This HTML5 document contains 67 embedded RDF statements represented using HTML+Microdata notation.

The embedded RDF content will be recognized by any processor of HTML5 Microdata.

Namespace Prefixes

Prefix	IRI
dcterms	http://purl.org/dc/terms/
dbo	http://dbpedia.org/ontology/
foaf	http://xmlns.com/foaf/0.1/
n14	https://global.dbpedia.org/id/
dbpedia-ru	http://ru.dbpedia.org/resource/
dbt	http://dbpedia.org/resource/Template:
rdfs	http://www.w3.org/2000/01/rdf-schema#
dbpedia-et	http://et.dbpedia.org/resource/
rdf	http://www.w3.org/1999/02/22-rdf-syntax-ns#
owl	http://www.w3.org/2002/07/owl#
dbpedia-sk	http://sk.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fr	http://fr.dbpedia.org/resource/
wikipedia-en	http://en.wikipedia.org/wiki/
dbc	http://dbpedia.org/resource/Category:
dbp	http://dbpedia.org/property/
prov	http://www.w3.org/ns/prov#
xsdh	http://www.w3.org/2001/XMLSchema#
wikidata	http://www.wikidata.org/entity/
dbr	http://dbpedia.org/resource/

Statements

Subject Item

dbr:Planck_star

rdfs:label

Étoile de Planck Planck star Планковская звезда

rdfs:comment

Une étoile de Planck (en anglais : Planck star) est un type hypothétique d'étoile qui serait un objet compact du genre étoile exotique. Elle peut être définie, en première approximation, comme le stade de l'évolution stellaire où la densité (volumique) d'énergie de l'étoile, exprimée en termes de masse volumique, atteint une valeur de l'ordre de celle de la densité de Planck. In loop quantum gravity theory, a Planck star is a hypothetical astronomical object, theorized as a compact, exotic star, that exists within a black hole's event horizon, created when the energy density of a collapsing star reaches the Planck energy density. Under these conditions, assuming gravity and spacetime are quantized, a repulsive "force" arises from Heisenberg's uncertainty principle. The accumulation of mass-energy inside the Planck star cannot collapse beyond this limit because it violates the uncertainty principle for spacetime itself. Планковская звезда — гипотетический компактный астрономический объект, который образуется, когда плотность энергии коллапсирующей звезды достигает планковской плотности энергии 4,59⋅10113 Дж/м3. Предполагается, что в таких условиях пространство-время и гравитация квантуются и, исходя из принципа неопределённости Гейзенберга, возникает сила, препятствующая дальнейшему коллапсу. А именно, если гравитация и пространство-время действительно квантуются, то накопление массовой энергии внутри планковской звезды не может продолжаться, достигнув предела планковской плотности энергии, поскольку это нарушит принцип неопределённости для самого пространства-времени.

dcterms:subject

dbc:Hypothetical_stars dbc:Star_types dbc:Black_holes

dbo:wikiPageID

41866267

dbo:wikiPageRevisionID

1114079587

dbo:wikiPageWikiLink

dbr:Nonsingular_black_hole_models dbc:Star_types dbr:Energy_density dbc:Hypothetical_stars dbr:Francesca_Vidotto dbr:Exotic_star dbr:Loop_quantum_gravity dbr:Intermediate-mass_black_hole dbr:Black_hole dbr:Black_hole_information_paradox dbr:Schwarzschild_radius dbr:Gravitational_collapse dbr:Supermassive_black_hole dbr:Hawking_radiation dbr:Relativistic_effect dbr:Carlo_Rovelli dbr:Quantum dbr:Black_hole_firewall dbr:Gravitational_singularity dbr:Werner_Heisenberg dbr:Spacetime dbr:Planck_units dbr:Micro_black_hole dbr:Mass-energy dbc:Black_holes dbr:Planck_length dbr:Primordial_black_hole dbr:Gravity dbr:Stellar_black_hole dbr:List_of_nearest_black_holes dbr:Compact_star dbr:White_hole dbr:Fuzzball_(string_theory) dbr:Time_dilation dbr:String_theory dbr:Event_horizon dbr:Uncertainty_principle dbr:Astronomical_object

owl:sameAs

dbpedia-sk:Planckova_hviezda n14:oYtJ dbpedia-fr:Étoile_de_Planck dbpedia-et:Plancki_täht dbpedia-ru:Планковская_звезда wikidata:Q18881932

dbp:wikiPageUsesTemplate

dbt:Clarify dbt:Short_description dbt:Star dbt:Reflist dbt:Black_holes dbt:Portal_bar

dbo:abstract

Планковская звезда — гипотетический компактный астрономический объект, который образуется, когда плотность энергии коллапсирующей звезды достигает планковской плотности энергии 4,59⋅10113 Дж/м3. Предполагается, что в таких условиях пространство-время и гравитация квантуются и, исходя из принципа неопределённости Гейзенберга, возникает сила, препятствующая дальнейшему коллапсу. А именно, если гравитация и пространство-время действительно квантуются, то накопление массовой энергии внутри планковской звезды не может продолжаться, достигнув предела планковской плотности энергии, поскольку это нарушит принцип неопределённости для самого пространства-времени. Главной особенностью планковской звезды (и принципиальным отличием от планковской чёрной дыры) является то, что сила отталкивания возникает при достижении планковской плотности энергии, а не длины Планка, то есть начинает действовать гораздо раньше. Эта отталкивающая сила достаточно сильна, чтобы остановить коллапс звезды при возникновении чёрной дыры задолго до возникновения истинной сингулярности в её центре. И хотя можно было бы ожидать, что отталкивающая сила будет действовать очень быстро, чтобы моментально обратить коллапс звезды вспять, на самом деле оказывается, что релятивистские эффекты чрезвычайно сильной гравитации создают экстремально сильный эффект замедления времени. Учитывая эффект замедления времени, для планковской звезды звёздной массы обращение коллапса вспять будет занимать больше времени, чем нынешний Возраст Вселенной, так что чёрная дыра звёздной массы для внешнего наблюдателя будет казаться стабильной. Элегантным совпадением является то, что уменьшение размера горизонта событий чёрной дыры за счёт квантовых эффектов при излучении Хокинга может быть рассчитано так, чтобы точно соответствовать временным масштабам гравитационных эффектов замедления времени по мере обращения коллапса планковской звезды. В 2014 году Карло Ровелли и Франческа Видотто, используя теорию петлевой квантовой гравитации, показали что если гипотеза о существовании планковской звезды в чёрной дыре верна, то это разрешит проблему файервола чёрной дыры. Кроме того, размер планковской звезды значительно больше масштаба планковской длины, то есть имеется достаточно пространства для вмещения всей информации, записанной в чёрной дыре, которая может быть закодирована в планковской звезде, что позволяет избежать потери информации. Таким образом, если существование планковских звёзд под горизонтом событий вместо сингулярностей будет доказано, это решит целый ряд важных вопросов и парадоксов, связанных с сингулярностью и чёрными дырами, таких как вопрос космической цензуры, исчезновение информации в чёрной дыре и проблему файервола чёрной дыры и излучение Хокинга. In loop quantum gravity theory, a Planck star is a hypothetical astronomical object, theorized as a compact, exotic star, that exists within a black hole's event horizon, created when the energy density of a collapsing star reaches the Planck energy density. Under these conditions, assuming gravity and spacetime are quantized, a repulsive "force" arises from Heisenberg's uncertainty principle. The accumulation of mass-energy inside the Planck star cannot collapse beyond this limit because it violates the uncertainty principle for spacetime itself. The key feature of this theoretical object is that this repulsion arises from the energy density, not the Planck length, and starts taking effect far earlier than might be expected. This repulsive "force" is strong enough to stop the star's collapse well before a singularity is formed and, indeed, well before the Planck scale for distance. Since a Planck star is calculated to be considerably larger than the Planck scale, there is adequate room for all the information captured inside a black hole to be encoded in the star; thus, avoiding information loss. While it might be expected that such a repulsion would act very quickly to reverse the collapse of a star, it turns out that the relativistic effects of the extreme gravity of such an object slow down time for the Planck star to a similarly extreme degree. Seen from outside the star's Schwarzschild radius, the rebound from a Planck star takes approximately fourteen billion years, such that even primordial black holes are only now starting to rebound from an outside perspective.Furthermore, the emission of Hawking radiation can be calculated to correspond to the timescale of gravitational effects on time, such that the event horizon that "forms" a black hole evaporates as the rebound proceeds. Carlo Rovelli and Francesca Vidotto, who first proposed the existence of Planck stars, theorized in 2014 that Planck stars form inside black holes as a solution to the black hole firewall and the black hole information paradox. Confirmation of emissions from rebounding black holes could prove loop quantum gravity. Recent work demonstrates that Planck stars may exist inside black holes as part of a cycle between black and white holes. A somewhat analogous object theorized under string theory is the fuzzball, which similarly eliminates the singularity within a black hole and accounts for a way to preserve the quantum information that falls into a black hole's event horizon. Une étoile de Planck (en anglais : Planck star) est un type hypothétique d'étoile qui serait un objet compact du genre étoile exotique. Elle peut être définie, en première approximation, comme le stade de l'évolution stellaire où la densité (volumique) d'énergie de l'étoile, exprimée en termes de masse volumique, atteint une valeur de l'ordre de celle de la densité de Planck. Son existence, prédite dans le cadre de la gravitation quantique à boucles, a été suggérée en janvier 2014 par deux physiciens italiens : Carlo Rovelli, de l'université d'Aix-Marseille, et , de l'université Radboud de Nimègue. Depuis lors, le modèle de l'étoile de Planck a été repris et développé par Carlo Rovelli avec Francesca Vidotto, Aurélien Barrau et .

prov:wasDerivedFrom

wikipedia-en:Planck_star?oldid=1114079587&ns=0

dbo:wikiPageLength

4930

foaf:isPrimaryTopicOf

wikipedia-en:Planck_star