Общая теория относительности
· Математическая формулировка Предсказания
Фундаментальные принципы Специальная теория относительности · Пространство-время · Принцип эквивалентности · Мировая линия · Псевдориманово многообразие
Явления Задача Кеплера в ОТО · Гравитационное линзирование · Гравитационная волна · Увлечение инерциальных систем отсчёта Горизонт событий Гравитационная сингулярность Чёрная дыра · Белая дыра Космологическая сингулярность Гравитомагнетизм
Уравнения Уравнения Эйнштейна · Космологическая постоянная · · Постньютоновский формализм
Развитие теории Параметризованный постньютоновский формализм · Теории типа Калуцы — Клейна · Квантовая гравитация · Альтернативные теории
Решения Точные решения: Шварцшильда · Райсснера — Нордстрёма · Керра · · Гёделя · · Фридмана — Леметра — Робертсона — Уокера Приближённые решения: Постньютоновский формализм · · Численная относительность
Журналы General Relativity and Gravitation · Classical and Quantum Gravity · · Living Reviews in Relativity
Связанные темы Гравитация · Золотой век ОТО
См. также: Портал:Физика

Реше́ние Ке́рра — Нью́мена — уравнений Эйнштейна , описывающее невозмущённую электрически заряженную вращающуюся чёрную дыру без космологического члена. Астрофизическая значимость решения неясна, так как предполагается, что встречающиеся в природе коллапсары не могут быть существенно электрически заряжены.

Форма решения и его свойства

Трёхпараметрическое семейство Керра — Ньюмена — наиболее общее решение, соответствующее конечному состоянию равновесия не возмущаемой внешними полями чёрной дыры (согласно для известных физических полей ). В координатах Бойера — Линдквиста (Boyer — Lindquist) метрика Керра — Ньюмена даётся выражением:

${\displaystyle ds^{2}=-\left(1-{2\,Mr-Q^{2} \over \Sigma }\right)\,dt^{2}-2(2\,Mr-Q^{2})a{\sin ^{2}\theta \over \Sigma }\,dt\,d\varphi \,+}$

${\displaystyle +\left(r^{2}+a^{2}+{(2\,Mr-Q^{2})a^{2}\sin ^{2}\theta \over \Sigma }\right)\sin ^{2}\theta \,{d\varphi ^{2}}+{\Sigma \over \Delta }\,dr^{2}+{\Sigma \,{d\theta ^{2}}},}$

где ${\displaystyle \Sigma \equiv r^{2}+a^{2}\cos ^{2}\theta }$ ; ${\displaystyle \Delta \equiv r^{2}-2Mr+a^{2}+Q^{2}}$ и ${\displaystyle a\equiv L/M}$ , где ${\displaystyle L}$ — момент импульса , нормированный на скорость света, а ${\displaystyle Q}$ — аналогично нормированный заряд.

Из этой простой формулы легко вытекает, что горизонт событий находится на радиусе: ${\displaystyle r_{+}=M+{\sqrt {M^{2}-Q^{2}-a^{2}}}}$ , и следовательно параметры чёрной дыры не могут быть произвольными: электрический заряд и угловой момент не могут быть больше значений, соответствующих исчезновению горизонта событий. Должны выполняться следующие ограничения:

${\displaystyle a^{2}+Q^{2}\leqslant M^{2}}$ — это ограничение для ЧД Керра — Ньюмена .

Если эти ограничения нарушатся, горизонт событий исчезнет, и решение вместо чёрной дыры будет описывать так называемую «голую» сингулярность , но такие объекты, согласно распространённым убеждениям, в реальной Вселенной существовать не должны (согласно пока не доказанному, но правдоподобному принципу космической цензуры ). Альтернативно, под горизонтом может находиться источник сколлапсировавшей материи, которая закрывает сингулярность, и поэтому внешнее решение Керра или Керра — Ньюмена должно быть непрерывно состыковано с внутренним решением уравнений Эйнштейна с тензором энергии-импульса этой материи. Сингулярность исчезает вместе с ограничением на параметры ЧД решения Керра-Ньюмена.

Ещё в 1970 году В. Израэль рассмотрел источник решения Керра — Ньюмена в виде вращающегося диска, закрывающего этот ход. Это направление было развито К. Лопезом (C. L`opez), показавшим, что керровская сингулярность может быть закрыта вращающейся оболочкой (bubble), и в этом случае ограничение на параметры решения Керра — Ньюмена не действует. Более того, как заметил Б. Картер (1968), решение Керра — Ньюмена обладает таким же гиромагнитным отношением, как у электрона согласно уравнению Дирака. История этого направления для решения Керра — Ньюмена излагается в работе .

Метрику Керра — Ньюмена (и просто Керра, но не Шварцшильда) можно аналитически продолжить через горизонт таким образом, чтобы соединить в чёрной дыре бесконечно много «независимых» пространств. Это могут быть как «другие» вселенные, так и удалённые части нашей Вселенной. В таким образом полученных пространствах есть замкнутые времениподобные кривые: путешественник может, в принципе, попасть в своё прошлое, то есть встретиться с самим собой. Вокруг горизонта событий вращающейся чёрной дыры также существует область, называемая эргосферой , практически эквивалентная эргосфере из решения Керра; находящийся там стационарный наблюдатель обязан вращаться с положительной угловой скоростью (в сторону вращения чёрной дыры).

Координаты Керра — Шильда

Наиболее простое выражение решения Керра и Керра — Ньюмена принимают в форме Керра — Шильда (КШ) , в которой метрика имеет вид

${\displaystyle g_{\mu \nu }=\eta _{\mu \nu }+2Hk_{\mu }k_{\nu }}$ ,

где ${\displaystyle \eta _{\mu \nu }}$ является метрикой вспомогательного пространства Минковского с декартовыми координатами ${\displaystyle x=x^{\mu }(x)=(t,x,y,z)}$ .

В этой форме ${\displaystyle k^{\mu }(x)}$ является векторным полем светоподобных направлений. Часто говорят «нулевых» направлений, поскольку ${\displaystyle k_{\mu }k^{\mu }=g_{\mu \nu }k^{\mu }k^{\nu }=0}$ . Заметим, что специфическая структура формы метрики КШ гарантирует, что поле ${\displaystyle k^{\mu }(x)}$ является также нулевым относительно вспомогательного плоского пространства, то есть ${\displaystyle \eta _{\mu \nu }k^{\mu }k^{\nu }=0}$ .

Функция H имеет вид

${\displaystyle H={\frac {Mr-|Q|^{2}/2}{r^{2}+a^{2}\cos ^{2}\theta }},}$

где ${\displaystyle r,\theta }$ — это сплюснутые сфероидальные координаты Керра, которые определяются соотношением

${\displaystyle x+iy=(r+ia)e^{i\phi }\sin \theta ,\ z=r\cos \theta .}$

и переходят вдали от ЧД в обычные сферические координаты. В этих координатах компоненты вектора ${\displaystyle k_{\alpha }}$ определяются из дифференциальной формы

${\displaystyle k_{\alpha }dx^{\alpha }=dr-dt-a\sin ^{2}\theta d\phi }$

путём сравнения коэффициентов перед дифференциалами. Это один из примеров вычисления с применением очень удобного аппарата внешних форм, который и был использован Керром для получения решения в первой и последующих работах.

В действительности, Керровская угловая координата ${\displaystyle \phi }$ очень необычна, и простая форма КШ связана с тем, что вся сложность решения скрыта в форме векторного поля ${\displaystyle k^{\mu }(x)}$ , которое представляет собой вихревой светоподобный поток, образующий так называемую Главную Нулевую Конгруэнцию (ГНК). В декартовых координатах компоненты векторного поля ${\displaystyle k_{\mu }}$ определяются формой

${\displaystyle k_{\mu }dx^{\mu }=-dt+{\frac {z}{r}}dz+{\frac {r}{r^{2}+a^{2}}}(xdx+ydy)-{\frac {a}{r^{2}+a^{2}}}(xdy-ydx)}$ .

В теории КШ для определения этого поля используются также «нулевые» (световые) декартовы координаты

${\displaystyle u=(z-t)/{\sqrt {2}},\quad v=(z+t)/{\sqrt {2}},\quad \zeta =(x+iy)/{\sqrt {2}},\quad {\bar {\zeta }}=(x-iy)/{\sqrt {2}}}$ ,

в которых конгруэнция имеет компоненты, определяемые дифференциальной формой

${\displaystyle k_{\mu }^{(\pm )}dx^{\mu }=P^{-1}(du+{\bar {Y}}^{\pm }d\zeta +Y^{\pm }d{\bar {\zeta }}-Y^{\pm }{\bar {Y}}^{(\pm )}dv)}$ .

Это выражение определяется комплексной функцией ${\displaystyle Y(x)}$ , которая имеет два решения ${\displaystyle Y^{\pm }(x)}$ , что даёт для векторного поля ${\displaystyle k^{\mu }(x)}$ две различные конгруэнции (ГНК). Таким образом, решение для вращающихся ЧД может быть записано в двух различных формах, которые базируются на «входящей в» ЧД или «исходящей из» ЧД конгруэнции, что соответствует так называемым алгебраически специальным решениям типа D (по классификации Петрова ).

Представление в форме КШ обладает рядом преимуществ, так как конгруэнция, все координаты и форма решений для электромагнитного (ЭМ) поля и метрики оказываются жёстко связанными с координатами вспомогательного плоского пространства и не зависят от положения горизонта и границы эргосферы. Более того, решения КШ однозначно продолжаются аналитически через горизонт внутрь ЧД и далее на «отрицательный» лист — область отрицательных значений сплюснутой радиальной координаты ${\displaystyle r}$ .

В координатах Керра ${\displaystyle \theta ,\phi }$ функция ${\displaystyle Y(x)}$ имеет вид

${\displaystyle Y(x)=e^{i\phi }\tan {\frac {\theta }{2}}}$ .

Геометрически, она представляет собой проекцию небесной сферы с координатами ${\displaystyle \theta ,\phi }$ на комплексную плоскость ${\displaystyle Y}$ , однако зависимость ${\displaystyle x\to Y(x)}$ очень нетривиальна и задаётся тесно связанной с твисторами теоремой Керра. Фактически, ГНК формирует костяк решения Керра как вихрь твисторных лучей. Функция ${\displaystyle P}$ для покоящегося решения имеет вид

${\displaystyle P={\frac {1}{\sqrt {2}}}(1+Y{\bar {Y}})}$ .

Подобно форме метрики КШ, все тензорные характеристики решения должны быть согласованными с векторным полем ГНК, и в частности, вектор-потенциал ЭМ поля решения Керра — Ньюмена выражается в виде

${\displaystyle A^{\mu }=\Re e{\frac {Qr}{r^{2}+a^{2}\cos ^{2}\theta }}k^{\mu }}$ .

Керровская сингулярность находится под горизонтом. Она связана с сингулярностью функции H и соответствует значениям ${\displaystyle r=0}$ и одновременно ${\displaystyle \theta =0}$ . Она представляет собой кольцо, открывающее проход к отрицательному листу геометрии Керра, ${\displaystyle r<0}$ , на котором значения массы и заряда, а также направления полей меняются на обратные. (Не путайте с максимальным аналитическим расширением решений через горизонт ЧД, описанным несколько ниже.) Этот второй лист («Алисово зазеркалье») долгое время был загадкой решения Керра.

Литература

• Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация. — Мир, 1977. — Т. 3. — 512 с.
• Субраманьян Чандрасекар . = Mathematical theory of black holes / Перевод с английского к. ф.-м. н. В. А. Березина. Под ред. д. ф.-м. н. Д. А. Гальцова. — М. : Мир, 1986.
• И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр. — М. : Наука, 1986. — 328 с.

Примечания