Дыры”, образовавшиеся в ранней Вселенной, будут иметь продолжительность жизни, приблизительно равную возрасту

Вселенной, и может закончиться в нашу эпоху, которая может быть обнаружена. И любая модель, соответствующая

Наблюдения должны учитывать кандидатов в сверхмассивные черные дыры в центре

Галактик, поэтому захваченные поверхности, образовавшиеся во время коллапса этих сверхмассивных объектов, должны

Длится в течение длительного времени, по крайней мере, до порядка возраста Вселенной.

9

2

Пылевые модели гравитационного коллапса

Простейшим случаем гравитационного коллапса является модель Оппенгеймера-Снайдера для незначительно

Связанный коллапс пылевой сферы. Конечным продуктом этого процесса является черная дыра в пространстве-времени,

Как и в процессе коллапса, внутри коллапсирующего облака формируется горизонт событий, из которого

Никакие частицы или световые лучи не могут вырваться наружу. Коллапсирующая звезда входит в горизонт и продолжается

Пока не образуется сингулярность пространства-времени, которая скрыта от всех наблюдателей в бесконечности. То

Введение давления в пылевой коллапс может предотвратить это и вызвать некоторые

Интересные эффекты. Классически мы должны применять определенные условия, чтобы в итоге получить физически

Жизнеспособная модель, такая как условие слабой энергии и гипотеза космической цензуры,

Но возникновение одновременной сингулярности тесно связано с однородностью

Профиль плотности.

Вторая модель, которую я рассмотрю, - это обобщение модели операционной системы, известной как

Модель Леметра-Толмана-Бонди (LTB). Неоднородности в профиле вещества без давления

Заставьте его потерять структуру одновременной сингулярности, и различные оболочки станут сингулярными

В разное время. Что еще более важно, меняется поведение горизонта, поэтому мы должны

Определите, образуется ли черная дыра или мы остаемся с глобально или локально обнаженной сингулярностью.

Наконец, я рассмотрю некоторые неособые модели, в которых сингулярности избегают с помощью

используя эффективную плотность, которая является результатом работы в квантовой космологии цикла [2].

Эффективная плотность изменяет модель полуклассически, потому что мы приписываем разницу

некоторые неизвестные квантовые эффекты, которые возникают, когда коллапсирующая звезда достигает планковской

плотность, а не обычное предположение о том, что эффекты будут проявляться при планковской длине. То

Основное отличие здесь заключается в том, что это может иметь некоторые интересные эффекты, когда объем

звезда на порядки больше планковского объема, поэтому у нас есть ограничение на локальную

Кривизна, а также плотность энергии. Гравитационное притяжение звезды заменяется

Под действием квантового давления, которое заставляет звезду снова расширяться, и поэтому мы знаем, что это черная дыра

на самом деле оно никогда не формируется. Мы называем эти новые объекты планковскими звездами.

2.1

Однородный Пылевой Коллапс

2.1.1

Модель Оппенгеймера-Снайдера

Наиболее общий сферически симметричный линейный элемент, описывающий коллапсирующее облако вещества

Как

дс

2

= − e

2 ν (t,r)

dt

2

+ e

2 ψ (t,r)

Д-р

2

+ R(t, r)

2

d Ω

2

(2.1)

И тензор энергии напряжения для общих источников вещества задается T

t

t

= −ρ, T

r

r

=

p

r

, Т

θ

θ

= T

φ

φ

= р

θ

Это самый общий сценарий, без предположений о форме

Материя или уравнение состояния. Используя уравнения Эйнштейна в натуральных единицах, это пространство-время может

Быть записано как

p

r

= −

˙

F

R

2

˙

R

,

(2.2)

10

ρ =

F

R

2

R

,

(2.3)

ν = 2

p

θ

− п

r

ρ + p

r

R

R

−

p

r

ρ + p

r

,

(2.4)

˙

G = 2

ν

R

˙

RG,

(2.5)

F = R(1 − G + H),

(2.6)

Где относится к производной по отношению к r и относится к производной по отношению к t.

Функция F (r, t) интерпретируется как функция массы Мизнера-Шарпа, которая пропорциональна

К количеству вещества в оболочке, обозначенному r в момент времени t. Функции H и G определены

H = e

− 2 ν (r,a)

˙

R

2

и G = e

− 2 ψ (r,a)

R

2