Teoria osobliwości Penrose'a-Hawkinga

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania

Teoria osobliwości Penrose'a-Hawkinga to zbiór wniosków ze studiowania ogólnej teorii względności próbujących odpowiedzieć na pytanie, kiedy grawitacja stwarza osobliwości.

Osobliwość w rozwiązaniach równań pola Einsteina to jedna z dwóch opcji:

  1. sytuacja, w której materia jest ściśnięta do obszaru punktu (przestrzenna osobliwość)
  2. sytuacja, w której promienie światła pochodzą z obszaru o nieskończonej krzywiźnie (czasopodobna osobliwość)

Przestrzenne osobliwości są cechą nie-rotujących czarnych dziur, podczas gdy czasopodobne pojawiają się w wirujących bądź posiadających ładunek elektryczny rozwiązaniach. Oba rodzaje posiadają następującą właściwość:

geodezyjną niekompletność: Pewne cząsteczki światła lub materii nie mogą przejść poza określony czas lub afiniczny parametr (afiniczny parametr wynosi zero w ciągu pewnego czasu)

Teoria Penrose'a gwarantuje, że pewien rodzaj geodezyjnej niekompletności pojawia się wewnątrz każdej czarnej dziury, gdy materia spełnia odpowiednie warunki energetycze. Warunek energetyczny wymagany dla teorii osobliwości czarnej dziury jest słaby: mówi, że promienie są zawsze skupione razem przez grawitację i jest ważny zawsze, gdy energia materii nie jest ujemna.

Teoria osobliwości Hawkinga dotyczy całego Wszechświata i działa wstecz w czasie: w swojej oryginalnej formule gwarantuje, że osobliwość w chwili Wielkiego Wybuchu miała nieskończoną gęstość. Jednak w późniejszym czasie Hawking zrewidował swój pogląd stwierdzając w książce Krótka historia czasu: (...) w rzeczywistości nie było żadnej osobliwości w chwili powstawania wszechświata. Wnioski, na których podstawie wysunął to twierdzenie, pochodzą z mechaniki kwantowej, gdzie ogólna teoria względności jest niewystarczająca, gdy prowadzi się rozważania dotyczące wielkości mniejszych od wielkości plancka.

Teoria Penrose'a jest natomiast bardziej restrykcyjna – jest ważna tylko wtedy, gdy materia spełnia silniejszy warunek energetyczny, nazywany dominującym warunkiem energetycznym, co oznacza, że energia jest większa od ciśnienia. Podczas inflacji Wszechświat naruszył silniejszy dominujący warunek energetyczny (ale nie słaby warunek energetyczny), w związku z czym kosmologia inflacyjna unika osobliwości wielkiego wybuchu zamieniając go na gładki początek.

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

  • Hawking, Stephen; and Ellis, G. F. R. The Large Scale Structure of Space-Time, Cambridge: Cambridge University Press 1973. ISBN 0-521-09906-4
  • Natário, J. Relativity and Singularities – A Short Introduction for Mathematicians 2006, http://arxiv.org/abs/math/0603190 [14.05.2012]