- Эйкональные квазинормальные моды и тени d-мерных черных дыр с поправкой на струну (arXiv)
Автор: Filipe Moura, João Rodrigues
Аннотация:Мы вычисляем квазинормальные частоты d-мерных сферически-симметричных черных дыр с ведущей струной α′ поправок в эйкональном пределе для тензорных гравитационных возмущений и скалярных тестовых полей. Мы обнаруживаем, что, в отличие от гравитации Эйнштейна, действительные части частоты больше не равны для этих двух случаев. Соответствующие мнимые части остаются равными главному показателю Ляпунова, соответствующему круговым нуль-геодезическим, до первого порядка по α′. Мы также вычисляем радиус тени, отбрасываемой этими черными дырами.
2. Термодинамика d-мерных черных дыр Шварцшильда в каноническом ансамбле (arXiv)
Автор: Руи Андре, Хосе П. С. Лемос
Аннотация: мы изучаем термодинамику d-мерной черной дыры Шварцшильда в каноническом ансамбле. Это обобщает формализм Йорка на любое число измерений d. Канонический ансамбль, характеризующийся полостью фиксированного радиуса r и фиксированной температуры T на границе, допускает два возможных решения в тепловом равновесии: маленькую и большую черную дыру. Из евклидова действия и подхода интеграла по путям мы получаем свободную энергию, термодинамическую энергию, давление и энтропию системы черная дыра плюс полость. Энтропия определяется законом площадей Бекенштейна-Хокинга. Теплоемкость показывает, что меньшая черная дыра находится в неустойчивом равновесии, а большая стабильна. Радиус фотонной сферы делит критерий устойчивости. Для изучения возмущений получена обобщенная функция свободной энергии, позволяющая понять возможные фазовые переходы между классическим горячим плоским пространством и черными дырами. Радиус Бухдаля, который естественным образом появляется при общерелятивистском изучении структуры звезды, также проявляется в нашем контексте: свободная энергия равна нулю, когда радиус полости имеет значение радиуса Бухдаля. Тогда, если радиус полости меньше радиуса Бухдаля, в классическом горячем плоском пространстве может образоваться черная дыра. Указывается также на связь проведенного канонического анализа с прямым возмущением континуального интеграла. Поскольку гравитационное горячее плоское пространство представляет собой квантовую систему, состоящую исключительно из гравитонов, интересно сравнить свободные энергии квантового горячего плоского пространства и стабильной черной дыры, чтобы найти, для каких диапазонов r и T одна фаза преобладает над другой. Отображаются фазовые диаграммы. Найдена плотность состояний при заданной энергии. Проводятся дальнейшие расчеты и комментарии, в частности, связь с тонкими оболочками в d пространственно-временных измерениях, которые представляют собой системы, также поддающиеся строгой термодинамике.
3. Космическая цензура и эволюция d-мерных заряженных испаряющихся черных дыр (arXiv)
Автор:Хао Сюй, Йен Чин Онг, Ман-Хонг Юнг
Выдержка: Гипотеза о космической цензуре по существу утверждает, что голые сингулярности не должны формироваться из общих начальных условий. Поскольку параметры черной дыры могут изменять свои значения при испарении Хокинга, возникает вопрос, можно ли достичь экстремальности, просто ожидая испарения черной дыры. Если это так, небольшое возмущение, вероятно, сделает сингулярность обнаженной. К счастью, по крайней мере для случая асимптотически плоской 4-мерной черной дыры Рейсснера-Нордстрема Хискок и Вимс показали, что она никогда не может достичь экстремальности, несмотря на то, что для достаточно массивной черной дыры отношение ее заряда к массе может увеличиваться в течение Испарение Хокинга. Следовательно, космическая цензура никогда не нарушается излучением Хокинга. Однако мы знаем, что при некоторых процессах легче нарушить космическую цензуру в более высоких измерениях, поэтому крайне важно обобщить модель Хискока и Уимса на измерения выше четырех, чтобы проверить космическую цензуру. Мы обнаружили, что испарение Хокинга не может привести к нарушению космической цензуры даже в многомерном пространстве-времени Рейсснера-Нордстрема. Более того, кажется, что достичь экстремальности становится все труднее по мере увеличения числа измерений.
