Теперь мы можем видеть, аналогично случаю модели Однородной Пыли, что если g

0

Является

выбран таким образом, чтобы χ

2

Является положительным, заключительной стадией гравитационного коллапса будет

Голая сингулярность, а не черная дыра. Поэтому мы создали класс моделей

Малых тангенциальных возмущений давления коллапса модели LTB, которые резко изменяются

Конечный результат процесса коллапса при введении малых давлений.

Еще раз у нас есть модель коллапса, на которую мы поместили некоторые разумные физические-

Условия реальности и реальности, которые требуют очень тонкой настройки, чтобы на самом деле рухнуть до

Черная дыра. Гораздо более вероятным конечным продуктом коллапса была бы голая сингулярность, но

Это противоречит Гипотезе Космической цензуры. Главный вопрос, на котором я фокусируюсь в

Этот тезис заключается в том, как мы разрешаем это противоречие?

22

2.3

Неособая Модель Пылевого Коллапса

2.3.1

Гравитационный коллапс с Квантовой коррекцией

Наиболее важная особенность возникновения квантово-гравитационных эффектов в этих моделях

исходит из недавней идеи в квантовой космологии цикла [2]. Уравнение Фридмана, которое

Управляет динамикой a(t), масштабный коэффициент, модифицируется квантовыми гравитационными эффектами

Как

а
а

2

=

NG

3

ρ

1 −

ρ

ρ

cr

.

(2.58)

Квантовый поправочный член определяется соотношением ρ к плотности Планка

Масштаб

ρ ∼ m

p

/л

3
р

∼ с

5

(G

2

),

Где м

p

И л

p

являются планковской массой и планковской длиной. Это указывает на то, что скорее

чем в масштабе планковской длины, как обычно предполагается, это планковская шкала плотности, где

Материя переходит в квантово-гравитационный режим. Это может произойти в масштабах, намного превышающих

Шкала длины Планка, в результате чего гравитационно коллапсирующий объект отскакивает назад к

Расширяя один, тем самым избегая конечного состояния сингулярности. Мы приписываем отскок еще

Неопределенные квантовые гравитационные силы, действующие на коллапсирующую материю, как только она достигает

Эта плотность, которая заставляет объект снова начать расширяться. Когда происходит отскок, то

Объем объекта составляет порядка

В ∼

m

m

p

l

3
р

,

Где m - масса объекта. Это означало бы, что отскок может произойти надолго

До того, как объект сможет схлопнуться в сингулярность.Если бы это было так, у нас был бы один дополнительный

Фаза в жизни коллапсирующей звезды, когда экстремальное гравитационное притяжение уравновешивается

под действием экстремального внутреннего квантового давления. Звезда на этой стадии своей жизни называется ”планковской

Звезда”.

Как бы выглядел этот процесс со стороны, со стороны наблюдателя? Оказывается, жизнь одного

Звезда Планка чрезвычайно длинная, если измеряется наблюдателем на бесконечности, потому что она определена

По времени испарения Хокинга черной дыры, в которой она скрыта. Крайность

гравитационное замедление времени и образование видимого горизонта вызовут отдаленного наблюдателя

Однако, чтобы увидеть что-то со многими свойствами черной дыры, если наблюдатель был

Находясь на поверхности звезды, этот процесс коллапса/расширения был бы чрезвычайно коротким, конечно

Порядок времени, необходимое для того, чтобы свет пересек радиус звезды. Надлежащая продолжительность жизни

Звезда Планка, по сути, является чрезвычайно быстрым отскоком.

В дальнейшем мы перепишем уравнения Эйнштейна в виде поправок пыль +, где ρ

cr

Указывает

Масштаб, в котором исправления становятся актуальными. Чтобы исправления стали важными

при высокой плотности мы пишем [24]

23

ρ

Корр

= α

1

ρ

2

+ α

2

ρ

3

+ O(ρ

4

),

(2.59)

⇒ ρ

Эф ф

= ρ + ρ

Корр

,

(2.60)

где параметры α

i

(ρ

cr

) определите масштаб исправлений и были бы определены-

Извлечено из квантовой теории. Затем мы берем

T

µ ν

= T

Класс

µ ν

+ Т

Корр

µ ν

.

Чтобы изучить, как эта эффективная теория с включенными квантовыми эффектами влияет на сингулярность