Naga osobliwość – Wikipedia, wolna encyklopedia

Naga osobliwość (naga czarna dziura) – grawitacyjna osobliwość bez horyzontu zdarzeń. W czarnej dziurze istnieje region wokół osobliwości (horyzont zdarzeń), po przekroczeniu którego siły grawitacyjne osobliwości są tak duże, że nawet światło nie może z niego uciec. W związku z tym osobliwość nie może być bezpośrednio obserwowana. Naga osobliwość natomiast jest obserwowalna z zewnątrz.

Teoretyczna możliwość istnienia nagich osobliwości jest ważna, ponieważ ich istnienie umożliwiałoby obserwowanie zapadania się obiektu w nieskończoną gęstość. Powodowałoby to także fundamentalne problemy dla OTW, gdyż istnienie nagich osobliwości powodowałoby niemożność budowy prognoz dotyczących przyszłości ewolucji czasoprzestrzeni opierających się na OTW.

Niektóre badania sugerują, że jeżeli pętlowa grawitacja kwantowa jest poprawna, to nagie osobliwości mogą istnieć we wszechświecie^[1]^[2]^[3], implikując nieważność hipotezy kosmicznej cenzury.

Przypisy

[edytuj | edytuj kod]

↑ M. Bojowald, Living Rev. Rel. 8, (2005), 11 (https://web.archive.org/web/20151221011231/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2008-4/ )
↑ R. Goswami & P. Joshi, Phys. Rev. D, (2008) (http://arxiv.org/abs/gr-qc/0608136 )
↑ R. Goswami, P. Joshi, & P. Singh, Phys. Rev. Letters, (2006), 96 (http://arxiv.org/abs/gr-qc/0506129 )

Ogólna teoria względności

Podstawowe koncepcje	geometria Riemanna linia świata szczególna teoria względności zasada równoważności
Zjawiska	czarna dziura efekt geodezyjny efekt Lensego-Thirringa fala grawitacyjna horyzont zdarzeń osobliwość grawitacyjna problem Keplera soczewkowanie grawitacyjne
Równania	równanie Einsteina grawitacyjna całka działania zlinearyzowana grawitacja równania Friedmana
Formalizm	ADM BSSN postnewtonowski
Rozwiązania	Schwarzschilda Reissnera–Nordströma Kerra Kerra-Newmana Friedmana-Lemaître’a-Robertsona-Walkera Gödla Model Milne'a Kasnera Lemaître'a–Tolmana Taub–NUT fale pp van Stockuma Weyl–Lewis–Papapetrou
Uczeni	Einstein Lorentz Minkowski Poincaré Infeld Schwarzschild Eddington Friedman Robertson Lemaître Plebański Chandrasekhar Hawking Kerr Trautman Thorne Penrose Bardeen Wheeler inni

$G_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={\frac {8\pi G}{c^{4}}}T_{\mu \nu }$

Czarne dziury

Rodzaje	Schwarzschilda rotująca naładowana wirtualna
Rozmiary	mikro cząstka Plancka ekstremalna elektron gwiazdowa o masie pośredniej supermasywna kwazar aktywne jądra galaktyk blazar duża grupa kwazarów
Powstawanie	ewolucja gwiazd zapadanie grawitacyjne gwiazda neutronowa gwiazda zdegenerowana kwarkowa egzotyczna granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa biały karzeł supernowa hipernowa rozbłysk gamma
Właściwości	akrecja Bondiego ergosfera horyzont zdarzeń orbita fotonowa oscylacje quasiperiodyczne proces Blandforda–Znajek proces Penrose’a promieniowanie Hawkinga promień Schwarzschilda soczewkowanie grawitacyjne spaghettizacja termodynamika związek M–sigma
Modele	osobliwość teoria osobliwości Penrose’a-Hawkinga pierwotna czarna dziura grawastar ciemna gwiazda gwiazda z ciemnej energii czarna gwiazda wiecznie zapadający się obiekt (magnetosferyczny wiecznie zapadający się obiekt) Fuzzball biała dziura naga osobliwość osobliwość pierścieniowa parametr Immirzi paradygmat membrany Kugelblitz tunel czasoprzestrzenny quasistar
Problemy	ER=EPR kosmiczna cenzura komplementarność czarnej dziury modele alternatywne paradoks informacyjny teoria łysiny zasada holograficzna zapora ogniowa
Metryki	Schwarzschilda Kerra Reissnera–Nordströma Kerra–Newmana
Listy	czarne dziury najmasywniejsze kwazary
Powiązane linki	hiper zwarty układ gwiazd kalendarium fizyki czarnych dziur podróże kosmiczne przez czarną dziurę Rossi X-ray Timing Explorer