ファズボール（弦理論）

ファズボールは、一般相対性理論によって予測されるブラックホールの完全な量子記述を提供することを目的とした、超弦理論における仮説上のオブジェクトです。

ファズボール仮説は、ブラックホールの事象の地平線内の領域全体が実際には拡張された物体、つまり物質と光の究極の構成要素として提唱されている弦のボールであると仮定することで、ブラックホールの中心にある特異点を不要にする。弦理論によれば、弦は、通常の3次元空間と余剰次元の両方で複雑に振動するエネルギーの束である。^[1]ファズボールは、ブラックホール物理学における2つの大きな未解決問題に解決策を提供する。まず、ブラックホールの事象の地平線内に存在する重力特異点を回避できる。一般相対性理論では、特異点では時空の曲率が無限大になり、そこに陥る物質とエネルギーの運命を決定できないと予測されている。物理学者は一般に、特異点は実際の現象ではなく、超弦理論などの量子重力の理論が、その真の性質を説明できると期待されている。^{[2]第二に、}ブラックホール情報のパラドックスを解決します。ブラックホールに落ち込む物質の量子情報は事象の地平線の背後に閉じ込められ、ホーキング放射によってブラックホールが蒸発すると宇宙から完全に消えてしまうようです。これは、量子情報が保存されることを要求する量子力学の基本法則に違反します。^{[1] [3]}

弦理論全般、あるいはファズボールそのものを直接裏付ける実験的証拠は存在しないため、どちらも純粋に計算と理論的研究の産物である。^{[4] [より良い情報源が必要]しかし、ファズボールの存在は}重力波天文学を通じて検証できる可能性がある。^[5]

オハイオ州立大学のサミール・D・マサーは、最初の2本の論文に貢献したポスドク研究員オレグ・ルニンの協力を得て、2001年から2012年の間に8本の科学論文を発表した。これらの論文では、ブラックホールは一定の体積を持つ球状の拡張物体であり、弦で構成されていると提唱されている。^[6]これは、ブラックホールの中心に特異点があるという従来のブラックホールの見方とは異なる。特異点は、ブラックホール全体の質量が無限の密度で集中しているゼロ次元、ゼロ体積の点であり、その周囲を数キロメートル離れた事象の地平線が取り囲んでおり、その下には光が逃げられない。

弦理論のすべての変種は、力の媒体（光子やグルーオンなど）を含む素粒子の基本構成要素は、実際にはエネルギーの弦であり、異なるモードと周波数で振動することでそのアイデンティティとそれぞれの質量を獲得すると主張しています。ファズボールの概念は、IIB型と呼ばれる超弦理論の特定の変種（弦の双対性も参照）に根ざしており、弦は「開いた」（両端を持つ実体）と「閉じた」（ループ状の実体）の両方であり、 9 + 1の時空次元があり、6つの余分な空間次元のうち5つが「コンパクト化」されていると主張しています。^[7]

ブラックホールを特異点と見なす考え方とは異なり、小さなファズボールは、中性子が相転移を起こして分解し、構成するクォークを解放した超高密度中性子星と考えることができる。したがって、ファズボールは縮退物質の最終段階であると理論づけられている。マサーは、ファズボールの物理的表面の半径が古典的なブラックホールの事象の地平線の半径に等しいと計算した。したがって、どこにでもある 6.8 太陽質量( M _☉ )の恒星質量クラスのブラックホール(ファズボール) のシュバルツシルト半径は、スピンの影響を除外すると 20 キロメートルになる。彼はまた、ファズボールの事象の地平線が非常に小さなスケール (おそらくプランク長の数倍) では、霧のようにぼやけていることも突き止めた。そのため、「ファズボール」という名前が付けられた。

古典的モデルのブラックホールでは、特異点に向かう途中で事象の地平線を通過する物体は、脱出速度が光速を超える曲がった時空の領域、つまり構造がまったく存在しない領域に入ると考えられています。さらに、まさに特異点、つまり古典的なブラックホールの中心では、無限の密度には無限の脱出速度が必要であるため、時空自体が壊滅的に崩壊すると考えられています。このような状況は、既知の物理学では問題です。しかし、ファズボールの前提では、物質と光子からなるひもは、事象の地平線、つまり脱出速度が光速に達した閾値にあるファズボールの表面に落ちて吸収されると考えられています。

ファズボールはブラックホールです。時空、光子、およびファズボールの表面に非常に近くない他のすべては、中心に特異点があるブラックホールの古典的なモデルとまったく同じ方法で影響を受けると考えられています。2つの理論は量子レベルでのみ異なります。つまり、古典的なブラックホールとファズボールは、内部構成と、事象の地平線近くに形成される仮想粒子に与える影響が異なるだけです（下の§ 情報パラドックスを参照）。ファズボールは、支持者によってブラックホールの真の量子的記述であると考えられています。

ファズボールは、分数張力により質量が増加するにつれて密度が低くなります。物質またはエネルギー（弦）がファズボールに落ちると、弦が単にファズボールに追加されるのではなく、弦が融合、つまり結合します。そうすることで、落下する弦の量子情報はすべて、より大きく複雑な弦の一部になります。分数張力により、弦の張力は、振動モードが増えて複雑になるにつれて指数関数的に減少し、かなりの長さまで緩和します。マサーとルニンの弦理論の式は、87年前にカール・シュワルツシルトがまったく異なる数学的手法を使用して計算したシュワルツシルト半径と正確に等しいファズボールの表面半径を生み出します。^[8]

ファズボールの体積はシュワルツシルト半径（回転しないブラックホールの場合、 1M☉あたり₂₉₅₃メートル）の関数であるため、ファズボールの密度は質量の2乗に反比例して減少します（質量の2倍は直径の2倍で、体積は8倍になり、密度は4分の1になります）。典型的な6.8M☉の ファズ_ボールの平均密度は次のようになります。4.0 × 10 ¹⁷  kg/m ³。これは平均、つまり中間の嵩密度です。中性子星、太陽、その惑星と同様に、毛玉の密度は、密度が低い表面から最も密度が高い中心まで変化します。水滴ほどの大きさの、回転しない毛玉の平均質量は 2,000 万トンで、これは直径 243 メートルの花崗岩のボールの質量に相当します。

このような密度は想像を絶するほど極端であるが、数学的に言えば、無限の密度からは限りなく遠い。典型的な恒星質量の毛玉の密度は極端であるが（中性子星と同程度）、その密度はプランク密度（5.155 × 10 ⁹⁶  kg/m ³）、これは宇宙の質量が一つの原子核の体積に詰め込まれた量に相当します。

ファズボールの平均密度（および典型的なブラックホールの有効密度）は質量の2乗に反比例して減少するため、7  M _☉を超えるファズボールは、実際には最小密度の中性子星よりも密度が低くなります。質量密度の2乗に反比例する規則により、ファズボールは想像を絶する密度である必要はありません。ほぼすべての銀河の中心にある超大質量ブラックホールは、適度な密度を持つことができます。たとえば、私たちの天の川銀河の中心にあるブラックホールであるいて座A*は、430万M _☉です。ファズボールモデルは、いて座A*と同じ質量を持つ非回転の超大質量ブラックホールの平均密度が「わずか」金の51倍であると予測しています。さらに、39億M☉（かなり大きな超大質量ブラックホール）では、回転していないファズボールの半径は77天文単位（太陽系の太陽圏の終端衝撃波_とほぼ同じ大きさ）になり、平均密度は海面における地球の大気の密度（1.2 kg/m ³）に等しくなります。^[9]

ブラックホール（またはファズボール）はさまざまな方法で生成されますが、そのほとんどは超新星、キロノバ、極超新星などの非常に激しい質量放出イベントです。ただし、臨界質量限界M _{maxを超える}集積中性子星（伴星からゆっくりと質量を吸い上げている中性子星）は、突然、（比較的言えば）非暴力的にブラックホールまたはファズボールに崩壊します。このような崩壊は、中性子星とファズボールの物理的特性の違いを調べる際の有益なケーススタディとして役立ちます。

中性子星には最大質量があり、これはトールマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界として知られています。この限界は正確にはわかっていませんが、2.2 M _☉から 2.9  M _☉の間であると考えられています 。中性子星がこの質量を超えると、中性子縮退圧が重力に抵抗できなくなり、新しい物理的プロセスが引き継ぐまで急速に崩壊します。古典的な一般相対性理論では、崩壊する中性子星は臨界密度に達して事象の地平線を形成します。宇宙の外側ではブラックホールになり、崩壊は重力特異点に向かって進みます。ファズボールモデルでは、その中心にあるハドロン（中性子と、おそらくは少量の陽子と中間子）が縮退物質の最終段階と見なせるものに分解されます。それは糸のボールであり、ファズボールモデルでは、ブラックホールだけでなく、クォーク物質で構成される理論上のクォーク星の真の量子的記述であると予測されています。

古典的なブラックホールは、ブラックホール情報のパラドックスとして知られる物理学上の問題を引き起こすが、ファズボール仮説ではそのようなパラドックスは存在しない。このパラドックスは、1972年にヤコブ・ベッケンシュタインによって初めて提起され、後にスティーブン・ホーキングによって広められた。情報パラドックスは、量子情報は保存されなければならないという量子力学の要件から生まれたものであり、ブラックホールが中心に特異点を持つ場合、量子情報は時空から消滅しなければならないという一般相対性理論の要件と矛盾する。このパラドックスは、宇宙における最大の重力に基づく現象を説明する一般相対性理論と、最小の現象を説明する量子力学という、2つの非常に異なる理論間の矛盾と見なすことができる。ファズボール理論は、その基礎となるタイプIIB超弦理論が超重力と呼ばれる重力の量子的記述であるため、この緊張を解決すると主張している。

近くの伴星の恒星大気（陽子、中性子、電子）を主に摂取するブラックホールは、既知の量子力学の法則に従うとすれば、近隣の恒星からの光（光子）と宇宙マイクロ波背景放射のみを摂取する別のブラックホールとは異なる量子構成を持つようになるはずである。これは、原理的には、ある時点におけるシステムの状態が他の時点の状態を決定するという 、古典物理学と量子物理学の両方の核となる原則に従っている。

しかし、一般相対性理論が古典的なブラックホールに与える影響は避けられない。2つのブラックホールは、落下する物質と光によって次第に質量を増すという事実を除けば、特異点の体積がゼロであればブラックホールには量子構成がないため、量子構成に違いは存在しない。さらに、量子情報が特異点で消滅しなかったとしても、無限の重力強度に逆らって上昇し、事象の地平線を超えて通常の時空に現れることはできない。これはノーヘア定理と呼ばれ、ブラックホールは質量、角運動量、電荷以外、外部の観測者には何も明らかにできないという定理である。後者2つは理論的には超放射と呼ばれる現象を通じて明らかにすることができる。^[10]

スティーブン・ホーキングは、量子効果によりブラックホールが黒体放射体となり、その有効温度がブラックホールの質量に反比例するようになることを証明した。現在ホーキング放射と呼ばれるこの放射は、ブラックホールの質量しか明らかにできないため、無毛定理を回避することはできない。実際上、ホーキング放射は検出不可能である（以下の「理論の検証可能性」を参照）。

純粋に理論的な意味では、マサーとルニンが提唱するファズボール理論は、ホーキング放射の黒体温度とそれを放出するブラックホールの質量を関連付けるホーキングの公式を超えています。ファズボール理論は、量子情報が保存されるという要件を満たしています。これは、ファズボールに落ちる弦の量子情報は、それらの弦がファズボールの量子構成に溶け込み、その構成に寄与するため、保存されるという考え方を部分的に支持しているからです。この理論ではさらに、ファズボールの量子情報は表面で表現されるだけでなく、事象の地平線のトンネル効果による曖昧さを通り抜け、そこでホーキング放射に刻印され、その情報がゆっくりと通常の時空に運ばれ、放出される量子の微妙な相関関係の形で伝わるとも主張しています。^[1]

ファズボール理論が提案するブラックホール情報パラドックスの解決策は、量子力学と一般相対性理論の間の重大な矛盾を解消する。現在、一般相対性理論と調和する量子重力理論（重力の量子的記述）は広く受け入れられていない。しかし、ファズボール理論のベースとなっているタイプIIBの変種を含む、超弦理論の5つの変種すべてに量子重力が組み込まれている。さらに、5つのバージョンすべてが、M理論の下で統一される5つの異なる限界、またはサブセットを実際に構成していると仮定されている。^{[1] [11]}

弦理論もファズボール理論も直接的な実験的証拠がないため、どちらも純粋に計算と理論的研究の産物である。^[4]しかし、理論の妥当性を確かめる可能性があるなら、理論は実験的に検証可能でなければならない。 ^[12]科学的方法に完全に従い、いつの日かアインシュタインの特殊相対性理論や一般相対性理論のように広く真実として受け入れられるためには、自然界に関する理論は、自然の観察によって一貫して確認される予測をしなければならない。超弦理論は、積極的に探索されているもののまだ検出されていない、非常に捉えどころのない粒子の存在を予測している。さらに、ファズボール理論は、ホーキング放射自体が実質的に検出不可能であるため、ホーキング放射に対する予測される微妙な影響を観察することによって実証することはできない。^{[13]しかし、ファズボール理論は}重力波天文学によって検証できる可能性がある。^[5]

ファズボール理論の検証可能性に関する最初の課題は、それが証明されていない超弦理論（超対称弦理論の略）に根ざしていることです。 超対称性は、標準モデルで既知の各量子（粒子）に対して、スピンが異なる超パートナー粒子が存在すると予測しています。 1/2これは、すべてのボソン（標準モデルにおける0、1、2などの整数スピンを持つ質量のない粒子）に対して、半奇整数スピンを持つゲージノと呼ばれる超対称スピンフェルミオンのような粒子が存在することを意味します（例： ⁠1/2⁠と⁠3/2⁠）であり、静止質量を持っています。このスピンを調べると、1/2⁠反対方向の超対称性として、超弦理論は、標準モデルのフェルミオンがスフェルミオンとして知られるボソンのような超パートナーを持つことを予測しているが、標準モデルの実際のゲージボソンとは異なり、スフェルミオンは力のキャリアとして強くは機能しない。^[14]すべてのボソン（例えば、光子）とボソンのようなスフェルミオンは混雑したときに容易に重なり合うが、フェルミオンと質量を持つフェルミオンのようなゲージノ（電子、陽子、クォークなど）は重なり合わない。これが、超パートナーが存在する場合、標準モデルの対応するものとは非常に異なる特性を持つ理由の1つである。標準モデルでは電磁気のキャリアである質量のないボソンである光子を例に挙げよう。フォティーノと呼ばれる超対称粒子が存在すると予測されており、これは半奇整数スピンを持つ質量を持つフェルミオンである。1/2⁠。逆に、電子（スピン⁠1/2⁠）は、質量を持つフェルミオンの一例であり、そのスーパーパートナーはスピン 0 のセレクトロンであり、これは質量のないボソンであるが、主要な力のキャリアとは見なされていません。

超パートナーの実験的検出は、超弦理論を強化するだけでなく、暗黒物質の組成やミューオンの異常磁気モーメント（正確には2に等しいはずが、約2.002 331 84であり、隠れた相互作用を示唆している）ため、素粒子物理学者はこれらのスーパーパートナーを探し求めてきた。^{[15] [16]宇宙論的効果に基づくと、}何らかの暗黒物質が存在するという強力な証拠がある（暗黒物質：観測的証拠を参照）が、それが亜原子粒子で構成されている場合、それらの粒子は、1986年以来採用されてきたさまざまな検出技術にもかかわらず、非常に捉えにくいことが証明されている。 ^[17]超対称粒子を検出することのこの困難は、素粒子物理学者にとって驚くべきことではない。なぜなら、最も軽い粒子は安定しており、電気的に中性であり、標準モデルの粒子と弱く相互作用すると考えられているからである。^[14]粒子加速器を使用した多くの探索により、特定の質量範囲が超対称粒子として除外されているが、探索は続いている。^[18]

ファズボール理論は、量子情報はファズボールに保存され、ファズボールの表面のすぐ上にあるプランクスケールの量子泡から発生するホーキング放射にはその情報が微妙にエンコードされているという理論によって、一般相対論と量子力学の長年の対立を解決している。しかし、実際には、ホーキング放射はブラックホールが天文学的に低い出力レベルで放射し、ホーキング放射を構成する個々の光子のエネルギーが非常に小さいため、検出することは事実上不可能である。^[13]これが、理論上完全に静止したブラックホール（吸収する物質や他の種類の電磁放射を含まない宇宙のブラックホール）が、ホーキング放射によってエネルギー（および同等の質量）を失うにつれて非常にゆっくりと蒸発する理由で ある。控えめな4.9 M _{☉のブラックホールでさえ、}消滅するには、現在の宇宙の年齢の10 ⁵⁹倍かかります。さらに、リストのトップクラスである1060 億M _☉の超大質量ブラックホールが蒸発するには、さらに 1000 万兆兆兆倍の時間がかかります。宇宙の年齢の10の^{90倍。 [9]}

ホーキングは、ホーキング放射によって放出される光子のエネルギーはブラックホールの質量に反比例し、その結果、最も小さなブラックホールは最も検出が容易な最もエネルギーの高い光子を放出することを示した。しかし、最小サイズの2.7M☉ ブラックホール（またはファズボール）から放出される放射でさえ、絶対零度より約230億分の1ケルビン高い温度の黒体から放出される光子と同等の極めて低エネルギーの光子で構成される_。さらに困難なことに、そのようなブラックホールは、ブラックホール全体で放射される電力が1.2 × 10 ⁻²⁹ ワット（ 1ミリワットの120億分の10億） ^[9]。このような極小の送信電力は1ワットあたり次のように表される。1/3000⁠一滴の水の体積（一般的な食塩一粒の体積の約4分の1）は、地球上のすべての海に相当します。

しかし、重要なのは、信号がこれほど弱い場合、課題はもはやゲインや信号対雑音比などの古典的な電波天文学の技術的問題ではなくなるということです。ホーキング放射は個々の光子量子から構成されるため、このような弱い信号は、2.7  M _{☉ の}ブラックホールが最大で 1 秒あたり 10 個の光子しか放出していないことを意味します。たとえそのようなブラックホールがわずか 100 光年しか離れていなかったとしても、人間が観察している間にそのホーキング放射光子の 1 つでも地球上のどこかに着地する確率は、天文学的にありそうにありません (ましてやアンテナで捕捉される確率は)。重要なのは、上記の値が可能な限り最小の恒星質量ブラックホールの場合であることです。銀河中心の超大質量ブラックホールから放出されるホーキング放射を検出するのは、それよりはるかに困難です。例えば、目立たない超大質量ブラックホールであるM87*は、1世紀あたり最大13光子というほとんど存在しない放射力でホーキング放射を放射しており、その波長は非常に長いため、わずかな吸収効率を持つ受信アンテナでも太陽系よりも大きくなります。^[9]

しかし、ファズボール理論は重力波天文学を通して検証できるかもしれない。レーザー干渉計重力波観測所（LIGO）のような重力波観測所は、天文学における革命的な進歩であることが証明されており、天文学者や理論物理学者が中性子星やブラックホールなどのコンパクトな天体について、これまで以上に詳細な洞察を展開することを可能にしている。 ^[19]重力波が初めて直接検出されたのは、2015年に起きたGW150914と呼ばれる恒星質量ブラックホールの連星の合体であるイベントであり、それ以来、重力波信号は、中心に特異点を持つ古典的なブラックホールに対する一般相対性理論の予測と一致している。しかし、コンピューターシミュレーションを実行したイタリアの科学者チームは2021年に、物理的構造を持つ拡張された物体であるファズボールの重要な独自の特性により、既存の重力波観測所は、合体する連星ブラックホールからの信号（およびリングダウンへの結果的な影響）からファズボール理論を支持する証拠を識別できると示唆した。チームのシミュレーションでは、特定の振動モードの減衰率が予想よりも遅く、以前のリング振動からの「エコー」も支配的になると予測された。^[5]さらに、別のイタリアのチームは1年前​​に、現在の観測所の限界をはるかに下回る周波数で高質量の連星合体を観測する能力を持つことを目的とした提案中のレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）などの将来の重力波検出器は、ファズボール理論の側面を確認する能力を桁違いに向上させると仮定した。^[20]

• ブラックホールは毛玉か？ – Space Today Online
• ブラックホールのパラドックスを解決するファズボール、2015 年 6 月 23 日 – Quanta Magazine
• 情報パラドックスは解決したか？もしそうなら、ブラックホールは「毛玉」だ – オハイオ州立大学
• ArXiv.org リンク: 毛玉に投げ込まれた弦の巻き戻し – Stefano Giusto と Samir D. Mathur
• 天文学者がブラックホールに仮想的に飛び込む (84 MB) (10 MB バージョン)、コロラド大学ボルダー校とNISTの合弁会社JILAが制作した 40 秒のアニメーション
• CERN のビデオ講義シリーズ (4 部構成、各部約 1 時間)：「ブラックホール情報問題とファズボール提案」、パート 1、パート 2、パート 3、パート 4