ผลต่างระหว่างรุ่นของ "หลุมดำ"

แก้ไขลิงก์
จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
เรียกดูประวัติแบบโต้ตอบ
← การแก้ไขก่อนหน้าการแก้ไขถัดไป →
เนื้อหาที่ลบ เนื้อหาที่เพิ่ม
เห็นภาพข้อความวิกิ
Celiviel (คุย | ส่วนร่วม)
การแก้ไข 78 ครั้ง
ไม่มีความย่อการแก้ไข
Celiviel (คุย | ส่วนร่วม)
การแก้ไข 78 ครั้ง
ไม่มีความย่อการแก้ไข
บรรทัด 46: บรรทัด 46:
ตามทฤษฎี [[No hair theorem|"No Hair" theorem]] หลุมดำมีคุณสมบัิติทางกายภาพที่แยกออกจากกัน 3 คุณสมบัติได้แก่ [[มวล]],[[ประจุอิเลคตรอน]] และ[[โมเมนตัมเชิงมุม]]<ref>{{citation|last=Heusler |first=M. |year=1998 |title=Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond |journal=Living Rev. Relativity |volume=1 |number=6 |url=http://www.livingreviews.org/Articles/Volume1/1998-6heusler/}}</ref> หลุมดำสองหลุมใด ๆ จะมีค่าคุณสมบัติเหล่านี้เหมือน ๆ กัน ข้อเปรียบเทียบนี้แตกต่างจากวัตถุทางดาราศาสตร์อื่น ๆ เช่น ดาวที่มีมากมายจนอาจจะไม่สามารถวัดได้หมด ดังนั้นการสูญหายของดาวที่สลายตัวเป็นหลุมดำถือเป็นเรื่องใหญ่ เนื่องจากทฤษฎีทางฟิสิกส์ส่วนใหญ่จะถูกเก็บไว้ การสูญหายของข้อมูลในหลุมดำจึงคล้ายกับต้องนำมาประติดประต่อกัน นักฟิสิกส์เรียกปรากฎการณ์นี้ว่า [[black hole information paradox]]
ตามทฤษฎี [[No hair theorem|"No Hair" theorem]] หลุมดำมีคุณสมบัิติทางกายภาพที่แยกออกจากกัน 3 คุณสมบัติได้แก่ [[มวล]],[[ประจุอิเลคตรอน]] และ[[โมเมนตัมเชิงมุม]]<ref>{{citation|last=Heusler |first=M. |year=1998 |title=Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond |journal=Living Rev. Relativity |volume=1 |number=6 |url=http://www.livingreviews.org/Articles/Volume1/1998-6heusler/}}</ref> หลุมดำสองหลุมใด ๆ จะมีค่าคุณสมบัติเหล่านี้เหมือน ๆ กัน ข้อเปรียบเทียบนี้แตกต่างจากวัตถุทางดาราศาสตร์อื่น ๆ เช่น ดาวที่มีมากมายจนอาจจะไม่สามารถวัดได้หมด ดังนั้นการสูญหายของดาวที่สลายตัวเป็นหลุมดำถือเป็นเรื่องใหญ่ เนื่องจากทฤษฎีทางฟิสิกส์ส่วนใหญ่จะถูกเก็บไว้ การสูญหายของข้อมูลในหลุมดำจึงคล้ายกับต้องนำมาประติดประต่อกัน นักฟิสิกส์เรียกปรากฎการณ์นี้ว่า [[black hole information paradox]]


ทฤษฎี "No Hair" มี[[สมมติฐาน]]บางอย่างเกี่ยวกับธรรมชาิติของเอกภพ และสสารในเอกภพ สมมติฐานอื่นๆ จะนำไปสู่บทสรุปที่ต่างไป ตัวอย่างเช่น ถ้าธรรมชาติให้มีแม่เหล็กขั้วเดียว [[magnetic monopole]] และเป็นทฤษฎีที่เป็นไปได้ แต่ไม่เคยถูกสังเกต ก็น่าจะเป็นไปได้สำหรับหลุมดำที่จะมีประจุแม่เหล็ก[[magnetic charge]] ถ้าเอกภพมีมากกว่า 4 มิติ (เหมือนที่กล่าวไว้ใน [[String theory|string theories]]) หรือมีความเป็นทรงกลม [[Anti de Sitter space|anti-de Sitter]] ทฤษฎีทั้งหมดจะผิด จากแหล่งต่าง ๆ ของเส้นผม "hair" อย่างไรก็ตาม ในมิติของพวกเราที่ปรากฏเป็น 4 มิติ จะดูกคล้ายกับเอกภพที่มีลักษณะแบน ๆ<ref>{{citation| author=Hinshaw, G. et al. |title=Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results |year=2008 |url=http://arxiv.org/abs/0803.0732}}.</ref>, the theorem should hold.
ทฤษฎี "No Hair" มี[[สมมติฐาน]]บางอย่างเกี่ยวกับธรรมชาิติของเอกภพ และสสารในเอกภพ สมมติฐานอื่นๆ จะนำไปสู่บทสรุปที่ต่างไป ตัวอย่างเช่น ถ้าธรรมชาติให้มีแม่เหล็กขั้วเดียว [[magnetic monopole]] และเป็นทฤษฎีที่เป็นไปได้ แต่ไม่เคยถูกสังเกต ก็น่าจะเป็นไปได้สำหรับหลุมดำที่จะมีประจุแม่เหล็ก[[magnetic charge]] ถ้าเอกภพมีมากกว่า 4 มิติ (เหมือนที่กล่าวไว้ใน[[ทฤษฎีสตริง]] ([[String theory|string theories]])) หรือมีความเป็นทรงกลม [[Anti de Sitter space|anti-de Sitter]] ทฤษฎีทั้งหมดจะผิด จากแหล่งต่าง ๆ ของเส้นผม "hair" อย่างไรก็ตาม ในมิติของพวกเราที่ปรากฏเป็น 4 มิติ จะดูกคล้ายกับเอกภพที่มีลักษณะแบน ๆ<ref>{{citation| author=Hinshaw, G. et al. |title=Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results |year=2008 |url=http://arxiv.org/abs/0803.0732}}.</ref>

=== ประเภทของหลุมดำ ===
หลุมดำที่เกิดขึ้นได้ง่ายที่สุดคือแบบที่มีมวลแต่ไม่มีประจุและโมเมนตัมเชิงมุม หลุมดำประเภทนี้จะเรียกว่า [[Schwarzschild metric|Schwarzschild black hole]] ตามนักฟิสิกส์ื่ผู้ค้นพบคำตอบในปี 1915 ชื่อคาร์ล ชวาร์สชิลด์ ([[Karl Schwarzschild]])<ref name="Schwarzschild1916">{{Citation
| last=Schwarzschild
| first=Karl
| author-link=Karl Schwarzschild
| title=Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie
| journal=Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.
| year=1916
|pages=189–196
}} and {{Citation
| last=Schwarzschild
| first=Karl
| author-link=Karl Schwarzschild
| title=Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie
| journal=Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.
| pages=424–434
| year=1916
}}.</ref> นี่เป็นคำอธิบายที่แม่นยำแรกสำหรับ[[สมการไอน์สไตน์]]( [[Einstein equations]]) และจาก[[ทฤษฎีเบอร์ชอฟฟ]]([[Birkhoff's theorem (relativity)|Birkhoff's theorem]]) คำอธิบายเดียวใน[[สุญญากาศ]]นั่นคือสมมาตรทรงกลม ในโลกแห่งความจริงของฟิสิกส์ นี่หมายความว่าไม่มีการสังเกตการณ์ใด ๆ ที่จะมองเห็นความแตกต่างระหว่างสนามความโน้มถ่วงของหลุมดำและของวัตถุทรงกลมที่มีมวลเท่ากัน ตัวอย่างเช่น ดาวทรงกลมหรือดาวเคราะห์ที่อยู่ในอวกาศว่างเปล่าภายนอกวัตถุ ทำให้ข้อสังเำกตที่ว่าหลุมดำจะดูดทุกสิ่งรอบตัวมันเข้าไปนั้นไม่ถูกต้อง สนามโน้มถ่วงภายนอกที่ห่างจากขอบฟ้าเหตุการณ์นั้้นก็เหมือนกับที่อยู่บนวัตถุขนาดใหญ่ธรรมดา

คำอธิบายสำหรับหลุมดำที่กว้างกว่านั้นถูกค้นพบภายหลังในศตวรรษที่ 20 เรียกว่า The [[Reissner-Nordström metric|Reissner-Nordström solution]] อธิบายไว้ว่าหลุมดำที่มีประจุไฟฟ้า ขณะเดียวกันกับที่ [[Kerr metric|Kerr solution]] แสดงให้เห็นว่ามีการหมุนของหลุมดำ และคำอธิบายที่เป็นที่รู้จักมากที่สุดสำหรับหลุมดำที่อยู่กัีบที่คือ [[Kerr-Newman metric]] ที่มีทั้งประจุและโมเมนตัมเชิงมุม คำอธิบายเหล่านี้เป็นการนำคุณสมบัติทั้งหลายของชวาร์สชิลด์เขาด้วยกันและเป็นการเปรียบเทียบอัตราส่วนของประจุและโมเมนตัมเชิงมุมของมวลอีกด้วย (ในหน่วยธรรมชาติ [[natural units]]).

ขณะที่หลุมดำสามารถที่จะมีค่าบวกใด ๆ ก็ได้แต่คุณสมบัติอื่น ๆ อันได้แก่ประจุและโมเมนตัมเชิงมุมนั้นจะต้องขึ้นกับมวล ในหน่วยธรรมชาติ ในหน่วยธรรมชาตินี้ ประจุรวม ''Q'' และโมเมนตัมเชิงมุมลัพธ์ ''J'' จะเป็นไปตามความสัมพันธ์ ''Q''<sup>2</sup>+(''J''/''M'')<sup>2</sup> ≤ ''M''<sup>2</sup> สำหรับหลุมดำมวล ''M'' หลุมดำจะเต็มไปด้วยความไม่เท่ากันของความสัมพันธ์นี้เรียกว่า [[extremal black hole|extremal]] คำอธิบายสมการไอน์สไตน์มีผลในส่วนนี้ยกเว้นบริเวณขอบ คำอธิบายเหล่านี้มีเอกภาวะที่ชัดเจนและถือว่าไม่เป็นกายภาพ ''unphysical'' ทฤษฎีรังสีคอสมิก( [[cosmic censorship hypothesis]]) กล่าว่าไม่มีทางเป็นได้ที่เอกภาวะจะเกิดขึ้นเื่นื่องจากการสลายของความโน้มถ่วงของสภาพแท้จริงของวัตถุทั่วไป<ref>For a review see {{citation |last=wald |first=Robert. M. |author-link=Robert Wald |title=Gravitational Collapse and Cosmic Censorship |year=1997 |url=http://arxiv.org/abs/gr-qc/9710068}}.</ref> สามารถอธิบายได้โดยแบบจำลองทางคณิตศาสตร์<ref> สำหรับการอภิปรายในหัวข้อนี้ดู {{Citation| last=Berger | first=Beverly K. | year=2002 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2002-1 | title=Numerical Approaches to Spacetime Singularities | journal=Living Rev. Relativity | volume=5 |access-date=2007-08-04}}.</ref>

Black holes forming from the collapse of stars are expected—due to the relatively large strength of [[electromagnetism|electromagnetic force]]—to retain the nearly neutral charge of the star. Rotation, however, is expected to be a common feature of compact objects, and the black-hole candidate binary X-ray source [[GRS 1915+105]]<ref>{{citation |first1=Jeffrey E. |last1=McClintock |first2=Rebecca |last2=Shafee |first3=Ramesh |last3=Narayan |first4=Ronald A. |last4=Remillard |first5=Shane W. |last5=Davis |first6=Li-Xin |last6=Li |title=The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105 |journal=Astrophys.J. |volume=652 |year=2006 |pages=518-539 |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0606076}}.</ref> appears to have an angular momentum near the maximum allowed value.





รุ่นแก้ไขเมื่อ 14:46, 23 พฤศจิกายน 2551

บทความนี้เกี่ยวกับหลุมดำในเอกภพ สำหรับความหมายอื่น ดูที่ หลุมดำ (แก้ความกำกวม)
ภาพจำลองของหลุมดำจากนาซ่า[1]

หลุมดำ (อังกฤษ: black hole) หมายถึงเทหวัตถุในเอกภพที่มีแรงโน้มถ่วงสูงมาก (ไม่ได้เป็น "หลุม" อย่างชื่อ) ไม่มีอะไรออกจากบริเวณนี้ได้แม้แต่แสง เราจึงมองไม่เห็นใจกลางของหลุมดำ หลุมดำจะมีพื้นที่หนึ่งที่เป็นขอบเขตของตัวเองเรียกว่าขอบฟ้าเหตุการณ์ (event horizon) ที่ตำแหน่งรัศมีชวาร์สชิลด์ (Schwarzchild radius) ถ้าหากวัตถุหลุดเข้าไปในขอบฟ้าเหตุการณ์ วัตถุจะต้องเร่งความเร็วให้มากกว่าความเร็วแสงจึงจะหลุดออกจากขอบฟ้าเหตุการณ์ได้ แต่เป็นไปไม่ได้ที่วัตถุใดจะมีความเร็วมากกว่าแสง วัตถุนั้นจึงไม่สามารถออกมาได้อีกต่อไป

เมื่อดาวฤกษ์ที่มีมวลมหึมาแตกดับลง มันอาจจะทิ้งสิ่งที่ดำมืดที่สุด ทว่ามีอำนาจทำลายล้างสูงสุดไว้เบื้องหลัง นักดาราศาสตร์เรียกสิ่งนี้ว่า "หลุมดำ" (black hole) เราไม่สามารถมองเห็นหลุมดำด้วยกล้องโทรทรรศน์ใดๆ เนื่องจากหลุมดำไม่เปล่งแสงหรือรังสีใดเลย แต่นักดาราศาสตร์ก็มีวิธีอื่นในการค้นหา และจนถึงปัจจุบันได้ค้นพบหลุมดำในจักรวาลแล้วอย่างน้อย 6 แห่ง หลุมดำเป็นซากที่สิ้นสลายของดาวฤกษ์ที่ถึงอายุขัยแล้ว สสารที่เคยประกอบกันเป็นดาวนั้นได้ถูกอัดตัวด้วยแรงดึงดูดของตนเองจนเหลือเป็นเพียงมวลหนาแน่นที่มีขนาดเล็กยิ่งกว่านิวเคลียสของอะตอมเดียว ซึ่งเรียกว่า เอกภาวะ (singularity)

หลุมดำแบ่งได้เป็น 3 ประเภท ดังนี้

  1. หลุมดำมหามวลยวดยิ่ง ชนิดนี้เป็นหลุมดำที่มีพลังสูงคณานับ คาดว่าอยู่ที่ใจกลางของเควซาร์ (Quasar)
  2. หลุมดำที่เกิดจากดาวฤกษ์มวลมากที่ระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา
  3. หลุมดำขนาดเล็ก เกิดในบริเวณใกล้ดาวฤกษ์โปรตอน
มุมมองจำลองของหลุมดำด้านหน้าของทางช้างเผือก โดยมีมวลเทียบเท่าดวงอาทิตย์ 10 ดวงจากระยะทาง 600 กิโลเมตร

แม้ว่าจะไม่สามารถมองเห็นภายในหลุมดำได้ แต่ตัวมันก็แสดงการมีอยู่ผ่านการมีผลกระทบกับวัตถุที่อยู่ในวงโคจรภายนอกขอบฟ้าเหตุการณ์ ตัวอย่างเช่น หลุมดำอาจจะถูกสังเกตเห็นได้โดยการติดตามกลุ่มดาวที่โคจรอยู่ภายในศูนย์กลางหลุมดำ หรืออาจมีการสังเกตก๊าซ (จากดาวข้างเคียง) ที่ถูกดึงดูดเข้าสู่หลุมดำ ก๊าซจะม้วนตัวเข้าสู่ภายใน และจะร้อนขึ้นถึงอุณหภูมิสูง ๆ และปลดปล่อยรังสีขนาดใหญ่ที่สามารถตรวจจับได้จากกล้องโทรทรรศน์ที่โคจรอยู่รอบโลก [2][3] การสำรวจให้ผลในทางวิทยาศาสตร์เห็นพ้องต้องกันว่าหลุมดำนั้นมีอยู่จริงในเอกภพ[4]

แนวคิดของวัตถุที่มีแรงดึงดูดมากพอที่จะกันไม่ให้แสงเดินทางออกไปนั้นถูกเสนอโดยนักดาราศาสตร์มือสมัครเล่นชาวอังกฤษ จอห์น มิเชล (John Michell) [5] ในปี 1783 และต่อมาในปี 1795 นักฟิสิกส์ชาวฝรั่งเศส ปิแอร์-ไซมอน ลาปลาส (Pierre-Simon Laplace) ก็ได้ข้อสรุปเดียวกัน [6][7] ตามความเข้าใจล่าสุด หลุมดำถูกอธิบายโดยทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ซึ่งทำนายว่าเมื่อมีมวลขนาดใหญ่มากในพื้นที่ขนาดเล็ก เส้นทางในพื้นที่ว่างนั้นจะถูกทำให้บิดเบี้ยวไปจนถึงศูนย์กลางของปริมาตร เพื่อไม่ให้วัตถุหรือรังสีใดๆ สามารถออกมาได้

ขณะที่ทฤษฏีสัมพัทธภาพทั่วไปอธิบายว่าหลุมดำเป็นพื้นที่ว่างที่มีความเป็นเอกภาวะ (singularity) ที่จุดศูนย์กลางและที่ขอบฟ้าเหตุการณ์บริเวณขอบ คำอธิบายนี่เปลี่ยนไปเมื่อค้นพบกลศาสตร์ควอนตัม การค้นคว้าในหัวข้อนี้แสดงให้เห็นว่านอกจากหลุมดำจะดึงวัตถุไว้ตลอดกาล แล้วยังมีการค่อย ๆ ปลดปล่อยพลังงานภายใน เรียก Hawking radiation และอาจสิ้นสุดลงในที่สุด [8] [9][10] อย่างไรก็ตาม ยังไม่มีคำอธิบายเกี่ยวกับหลุมดำที่ถูกต้องตามทฤษฎีควอนตัม

ที่มาของชื่อ

คำว่า หลุมดำ (อังกฤษ: black hole) ที่ใช้อธิบายปรากฏการณ์นี้จากช่วงกลางทศวรรษ 1960 แม้ไม่ปรากฏหลักฐานที่แน่นอน นักฟิสิกส์ชื่อ จอห์น วีลเลอร์ (John Wheeler) เป็นผู้บัญญัติศัพท์คำนี้ขึ้นในสัมมนาเรื่อง เอกภพของเรา : สิ่งที่รู้และไม่รู้ (Our Universe : the Known and Unknown) ของเขาในปี 1967 แทนคำเดิมที่ยาวกว่า คือ ดาวที่ยุบตัวอย่างสมบูรณ์โดยความโน้มถ่วง (gravitationally completely collapsed star) อย่างไรก็ตามวีลเลอร์ได้ยืนกรานว่าคนอื่นในการสัมมนาก็ได้ช่วยกันบัญญัติเพียงแต่เขาปรับให้ดูสั้นและเหมาะกับการใช้เท่านั้น คำนี้ได้ถูกใช้ในจดหมายโดย แอนน์ อิวอิง ถึง AAAS ในปี 1964 [11] ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ เมื่อเพิ่มมวลให้กับดาวที่กำลังจะหมดอายุขัย การยุบตัวลงอย่างรวดเร็วจะทำให้เกิดสนามโน้มถ่วงที่รุนแรง และจะปิดตัวมันเองลง จนกลายเป็นหลุมดำในเอกภพ

วลีนี้ได้ถูกรวมเข้าด้วยกันโดยบังเอิญในเหตุการณ์ Black Hole of Calcutta เมื่อ ค.ศ. 1756 ซึ่งชาวยุโรป 146 คนถูกลงโทษและกักขังข้ามคืนที่ Fort William โดย Siraj-ud-Daulah และเหลือผู้รอดชีวิต 23 คน[12]

อะไรทำให้สสารหลุดจากหลุมดำไม่ได้


วัตถุสามารถเคลื่อนที่ในทิศทางใดก็ได้เมื่ออยู่ห่างจากหลุมดำ ภายใต้ความเร็วแสง

ยิ่งใกล้หลุมดำเข้ามาพื้นผิวจะเริ่มบิวเบี้ยว ทางที่จะเข้าสู่หลุมดำจะมีมากกว่าทางที่จะหลบออกจากหลุมดำ

ภายในขอบฟ้าเหตุการณ์ เส้นทางทั้งหมดจะดึงอนุภาคเข้าใกล้ศูนย์กลางของหลุมดำ ไม่มีความเป็นไปได้ที่จะหลุดออกมาได้อีก[13]

เหตุผลที่นิยมจะนำมาอธิบายปรากฏการณ์หลุมดำก็คือแนวคิดเกี่ยวกับความเร็วหลุดพ้น ความเร็วนี้เป็นที่ต้องการสำหรับการเริ่มต้นที่ผิวของวัตถุขนาดใหญ่เพื่อที่จะหลุดจากสนามโน้มถ่วงของวัตถุใด ๆ แนวคิดนี้มาจากกฎความโน้มถ่วงของนิวตันที่ความเร็วหลุดพ้นของวัตถุหนาแน่นเีพียงพอจะเท่ากับหรือมากกว่าความเร็วแสง มีการกล่าวอ้างว่าไม่มีอะไรที่จะมากกว่าความเร็วแสงได้ จึงสรุปได้ว่าไม่มีสสารใดจะสามารถหนีจากวัตถุที่หนาแน่นขนาดนี้ได้[14] อย่างไรก็ดี ข้อขัดแย้งนี้ก็ยังมีช่องโหว่ที่ไม่สามารถอธิบายได้ว่าทำไมแสงจึงมีผลต่อวัตถุที่มีแรงโน้มถ่วง หรือเหตุใดมันจึงไม่สามารถหลุดออกมาได้ และก็ไม่สามารถอธิบายว่าทำไมยานอวกาศที่มีกำลังส่งไม่สามารถที่จะหยุดได้อย่างอิสระ

สองแนวคิดของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ต้องนำมาใช้อธิบายปรากฏการณ์ แนวความคิดแรกก็คือเวลาและอวกาศ (time and space) นั้นไม่ใช่แนวคิดที่จะแยกออกจากกัน แต่มีความเกี่ยวข้องกันและรวมเรียกเป็นกาลอวกาศ (spacetime) ความเกี่ยวข้องนี้มีลักษณะพิเศษ คือ วัตถุจะไม่สามารถเคลื่อนที่ในกาลอวกาศได้อย่างอิสระ มันจะเคลื่อนที่นำหน้าเวลาและไม่สามารถเปลี่ยนแปลงตำแหน่งในอวกาศได้เร็วกว่าความเร็วแสง และนี่คือผลลัพธ์ทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษ

แนวคิดที่สองอยู่บนพื้นฐานของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป คือมวลจะถูกทำให้ผิดรูปร่างอยู่ในกาลอวกาศนี้ ผลกระทบของมวลในกาลอวกาศนี้อธิบายให้รู้ว่าเมื่อทิศทางของเวลาเบี่ยงเบนไปข้างหน้ามวล มีผลให้วัตถุจะเคลื่อนที่นำหน้ามวล นี่เป็นประสบการณ์จากความโน้มถ่วง ผลกระทบจากความเบี่ยงเบนนี้ทำหน้าระยะทางคล้ายกับจะสั้นลง ในบางจุดใกล้มวล ความเบี่ยงเบนนี้จะมากขึ้นทำให้เส้นทางที่เป็นไปได้ทั้งหมดของวัตถุสามารถนำหน้ามวลได้ทั้งสิ้น[15] นั่นก็หมายความว่าวัตถุใด ๆ ที่ผ่านจุดนี้ไปแล้วจะไม่สามารถไปได้ไกลกว่ามวล แม้ว่าจะมีกำลังจากการบิน โดยเรียกจุดนี้ว่า ขอบฟ้าเหตุการณ์ event horizon

คุณสมบัติ : มวล,ประจุ,และโมเมนตัมเชิงมุม

ตามทฤษฎี "No Hair" theorem หลุมดำมีคุณสมบัิติทางกายภาพที่แยกออกจากกัน 3 คุณสมบัติได้แก่ มวล,ประจุอิเลคตรอน และโมเมนตัมเชิงมุม[16] หลุมดำสองหลุมใด ๆ จะมีค่าคุณสมบัติเหล่านี้เหมือน ๆ กัน ข้อเปรียบเทียบนี้แตกต่างจากวัตถุทางดาราศาสตร์อื่น ๆ เช่น ดาวที่มีมากมายจนอาจจะไม่สามารถวัดได้หมด ดังนั้นการสูญหายของดาวที่สลายตัวเป็นหลุมดำถือเป็นเรื่องใหญ่ เนื่องจากทฤษฎีทางฟิสิกส์ส่วนใหญ่จะถูกเก็บไว้ การสูญหายของข้อมูลในหลุมดำจึงคล้ายกับต้องนำมาประติดประต่อกัน นักฟิสิกส์เรียกปรากฎการณ์นี้ว่า black hole information paradox

ทฤษฎี "No Hair" มีสมมติฐานบางอย่างเกี่ยวกับธรรมชาิติของเอกภพ และสสารในเอกภพ สมมติฐานอื่นๆ จะนำไปสู่บทสรุปที่ต่างไป ตัวอย่างเช่น ถ้าธรรมชาติให้มีแม่เหล็กขั้วเดียว magnetic monopole และเป็นทฤษฎีที่เป็นไปได้ แต่ไม่เคยถูกสังเกต ก็น่าจะเป็นไปได้สำหรับหลุมดำที่จะมีประจุแม่เหล็กmagnetic charge ถ้าเอกภพมีมากกว่า 4 มิติ (เหมือนที่กล่าวไว้ในทฤษฎีสตริง (string theories)) หรือมีความเป็นทรงกลม anti-de Sitter ทฤษฎีทั้งหมดจะผิด จากแหล่งต่าง ๆ ของเส้นผม "hair" อย่างไรก็ตาม ในมิติของพวกเราที่ปรากฏเป็น 4 มิติ จะดูกคล้ายกับเอกภพที่มีลักษณะแบน ๆ[17]

ประเภทของหลุมดำ

หลุมดำที่เกิดขึ้นได้ง่ายที่สุดคือแบบที่มีมวลแต่ไม่มีประจุและโมเมนตัมเชิงมุม หลุมดำประเภทนี้จะเรียกว่า Schwarzschild black hole ตามนักฟิสิกส์ื่ผู้ค้นพบคำตอบในปี 1915 ชื่อคาร์ล ชวาร์สชิลด์ (Karl Schwarzschild)[18] นี่เป็นคำอธิบายที่แม่นยำแรกสำหรับสมการไอน์สไตน์( Einstein equations) และจากทฤษฎีเบอร์ชอฟฟ(Birkhoff's theorem) คำอธิบายเดียวในสุญญากาศนั่นคือสมมาตรทรงกลม ในโลกแห่งความจริงของฟิสิกส์ นี่หมายความว่าไม่มีการสังเกตการณ์ใด ๆ ที่จะมองเห็นความแตกต่างระหว่างสนามความโน้มถ่วงของหลุมดำและของวัตถุทรงกลมที่มีมวลเท่ากัน ตัวอย่างเช่น ดาวทรงกลมหรือดาวเคราะห์ที่อยู่ในอวกาศว่างเปล่าภายนอกวัตถุ ทำให้ข้อสังเำกตที่ว่าหลุมดำจะดูดทุกสิ่งรอบตัวมันเข้าไปนั้นไม่ถูกต้อง สนามโน้มถ่วงภายนอกที่ห่างจากขอบฟ้าเหตุการณ์นั้้นก็เหมือนกับที่อยู่บนวัตถุขนาดใหญ่ธรรมดา

คำอธิบายสำหรับหลุมดำที่กว้างกว่านั้นถูกค้นพบภายหลังในศตวรรษที่ 20 เรียกว่า The Reissner-Nordström solution อธิบายไว้ว่าหลุมดำที่มีประจุไฟฟ้า ขณะเดียวกันกับที่ Kerr solution แสดงให้เห็นว่ามีการหมุนของหลุมดำ และคำอธิบายที่เป็นที่รู้จักมากที่สุดสำหรับหลุมดำที่อยู่กัีบที่คือ Kerr-Newman metric ที่มีทั้งประจุและโมเมนตัมเชิงมุม คำอธิบายเหล่านี้เป็นการนำคุณสมบัติทั้งหลายของชวาร์สชิลด์เขาด้วยกันและเป็นการเปรียบเทียบอัตราส่วนของประจุและโมเมนตัมเชิงมุมของมวลอีกด้วย (ในหน่วยธรรมชาติ natural units).

ขณะที่หลุมดำสามารถที่จะมีค่าบวกใด ๆ ก็ได้แต่คุณสมบัติอื่น ๆ อันได้แก่ประจุและโมเมนตัมเชิงมุมนั้นจะต้องขึ้นกับมวล ในหน่วยธรรมชาติ ในหน่วยธรรมชาตินี้ ประจุรวม Q และโมเมนตัมเชิงมุมลัพธ์ J จะเป็นไปตามความสัมพันธ์ Q2+(J/M)2 ≤ M2 สำหรับหลุมดำมวล M หลุมดำจะเต็มไปด้วยความไม่เท่ากันของความสัมพันธ์นี้เรียกว่า extremal คำอธิบายสมการไอน์สไตน์มีผลในส่วนนี้ยกเว้นบริเวณขอบ คำอธิบายเหล่านี้มีเอกภาวะที่ชัดเจนและถือว่าไม่เป็นกายภาพ unphysical ทฤษฎีรังสีคอสมิก( cosmic censorship hypothesis) กล่าว่าไม่มีทางเป็นได้ที่เอกภาวะจะเกิดขึ้นเื่นื่องจากการสลายของความโน้มถ่วงของสภาพแท้จริงของวัตถุทั่วไป[19] สามารถอธิบายได้โดยแบบจำลองทางคณิตศาสตร์[20]

Black holes forming from the collapse of stars are expected—due to the relatively large strength of electromagnetic force—to retain the nearly neutral charge of the star. Rotation, however, is expected to be a common feature of compact objects, and the black-hole candidate binary X-ray source GRS 1915+105[21] appears to have an angular momentum near the maximum allowed value.


อ้างอิง

  1. ↑ NASA. "Artist impression of a black hole.
  2. ↑ "Gamma-rays from Black Holes and Neutron Stars". NASA/Goddard Space Flight Center.
  3. ↑ Remillard, Ronald A.; McClintock (2006) , "X-ray Properties of Black-Hole Binaries", Ann.Rev.Astron.Astrophys. 44: 49-92, http://arxiv.org/abs/astro-ph/0606352 .
  4. ↑ Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. (1999) , "Astrophysical evidence for the existence of black holes", Class. Quant. Grav. 16, http://arxiv.org/abs/astro-ph/9912186 .
  5. ↑ a b Michell, J. (1784) , Phil. Trans. R. Soc. (London) 74: 35-57 .
  6. ↑ "Dark Stars (1783)". Thinkquest. Retrieved on 2008-05-28.
  7. ↑ Laplace; see Israel, Werner (1987) , "Dark stars: the evolution of an idea", in Hawking, Stephen W. & Israel, Werner, 300 Years of Gravitation, Cambridge University Press, Sec. 7.4
  8. ↑ Hawking, Stephen (1974). "Black Hole Explosions". Nature 248: pp. 30–31. doi:10.1038/248030a0.
  9. ↑ McDonald, Kirk T. (1998) , Hawking-Unruh Radiation and Radiation of a Uniformly Accelerated Charge, http://www.hep.princeton.edu/~mcdonald/accel/unruhrad.pdf
  10. ↑ Hawking & Penrose 1996, p. 44.
  11. ↑ Michael Quinion. "Black Hole". World Wide Words. Retrieved on 2008-06-17.
  12. ↑ "Online Etymology Dictionary".
  13. ↑ The diagrams here are effectively Finkelstein diagrams using an advanced time parameter. Compare to (Hawking & Ellis 1973, figure 23ii).
  14. ↑ An example of this reasoning can be found on this website created by students from Tufts university.
  15. ↑ Townsend, P.K., Black Holes, p. 18. Lecture notes for a Cambridge Part III course.
  16. ↑ Heusler, M. (1998), "Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond", Living Rev. Relativity, 1 (6)
  17. ↑ Hinshaw, G.; และคณะ (2008), Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results {{citation}}: ใช้ et al. อย่างชัดเจน ใน |author= (help).
  18. ↑ Schwarzschild, Karl (1916), "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie", Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.: 189–196 and Schwarzschild, Karl (1916), "Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie", Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.: 424–434.
  19. ↑ For a review see wald, Robert. M. (1997), Gravitational Collapse and Cosmic Censorship.
  20. ↑ สำหรับการอภิปรายในหัวข้อนี้ดู Berger, Beverly K. (2002), "Numerical Approaches to Spacetime Singularities", Living Rev. Relativity, 5, สืบค้นเมื่อ 2007-08-04.
  21. ↑ McClintock, Jeffrey E.; Shafee, Rebecca; Narayan, Ramesh; Remillard, Ronald A.; Davis, Shane W.; Li, Li-Xin (2006), "The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105", Astrophys.J., 652: 518–539.

ดูเพิ่ม

Stub icon

บทความดาราศาสตร์นี้ยังเป็นโครง คุณสามารถช่วยวิกิพีเดียได้โดยการเพิ่มเติมข้อมูล


แม่แบบ:Link FA แม่แบบ:Link FA แม่แบบ:Link FA แม่แบบ:Link FA แม่แบบ:Link FA แม่แบบ:Link FA แม่แบบ:Link FA

เข้าถึงจาก "https://th.wikipedia.org/w/index.php?title=หลุมดำ&oldid=1486788"