Расчёты допускают разделение почти экстремальной дыры Керра

Подробно

Что именно показали исследователи?

Статья называется «When black holes admit pair-of-pants topologies» и вышла в Physical Review D (том 114, статья 084072, DOI 10.1103/cx69-t466). Рукопись поступила в журнал 03.07.2026, принята 03.09.2026, опубликована 22.10.2026. Препринт arXiv:2606.24642 впервые появился 23.06.2026, версия v3 загружена 26.09.2026. Авторы связаны с Университетом Южной Дании, лабораторией LPTHE (Sorbonne Université и CNRS) в Париже и Университетом Неаполя имени Федерико II.

Авторы применили аналитические энтропийные и кинематические оценки к временным срезам с квазистатическими горизонтами и сопоставили конфигурации с одной и двумя чёрными дырами. По словам Francesco Sannino, соавтора и профессора физики Университета Неаполя, исследователи проверяли, какие физические законы обычно мешают чёрной дыре разделиться и могут ли отдельные обстоятельства такое разделение разрешить.

«Pair-of-pants topology» (топология «штанов») описывает геометрию горизонта в пространстве-времени: один участок разветвляется на две «штанины», которым соответствуют два конечных объекта.

Почему чёрной дыре обычно нельзя разделиться?

Первое препятствие - термодинамическое. В 1971 году Stephen Hawking опубликовал работу «Gravitational Radiation from Colliding Black Holes», лежащую в основе закона неубывания площади горизонтов. Для невращающейся чёрной дыры Шварцшильда энтропия масштабируется как S(M) ∝ GM². Если масса M делится на m₁ и m₂, то S(m₁) + S(m₂) < S(M), то есть разделение уменьшило бы суммарную энтропию.

У вращающейся чёрной дыры Керра часть собственного углового момента теоретически можно превратить в орбитальный момент фрагментов. Это способно сделать итоговую конфигурацию энтропийно выгодной. Но нужно ещё, чтобы выполнялись сохранение энергии и углового момента, допустимая начальная скорость и возможность меньшему фрагменту уйти на бесконечность.

По расчётам авторов, три условия одновременно совместимы только для почти экстремальной исходной чёрной дыры Керра. В иллюстративном сканировании рассмотрены безразмерные вращения a/(GM) = 0,3; 0,6; 0,89 и 1. Область, где выполняются все условия, показана только при a/(GM) = 1. Точный порог вращения ниже экстремального значения не установлен.

Sannino отметил, что после требования, чтобы два фрагмента действительно разошлись, допустимое окно почти закрывается. Оно сохраняется лишь, возможно, у чёрных дыр с вращением около предельного.

Что станет с фрагментом, если он не сможет уйти?

Если условия образования фрагмента и роста энтропии выполнены, а условие ухода нет, меньший объект должен вернуться и за конечное время быть поглощён основным горизонтом. По оценке авторов, время обратного поглощения обратно пропорционально массе фрагмента. Испариться до поглощения могут лишь фрагменты с массой ниже планковской или близкой к ней в рассмотренном приближении.

В демонстрационном расчёте испарения взяты исходная масса M = 10 планковских масс и показатель масштабирования p = −1/2. Это модельный пример, а не параметры реальной чёрной дыры.

Какие допущения использует расчёт и чего он не доказывает?

Главное ограничение: рост энтропии - необходимое, но недостаточное условие. Авторы прямо не моделировали неизвестную неравновесную динамику, которая соединила бы исходную чёрную дыру с двумя конечными объектами, и не доказали возникновение неустойчивости. Для четырёхмерной общей относительности работа не показывает динамической неустойчивости почти экстремальной чёрной дыры. Она лишь находит совместимость необходимых условий в упрощённой модели.

Расчёт Керра сильно упрощён: один фрагмент намного легче другого, оба конечных фрагмента считаются невращающимися, малый фрагмент рассматривается как тестовая частица. По словам Sannino, единой вероятности разделения пока нет, она зависит от поведения гравитации за пределами теории Эйнштейна. Чтобы продвинуться дальше, нужны подробный нелинейный динамический анализ или численная симуляция. Для сценария со сверхизлучением нужна полная эволюция полей в неосесимметричной ловушке.

Известны ли похожие фрагментационные неустойчивости в других условиях?

В общей относительности с числом измерений больше пяти чёрные струны и сверхбыстро вращающиеся чёрные дыры Майерса - Перри подвержены фрагментационным неустойчивостям типа Gregory-Laflamme, ранее подтверждённым численно. Сама неустойчивость описана в 1993 году: Ruth Gregory и Raymond Laflamme показали наличие неустойчивых мод у чёрных струн и p-бран в теориях с дополнительными измерениями.

Авторы также рассмотрели модифицированную гравитацию, логарифмические поправки к энтропии, неосесимметричное удержание сверхизлучения и деформированные горизонты с топологическими зарядами. В одном модельном примере гравитации с высшими производными для родительской чёрной дыры массой 10 масс Солнца энтропийно наиболее выгодная масса малого фрагмента оценивается примерно в 10⁻²⁰ массы Солнца, или 2 × 10¹⁰ кг. Это не прогноз реального распада: динамическая реализуемость не доказана.

Подтверждают ли наблюдения разделение чёрных дыр?

Нет. Наблюдений разделения одной астрофизической чёрной дыры на две нет. Известные данные касаются обратного процесса. Коллаборации LIGO, Virgo и KAGRA в анализе сигнала GW250114, опубликованном 10.09.2025, с высокой достоверностью показали, что площадь горизонта после слияния больше суммы начальных площадей. Это поддерживает закон площади Хокинга, но не относится к разделению.

Могут ли такие фрагменты искать в космосе?

Sannino высказал ожидание, что малые первичные чёрные дыры более склонны к фрагментации, чем крупные астрофизические. Это заявление о предполагаемом следствии модели, а не результат статьи. Существование первичных чёрных дыр само по себе наблюдательно не подтверждено. В материале Университета Южной Дании, пересказанном Phys.org, также упоминается возможность поиска фрагментов телескопом Fermi-LAT. Анализа чувствительности Fermi-LAT в версии v3 статьи не найдено, поэтому это остаётся лишь предположением соавтора.

Независимых оценок этой работы других физиков на момент публикации найти не удалось.