Включенное входящее излучение имеет отрицательную энергию, заставляющую черную дыру сжиматься, пока она

Достигает центральной сингулярности. Однако этот процесс не излучает всю информацию

содержится в черной дыре [4], что приводит к проблемам, касающимся единичности теории,

И, должно быть, это означает, что что-то из этого потеряно.

В этой статье я предложу некоторые модели гравитационного коллапса, которые не приводят к

Сингулярности, следовательно, восстанавливая унитарность нашего пространства-времени и полностью избегая

Информационный парадокс. В этих случаях сингулярность заменяется ”квантовым отскоком”.

Рассмотрим общую сферически симметричную метрику вида

дс

2

= − F (r)dt

2

+

1

F (r)

dt

2

+ r

2

d Ω

2

.

(1.1)

Захватывающие горизонты, которые определяют область, из которой не могут вырваться нулевые геодезические,

задаются F (r) = 0. Поверхность площадью 4nr

2

, оказывается в ловушке, если F (r)

если F (r) > 0. Для асимптотически плоского пространства-времени и черной дыры массой m,

F (r) ∼ 1 −

М

r

как r → ∞,

(1.2)

В то время как обычный и плоский центр требует

F (r) ∼ 1 −

r

2

l

2

как r → 0.

(1.3)

Здесь l управляет центральной плотностью энергии, предполагаемой положительной. Для метрики вида

(1.1), при соблюдении вышеуказанных условий, можно показать [8], что тензор Эйнштейна имеет космологическую

Постоянная форма

G ∼ −Λ g, где Λ = 3/l

2

.

(1.4)

Следовательно, у нас есть эффективная космологическая постоянная на малых расстояниях, управляемая l. Этот

Поведение ранее было предложено как уравнение вещества с высокой плотностью или как

Верхний предел плотности/кривизны, который был бы полностью описан в более полном

Теория квантовой гравитации. Так как l дает приблизительную шкалу длины, ниже которой такие

Преобладали бы квантовые эффекты, ожидалось, что l будет иметь порядок

Планковская длина.

5

Однако недавно было высказано предположение, что эти эффекты могут проявляться в гораздо больших масштабах

Больше, чем длина Планка, и вместо этого будет определяться масштабом Планка

Плотность. Согласно последним результатам в квантовой космологии цикла, уравнение Фридмана

То, что управляет a(t), масштабным коэффициентом Вселенной, должно быть изменено следующим образом

а
а

2

=

NG

3

ρ

1 −

ρ

ρ

cr

.

(1.5)

Это указывало бы на то, что природа входит в квантовый гравитационный режим вокруг ρ ∼ ρ

P

.

Учитывая, что ρ

P

∼ м

p

/л

3
Р

, мы можем оценить, что объем, при котором квантовая гравитационная

Эффекты начнут доминировать, если будут даны

В ∼

m

m

P

l

3
Р

,

и это может произойти в масштабах, намного превышающих планковскую длину.

P

i

P

f

будущая нулевая
бесконечность

мимо нулевой
бесконечности

Поверхность

Звезда

Событие

Горизонт

Особенность

Внутренний

Горизонт

Внешнее кажущееся

Горизонт

i

+

i

0

i

-

Рисунок 1.1: Диаграмма Пенроуза Звезды, подвергающейся гравитационному коллапсу

P

i

Является точкой, в которой видимый горизонт образуется в процессе коллапса, и P

f

Является

Точка, в которой она снова исчезает. Красные линии указывают на то, что происходит в классической

Случае, когда поверхность звезды коллапсирует, образуя черную дыру. В полуклассическом случае существует

Нет сингулярности, поэтому никакие нулевые геодезические не отсоединяются от фуртурной нулевой бесконечности и унитарности

Даже никогда не становится проблемой.

Согласно Ровелли [1], этот квантовый отскок обусловлен квантовым гравитационным отталкиванием

Происходящий из принципа неопределенности Гейзенберга, аналогичного ”силе”, которая сохраняет

электрон от падения в центр ядра. С другой стороны, Бэмби и др. [6] предлагается

Что это отталкивание на самом деле не является квантово-механическим по своей природе, но что отскок следует

Из динамики системы. В эффективной картине они предполагают, что отскок происходит

из сохранения тензора энергии-импульса, так как ρ

Эф ф

+ р

Эф ф

< 0 при

Отскок, нарушающий энергетические условия и, следовательно, нестабильный, в результате чего отскок

6