være tomt rum med en stor vakuumpolarisation, som ville frembringe en frastødning, der forhindrer stofskallen fra at kollapse videre. I en variant af gravastjerne forslaget bryder de klassiske ideer om geometri sammen i et område, der adskiller det indre og det ydre.

Sort hul komplementaritet

I konventionel kvantemekanik refererer komplementaritet til ideen, at en observation kan afsløre enten partikelnaturen ved et objekt eller bølgenaturen, men ikke begge. På samme måde kan sorte hullers kvantemekanik indebære en ny slags komplementaritet. En observatør, som forbliver udenfor et sort hul kan have en beskrivelse af den observerbare geometri (f.eks., forestille sig en membran med visse fysiske egenskaber i stedet for begivenhedshorisonten), hvorimod en observatør, der falder ind i hullet, må bruge en anden beskrivelse.

Fuzzbolde Fortalere for ”fuzzbolde” påstår, at horisonten ville være et overgangsområde mellem den ydre, klassiske geometri og et kvanteindre, hvor ingen bestemt ide om rumtiden kan specificeres. Det indre ville kunne beskrives af strengteori og ville ikke have en singularitet (højre). Hver ydre geometri (f.eks., geometrien af et sort hul på nøjagtigt 10^30 kilogram) kunne have hver og en af et eksponentielt stort antal sådanne strengede kvantetilstande som sit indre. Det semiklassiske syn på et sort hul – med en begivenhedshorisont, en enorm entropi, en temperatur og udsendelse af termisk Hawking stråling – ville udgøre en statistisk midling over alle de mulige interiører, analogt med en beskrivelse af et rumfang gas, der ser bort fra de eksakte positioner og bevægelser af de individuelle atomer.

Hinsides horisonten

Studiet af sorte huller har altid fremprovokeret mange forskellige reaktioner fra forskere. På den ene side er det spændende at forestille sig, at de i det indre skjuler døren til uforudsigelige nye muligheder i fysik, dog kun for dem som vover sig indenfor. På den anden side har konsekvenserne af sorte huller længe foruroliget nogle fysikere – eftersøgningen af alternativer til sorte huller, ofte motiveret af en afsmag for en eller anden egenskab ved dem, er så gammel som selve ideen om sorte huller.

Vort forslag til sorte stjerner og andre forskeres alternativer til sorte huller har alle det fælles tema, at rumtiden omkring dem i det væsentlige er identisk med den, der er omkring et klassisk sort hul, ned til ekstremt tæt på, hvor horisonten ville være dannet. Skønt den hemmelige dør, der fører til en forståelse af, hvordan kvantefysik smelter sammen med gravitation, forbliver ude af syne for os, er den måske ikke afskåret fra os af en begivenhedshorisonts uigennemtrængelige skjold.

Mere at udforske

Fate of Gravitational Collapse in Semiclassical Gravity. Carlos Barceló, Stefano Liberati, Sebastiano Sonego og Matt Visser i Physical Review D, Vol. 77, No. 4; 19. Februar, 2008.

Small, Dark, and Heavy: But Is It a Black Hole? Matt Visser, Carlos Barceló, Stefano Liberati og Sebastiano Sonego i Proceedings of Black Holes in General Relativity and String Theory; August 2008. Findes på http://arxiv.org/abs/0902.0346

The Fuzzball Proposal for Black Holes. K. Skenderis og M. Taylor i Physics Reports, Vol. 467, No. 4-5, siderne 117-171; Oktober 2008. http://arxiv.org/abs/0804.0552

The Black Hole War: My Battle with Stephen Hawking to Make the World Safe for Quantum Mechanics. Leonard Susskind. Little Brown, 2008.

*Carlos Barceló, Stefano Liberati, Sebastiano Sonego og Matt Visser har arbejdet sammen i forskellige kombinationer og ombytninger siden århundredets begyndelse. Barceló er professor i teoretisk fysik og vicedirektør på Institute of Astrophysics of Andalusia i Spanien. Liberati er assisterende professor i astrofysik på International School for Advanced Studies i Trieste, Italien. Sonego er professor i matematisk fysik på University of Udine i Italien. Visser er professor i matematik på Victoria University of Wellington i New Zealand.

Illustrationer af Lucy Reading-Ikkanda.

Fra Black Stars, Not Holes, Scientific American, Oktober 2009, side 20-27.

27. september, 2009.

Indhold

Index