Inflación masiva

En la relatividad general , la inflación de masa o explosión de masa ^{[ 1 ]} es un fenómeno dentro de agujeros negros giratorios o cargados en el que las interacciones de la radiación saliente y entrante en el horizonte de Cauchy hacen que el parámetro de masa gravitacional interna del agujero negro se vuelva ilimitado en el horizonte de Cauchy. ^{[ 2 ]} También predice la existencia de una singularidad nula débil en el horizonte de Cauchy de un agujero negro giratorio o cargado. ^{[ 2 ] [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]} La inflación de masa fue confirmada numéricamente para un agujero negro esférico cargado por Lior Burko en 1997 y para un agujero negro giratorio sin carga por Mihalis Dafermos y Jonathan Luk en 2017. ^{[ 4 ] [ 6 ] [ 7 ]}

En una estrella en colapso , se emite radiación gravitacional que se lleva consigo información sobre todas las características iniciales de la estrella , excepto su masa , carga y espín, según el teorema de no-pelo . ^{[ 2 ]} Parte de la radiación escapa al infinito, mientras que otra parte es retrodispersada por la curvatura del espacio-tiempo y reabsorbida por el agujero negro recién formado . La inflación de masa ocurre porque, a medida que la radiación gravitacional se acerca al horizonte de Cauchy , una región de corrimiento al azul infinito , también sufre un corrimiento al azul cada vez mayor y su densidad de energía aumenta sin límite. ^{[ 2 ] [ 8 ] [ 9 ]}

Si no se consideran las perturbaciones causadas por la estrella en colapso dentro del horizonte interior, la acumulación de esta radiación gravitacional no tendría efecto: el horizonte de Cauchy, una región de desplazamiento al azul infinito para observadores fuera del horizonte, y el horizonte interior aparente , una región de desplazamiento al rojo infinito para observadores dentro del horizonte, se "cancelaban" efectivamente y no se produciría inflación de masa. Pero a medida que la radiación saliente de la estrella en colapso cruza el horizonte interior, el horizonte de Cauchy y el horizonte aparente se separan, impidiendo que se produzca la cancelación y permitiendo que tenga lugar la inflación de masa. ^{[ 2 ]} Estas corrientes de radiación entrantes y salientes y el flujo de energía de la radiación de desplazamiento al azul aumentan la fuerza gravitacional , lo que acelera aún más las corrientes, lo que a su vez aumenta la fuerza gravitacional y así sucesivamente, creando un bucle de retroalimentación positiva que conduce a un crecimiento descontrolado del parámetro de masa gravitacional (también llamado función de masa interna). ^{[ 10 ] [ 11 ]}

Para un agujero negro astrofísico realista en la relatividad general clásica (no cuántica) , esta inflación de masa se debe únicamente a la acreción dentro de los últimos cientos de tiempos de cruce del agujero negro (en lugar del pasado lejano o el futuro lejano). Contrariamente a la intuición, la tasa de acreción del agujero negro es inversamente proporcional a la tasa de exponenciación de la función de masa, a menos que la tasa de acreción esté cerca del máximo. ^{[ 10 ]}

La divergencia del parámetro de masa gravitacional tiene consecuencias locales interesantes para un objeto extendido en caída: dado que el parámetro de masa determina la componente de Coulomb de la curvatura local dentro de un agujero negro , un aumento en el parámetro conduciría a un aumento de las fuerzas de marea que siente localmente el objeto. ^{[ 2 ]} Esto resulta en una singularidad de curvatura ^{[ 11 ] [ 5 ]} en el horizonte de Cauchy conocida como la singularidad de inflación de masa, ^{[ 3 ] [ 5 ] [ 9 ] [ 12 ] [ 13 ]} la singularidad del horizonte de Cauchy, ^{[ 4 ] [ 5 ] [ 11 ] [ 13 ]} la singularidad de caída, ^{[ 13 ]} o la singularidad del "cigarro gordo". ^{[ 2 ]} En 1991, Amos Ori confirmó que la singularidad era débil en términos de deformación : aunque un objeto experimentaría fuerzas de marea infinitas en la singularidad, la distorsión de marea en un objeto en las tres dimensiones espaciales seguiría siendo finita, lo que implica que un objeto macroscópico no sería aplastado. ^{[ 1 ] [ 3 ] [ 9 ] [ 11 ]} En 1997, Lior Burko verificó numéricamente que, para un agujero negro de Reissner-Nordstrom, toda la singularidad nula es débil. ^{[ 4 ]} El análisis de un escenario de colapso gravitacional más realista por Hod y Piran reforzó los hallazgos de Burko, verificando numéricamente que la inflación de masa aún ocurre en el colapso gravitacional de un agujero negro cargado esférico con parámetros iniciales realistas, y la singularidad resultante sigue siendo débil y nula. ^{[ 9 ]} En 2016, Burko, Khanna y Zenginoǧlu descubrieron que la tasa a la que aumenta la curvatura cerca del horizonte de Cauchy era mucho menor de lo que se había encontrado previamente mediante análisis perturbativo. ^{[ 5 ]}

Por otro lado, Hamilton y Avelino defienden la idea de que un agujero negro astrofísico realista no tendría una singularidad nula débil en el horizonte de Cauchy, argumentando que la singularidad propuesta no podría existir si algo cayera en él. Incluso si el agujero negro permaneciera aislado para siempre, la creación de pares cerca del horizonte interior impediría la formación de una singularidad nula débil. En cambio, el resultado final de la inflación de masa sería una singularidad central, de tipo BKL , de tipo espacial. ^{[ 10 ]}

Los científicos discrepan sobre el alcance del impacto de los efectos cuánticos en la inflación de masa. Algunos científicos, incluidos Poisson e Israel, han sugerido que, incluso incorporando efectos cuánticos, la singularidad de la inflación de masa probablemente seguiría existiendo. ^{[ 2 ]} Sin embargo, Hamilton y Avelino argumentan que la inflación de masa se ve fuertemente afectada por la gravedad cuántica, y que la desaparición de un observador en un agujero negro suficientemente grande (como para no convertirlo en espaguetizado antes de alcanzar el horizonte de Cauchy) sería causada por una curvatura super-Planckiana , no por una singularidad nula en el horizonte de Cauchy. ^{[ 10 ]}

Si la inflación de masa existe a pesar de las interacciones de la gravedad cuántica, probablemente sería diferente de lo que predice la relatividad general . Por un lado, el tensor energía-impulso también diverge más rápido cuánticamente que clásicamente, lo que Poisson y Balbinot teorizaron que podría influir a su vez en la función de masa. ^{[ 11 ]} La existencia del campo de Higgs también afecta la dinámica de la inflación de masa: en un agujero negro sin campo de Higgs, la inflación de masa consistiría en ciclos de crecimiento exponencial, mientras que en un agujero negro con campo de Higgs no ocurrirían tales ciclos y la función de masa crecería monótonamente . ^{[ 14 ]}