このエッセイは、ハーバード大学の ブラック ホール イニシアチブ によって開催された 2019 年のライティング コンテストの 5 人の受賞者の 1 人です。 「ブラック ホール イニシアチブは、ブラック ホールのトピックについてより創造的かつ包括的に考えるためのユニークな環境を提供します」と、BHI ディレクターの Avi Loeb は述べています。天文学者が初めてブラック ホールを観測したというエキサイティングな 4 月 10 日の発表に文脈を加えるために、今週 Nautilus は、受賞した 5 つのエッセイすべてを特集しています。
ブラック ホールは、私たちの宇宙で最も奇妙な現象の 1 つです。ここでは、最初にそれらを古典的な物理理論の対象として議論したいと思います。古典とは、可能なすべての量子効果とその結果を忘れることを意味します。この場合、根底にある古典理論はアインシュタインの重力理論です。これは、アインシュタイン方程式によって動作が決定されるフィールドのコレクションの観点から空間と時間を記述します。
この理論は、星のような巨大な球体の周りの空間と時間をどのように説明するのでしょうか?これに対する解決策は、シュヴァルツシルトによって発見されました。これは、静的な丸いオブジェクトのすべての周りで有効であり、驚くべきことに、その質量のみに依存します。しかし、シュヴァルツシルトにちなんで名付けられた特定の半径内にそのすべての質量が詰め込まれると、非常に奇妙なことが起こる可能性があります.その後、いわゆる事象の地平線がシュヴァルツシルト半径に形成され、ブラック ホールについて話し始めます。
ブラック ホールの奇妙さにさらに光を当てる前に、ブラック ホールが出現する状況についていくつかの直感をつかんでみましょう。シュヴァルツシルト半径 rs 質量 M 球体の は非常に簡単な関係を持っています:それらは互いに比例します, rs =a x M 、 a 付き 標準単位で測定すると非常に小さいです。たとえば、質量が地球の物体を考えてみましょう。その場合、そのシュヴァルツシルト半径はわずか約 9 mm です。地球全体がこれほど圧縮される物理的プロセスは知られていないため、地球の質量を持つブラック ホールが (あったとしても) 多く存在する可能性はほとんどありません。ますます大きな質量を考えると、状況は変わります。これは、シュバルツシルト半径内の体積、つまりブラック ホールを形成するためにすべての質量を格納できる空間が、はるかに速く増加するためです。実際、質量を 2 倍にすると、約 8 倍の容量で保管できます。ブラックホールは重いほど形成されやすい。非常に大質量の星の寿命の終わりには、いわゆる恒星ブラック ホールの形成につながるメカニズムがあることが知られています。たとえば、恒星同士が合体すると、さらに重いブラック ホールが発生する可能性があります。
ブラックホールの約束された奇妙さに戻りましょう。実際、ブラックホールから遠く離れていれば、同じ質量の他の恒星と大差ありません。唯一の大きな違いは、ブラック ホールからの光が見えないことです。ブラック ホールに近づくと発生する興味深い効果は、ブラック ホールから離れている人よりも時間の経過が遅くなることです。ただし、その効果は直接的な方法で扱いやすいものではありません。私たちが持ち歩く時計は、私たちの観点からはまったく問題なく動作します。ブラックホールから遠く離れた場所に戻って、経過した時間を比較した場合にのみ、違いがわかりました。実際、この効果は、私たちが近づいたすべての巨大な物体に現れ、ブラック ホールだけの特徴ではありません。アインシュタインの方程式の解、特に球体の外での時間の振る舞いを示すものは、その質量のみに依存することを覚えておいてください!ただし、ブラック ホールではない恒星のオブジェクトについては、ある時点でそのオブジェクトに到達し、その中に入ります。その内部では、ソリューションはその詳細に依存します。時間の遅れなどの効果は、これ以上恣意的に増加できないことを示すことができます。しかし、ブラック ホールにどんどん近づいていくと、前述の事象の地平線に到達するまで、影響は際限なく増大します。
事象の地平線を通過すると、いくつかの深刻な結果が生じます。たとえば、後者の無制限の時間の遅れの観察を真剣に考えると、地平線上で過ごす瞬間に、ブラックホールの外にあるものにはすべての時間が経過するという結論に達します.すべての終わりは宇宙の残りの部分で起こり、実際、私たちがブラックホールに入った瞬間から戻る方法はありません.これは、シュヴァルツシルトのソリューションの驚くべき奇妙な特徴にも見られます。事象の地平線の内側と外側を比較すると、地球時間と半径方向がそれらの意味を交換したことがわかります。ブラックホールの外の世界では、すべての人が時間とともに前進しなければなりません。これはアインシュタインの理論の基本的な特徴です。事象の地平線の内側では、放射状の方向が時間の代わりになり、劇的な結果をもたらします。何があっても、この方向に前進しなければなりません。前進とは、ブラック ホールの中心に向かっていることを意味します。本当に後戻りできません！私たちが想像できる最も強力なロケットでさえ、重力が計り知れないほど強くなるブラックホールのまさに中心に最終的に到達することを妨げることはできません. /P>
ただし、ブラック ホールの他の量子的側面は、はるかに早い段階で明らかになるでしょう。それらのいくつかについては、以下で説明します。
量子世界との接触と情報処理
シュヴァルツシルトの解は物体の質量のみに依存することを前に見ました。しかし、崩壊してブラック ホールになった物体に関するすべての情報はどうなるのでしょうか?それは多くの異なる粒子で構成され、温度、物質分布、特定の放射スペクトルなどを持っていました。もし私たちが古典的な世界だけを信じるなら、ブラックホールの形成後、そのすべての情報は事象の地平線の後ろに隠されます.その場合、ブラックホールの外にいる人にとっては決して扱いやすいものではありません.古典の世界では、これは大きな問題ではありません。ブラックホールの外の誰も情報を得ることができず、理論の一貫性に関して問題を引き起こさないことは、せいぜい悲しいことです.
しかし、私たちの世界は実際には古典的なものではないことを私たちは知っており、私たちの宇宙の少なくとも通常の物質を説明する量子論に関する私たちの知識はかなりまともです.この知識を使用して、ホーキングは、ブラック ホールの事象の地平線近くの量子効果が、ブラック ホールから遠ざかる粒子の絶え間ない流れにつながることを示すことができました。ブラック ホールは放射するため、時間の経過とともに質量を失う必要があります。十分に長く待つと、ブラック ホールは完全に蒸発するか、わずかな残骸が残るまで蒸発します。
蒸発後のすべての情報はどこにありますか?ブラックホールの説明にいくらかの量子性を含めると、この質問は非常に重要になります.量子情報を軽率に処理すると、簡単に矛盾が生じる可能性があります。たとえば、情報はブラック ホール内で非常に高速に拡散する必要があります。そうでなければ、一貫した量子論では厳密に禁止されている量子状態をコピーすることが可能になります。正直に言うと、ブラック ホールが量子情報をどのように扱うかについて、物理学コミュニティの間で本当のコンセンサスはありません。 1 つの可能性として、ホーキング放射に隠れている可能性があります。十分に長く待って十分な量を収集すれば、必要なすべての情報を取り戻すことができるかもしれません.ただし、さらに多くの gedankenexperiments があります 同様の問題について。量子世界と接触しているブラック ホールの説得力のある自己矛盾のない説明を見つけることは、おそらく、重力自体の量子的説明に向けた重要なステップとなるでしょう。これは、理論物理学における次の大きなステップの 1 つかもしれません!
最後に、ブラック ホールの量子効果がいかに重要であるかについて、いくつかの直感をつかんでみましょう。たとえば、太陽の 4 倍の質量の通常の恒星ブラック ホールを最初に考えてみると、そのホーキング放射は、絶対零度温度より約 1 億ケルビン*高い温度に関連付けることができます。したがって、そのブラックホールの日常の物理を説明する上で、それはほとんど役割を果たしません。これは、どの恒星の (またはそれよりも重い) ブラック ホールにも当てはまります。次に、たとえば 5 グラムの硬貨を考えてみましょう。そのコインの量子効果は、日常の物理学において重要な役割を果たしません。古典的な理論でほぼ完全に説明できます。ただし、同じ質量のブラック ホールを考えると、状況はかなり異なって見えます。 (部分的に) 量子オブジェクトとして、それは一瞬のうちに放射し、蒸発します。その質量はすべてエネルギーに変換され、その結果、広島に投下された原爆の 3 倍の威力の爆発が発生します。通常の状況下では、ブラック ホールの場合、量子効果が物質の場合よりもはるかに早く重要な役割を果たしていることがわかります。
Enrico Brehm は、ポツダムのアルバート アインシュタイン研究所のポスドクです。彼はシュトゥットガルトとハイデルベルクで学部を卒業した後、ミュンヘンの LMU の弦理論グループに博士号として参加しました。イルカ・ブルナーに師事。
このエッセイは、ブラック ホール研究所のエッセイ コンテストで 5 位になりました。
* ケルビンは、物理学における温度の標準的な尺度です。温度の 1 ケルビンの変化は、摂氏 1 度の変化と同じです。
参考文献
1. アインシュタイン、A. Die Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie。 Annalen der Physik 354 、769-822（1916）。
2. ホーキング、S.W.ブラックホールによる粒子生成。 数理物理におけるコミュニケーション 43 、199-220 (1975)。
3. Oppenheimer, J.R. &Volko, G.M.大規模中性子コアについて。 フィジカルレビュー 55 、374-381（1939）。
4. Schwarzschild, K. アインシュタインの理論による質点の重力場について。 ああ。コニグル。プレウス。アカド。ウィッセンシャフテン 189-196 (1916).
この記事は、もともと 2019 年 1 月の「Context」号に掲載されたものです。
