หลุมดำ

ภาพถ่ายวิทยุโทรทรรศน์ของหลุมดำมวลยวดยิ่งที่แกนกลางของกาแลกซีเมซีเย 87 กลุ่มดาวหญิงสาว มีมวลประมาณหนึ่งพันล้านเท่าของดาวอาทิตย์ ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์ขอบฟ้าเหตุการณ์ เผยแพร่เมื่อ 10 เมษายน ค.ศ. 2019

ภาพหลุมดำใจกลางทางช้างเผือกที่เครือข่ายกล้องโทรทรรศน์ขอบฟ้าเหตุการณ์เผยแพร่เมื่อวันที่ 12 พฤษภาคม ค.ศ. 2022

หลุมดำ (อังกฤษ: black hole) หมายถึงเทหวัตถุในเอกภพที่มีแรงโน้มถ่วงสูงมาก ไม่มีอะไรออกจากบริเวณนี้ได้แม้แต่แสง ยกเว้นหลุมดำด้วยกัน เราจึงมองไม่เห็นใจกลางของหลุมดำ หลุมดำจะมีพื้นที่หนึ่งที่เป็นขอบเขตของตัวเองเรียกว่าขอบฟ้าเหตุการณ์ ที่ตำแหน่งรัศมีชวาทซ์ชิลท์ ถ้าหากวัตถุหลุดเข้าไปในขอบฟ้าเหตุการณ์ วัตถุจะต้องเร่งความเร็วให้มากกว่าความเร็วแสงจึงจะหลุดออกจากขอบฟ้าเหตุการณ์ได้ แต่เป็นไปไม่ได้ที่วัตถุใดจะมีความเร็วมากกว่าแสง วัตถุนั้นจึงไม่สามารถออกมาได้อีกต่อไป

เมื่อดาวฤกษ์ที่มีมวลมหึมาแตกดับลง มันอาจจะก่อกำเนิดวัตถุที่ดำมืดที่สุด ทว่ามีอำนาจทำลายล้างสูงสุดไว้เบื้องหลัง นักดาราศาสตร์เรียกสิ่งนี้ว่า "หลุมดำ" เราไม่สามารถมองเห็นหลุมดำด้วยกล้องโทรทรรศน์ใด ๆ เนื่องจากหลุมดำไม่เปล่งแสงหรือรังสีใดเลย แต่สามารถตรวจพบได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุ และคลื่นโน้มถ่วงของหลุมดำ (ในเชิงทฤษฎี โครงการไลโก) และจนถึงปัจจุบันได้ค้นพบหลุมดำในจักรวาลแล้วอย่างน้อย 6 แห่ง

หลุมดำเป็นซากที่สิ้นสลายของดาวฤกษ์ที่ถึงอายุขัยแล้ว สสารที่เคยประกอบกันเป็นดาวนั้นได้ถูกอัดตัวด้วยแรงดึงดูดของตนเองจนเหลือเป็นเพียงมวลหนาแน่นที่มีขนาดเล็กยิ่งกว่านิวเคลียสของอะตอมเดียว ซึ่งเรียกว่า ภาวะเอกฐาน

หลุมดำแบ่งได้เป็น 4 ประเภท คือ หลุมดำมวลยวดยิ่ง เป็นหลุมดำในใจกลางของดาราจักร, หลุมดำขนาดกลาง, หลุมดำจากดาวฤกษ์ ซึ่งเกิดจากการแตกดับของดาวฤกษ์, และ หลุมดำจิ๋วหรือหลุมดำเชิงควอนตัม ซึ่งเกิดขึ้นในยุคเริ่มแรกของเอกภพ

แม้ว่าจะไม่สามารถมองเห็นภายในหลุมดำได้ แต่ตัวมันก็แสดงการมีอยู่ผ่านการมีผลกระทบกับวัตถุที่อยู่ในวงโคจรภายนอกขอบฟ้าเหตุการณ์ ตัวอย่างเช่น หลุมดำอาจจะถูกสังเกตเห็นได้โดยการติดตามกลุ่มดาวที่โคจรอยู่ภายในศูนย์กลางหลุมดำ หรืออาจมีการสังเกตก๊าซ (จากดาวข้างเคียง) ที่ถูกดึงดูดเข้าสู่หลุมดำ ก๊าซจะม้วนตัวเข้าสู่ภายใน และจะร้อนขึ้นถึงอุณหภูมิสูง ๆ และปลดปล่อยรังสีขนาดใหญ่ที่สามารถตรวจจับได้จากกล้องโทรทรรศน์ที่โคจรอยู่รอบโลก^[1][2] การสำรวจให้ผลในทางวิทยาศาสตร์เห็นพ้องต้องกันว่าหลุมดำนั้นมีอยู่จริงในเอกภพ^[3]

แนวคิดของวัตถุที่มีแรงดึงดูดมากพอที่จะกันไม่ให้แสงเดินทางออกไปนั้นถูกเสนอโดยนักดาราศาสตร์มือสมัครเล่นชาวอังกฤษ จอห์น มิเชล^[4] ในปี 1783 และต่อมาในปี 1795 นักฟิสิกส์ชาวฝรั่งเศส ปีแยร์-ซีมง ลาปลัส ก็ได้ข้อสรุปเดียวกัน^[5][6] ตามความเข้าใจล่าสุด หลุมดำถูกอธิบายโดยทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ซึ่งทำนายว่าเมื่อมีมวลขนาดใหญ่มากในพื้นที่ขนาดเล็ก เส้นทางในพื้นที่ว่างนั้นจะถูกทำให้บิดเบี้ยวไปจนถึงศูนย์กลางของปริมาตร เพื่อไม่ให้วัตถุหรือรังสีใด ๆ สามารถออกมาได้

ขณะที่ทฤษฏีสัมพัทธภาพทั่วไปอธิบายว่าหลุมดำเป็นพื้นที่ว่างที่มีความเป็นภาวะเอกฐานที่จุดศูนย์กลางและที่ขอบฟ้าเหตุการณ์บริเวณขอบ คำอธิบายนี้เปลี่ยนไปเมื่อค้นพบกลศาสตร์ควอนตัม การค้นคว้าในหัวข้อนี้แสดงให้เห็นว่านอกจากหลุมดำจะดึงวัตถุไว้ตลอดกาล แล้วยังมีการค่อย ๆ ปลดปล่อยพลังงานภายใน เรียกว่า รังสีฮอว์คิง และอาจสิ้นสุดลงในที่สุด^[7][8][9] อย่างไรก็ตาม ยังไม่มีคำอธิบายเกี่ยวกับหลุมดำที่ถูกต้องตามทฤษฎีควอนตัม

ที่มาของชื่อ

การที่เราใช้คำว่า หลุมดำ เพื่ออธิบายปรากฏการณ์นี้เริ่มขึ้นในช่วงกลางคริสต์ทศวรรษ 1960 โดยไม่ปรากฏหลักฐานที่แน่ชัด โดยทั่วไปจะให้การยกย่องแก่นักฟิสิกส์ชื่อ จอห์น วีลเลอร์ ว่าเป็นผู้บัญญัติศัพท์คำนี้ขึ้นในการบรรยายของเขาในปี ค.ศ. 1967 เรื่อง เอกภพของเรา : สิ่งที่รู้และไม่รู้ โดยใช้คำนี้แทนคำเดิมว่า ดาวที่ยุบตัวอย่างสมบูรณ์โดยความโน้มถ่วง อย่างไรก็ตามวีลเลอร์ได้ยืนกรานว่าผู้บัญญัติศัพท์เป็นผู้ร่วมสัมมนาคนอื่น เขาเพียงแต่นำมาใช้เพราะมันกระชับและใช้ง่ายดี คำนี้ยังปรากฏอยู่ในจดหมายฉบับหนึ่งของ แอนน์ อิววิง ที่เขียนถึง เอเอเอเอส ในปี ค.ศ. 1964^[10] มีใจความว่า "..ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป (General relativity) ของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ เมื่อเพิ่มมวลให้กับดาวที่กำลังจะหมดอายุขัย สนามโน้มถ่วงขนาดมหึมาที่ดาวกระทำต่อตัวเองจะทำให้เกิดการยุบตัวของสภาพแรงโน้มถ่วง (gravitational collapse) อย่างรวดเร็ว และทำให้ดาวดวงนั้นกลายเป็น "หลุมดำ" ในเอกภพ.."

มีการใช้วลีนี้ในภาษาอังกฤษมาหลายปีก่อนหน้านั้นแล้ว ตามชื่อหลุมดำแห่งกัลกัตตา ซึ่งเป็นตรุเล็ก ๆ ในฟอร์ตวิลเลียม เมืองป้อมทหารของอังกฤษที่กัลกัตตา ชาวยุโรป 146 คนถูก Siraj-ud-Daulah เจ้าแคว้นเบงกอลลงโทษคุมขังเอาไว้ที่นี่ระหว่างการสงครามเมื่อปี ค.ศ. 1756 โดยมีเพียง 23 คนที่รอดชีวิต^[11]

ประวัติการศึกษาหลุมดำ

อิงตามทฤษฎีของนิวตัน

แนวความคิดเกี่ยวกับวัตถุที่มีมวลมากเสียจนแม้แต่แสงก็ไม่สามารถหนีออกมาได้เริ่มขึ้นจากนักธรณีวิทยาชื่อ จอห์น มิเชล ซึ่งได้เขียนจดหมายฉบับหนึ่งในปี ค.ศ. 1783 ส่งถึงเพื่อนชื่อ เฮนรี คาเวนดิช ในเวลาต่อมาแนวคิดนี้ได้รับการตีพิมพ์โดยรอยัลโซไซตี้^[12]

สำหรับทรงกลมที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางครึ่งหนึ่งของดวงอาทิตย์ แต่มีความหนาแน่นมากกว่าความหนาแน่นของดวงอาทิตย์ถึง 500 เท่า วัตถุที่ตกลงจากความสูงไม่จำกัดสู่ผิวทรงกลมนั้นจะมีความเร็วที่พื้นผิวทรงกลมสูงกว่าความเร็วแสง ผลที่ตามมาหากแสงถูกกระทำโดยแรงเดียวกันในสัดส่วนสัมพันธ์กับแรงเฉื่อยทิศทางตรงข้ามที่เกิดจากวัตถุอื่น แสงทั้งหมดที่แผ่ออกจากวัตถุนั้นจะถูกดึงกลับไปยังทรงกลมด้วยแรงโน้มถ่วงเฉพาะของตัวมันเอง

ทฤษฎีนี้ถือว่าแสงได้รับอิทธิพลจากความโน้มถ่วงเช่นเดียวกันกับวัตถุอื่นที่มีมวล

ในปี ค.ศ. 1796 นักคณิตศาสตร์ชื่อ ปีแยร์-ซีมง ลาปลัส ได้เสนอแนวคิดเดียวกันนี้ในหนังสือของเขา Exposition du système du Monde ทั้งในฉบับพิมพ์ครั้งที่หนึ่งและสอง (แต่แนวคิดนี้ไม่ปรากฏในฉบับพิมพ์ครั้งหลัง ๆ) ในเวลาต่อมา แนวคิดของทั้งมิเชลและลาปลัสที่อิงอยู่บนหลักการของนิวตันมักถูกอ้างถึงว่าเป็น ดาวมืด เพื่อแยกมันออกจาก "หลุมดำ" ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป

แนวความคิดส่วนใหญ่เกี่ยวกับหลุมดำได้ถูกเพิกเฉยไปในคริสต์ศตวรรษที่ 19 หลังจากที่ยอมรับกันแล้วว่าแสงเป็นคลื่นที่ไม่มีมวล ดังนั้นจึงไม่ได้รับอิทธิพลจากความโน้มถ่วง ไม่เหมือนกับหลุมดำในปัจจุบันที่เชื่อว่าวัตถุด้านหลังขอบฟ้าจะยังคงที่อยู่แม้จะเกิดการยุบตัว

อิงตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป

ในปี ค.ศ. 1915 อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ ได้พัฒนาทฤษฎีเกี่ยวกับความโน้มถ่วงเรียกว่า ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ซึ่งแสดงให้เห็นดังกล่าวข้างต้นแล้วว่า แรงโน้มถ่วงมีผลกระทบกับแสง (แม้ว่าแสงจะมีมวลเป็นศูนย์ก็ตาม ทว่าจุดกำเนิดของสภาพโน้มถ่วงมิได้เกิดจากมวล แต่เกิดจากพลังงาน) หลังจากนั้นไม่กี่เดือน คาร์ล ชวาทซ์ชิลท์ ได้เสนอมาตราชวาทซ์ชิลท์สำหรับสนามโน้มถ่วงของมวลแบบจุดและมวลทรงกลม^[13] ที่แสดงว่าหลุมดำสามารถเกิดขึ้นได้ตามทฤษฎี ปัจจุบันรัศมีชวาทซ์ชิลท์เป็นที่รู้จักกันในฐานะรัศมีของขอบฟ้าเหตุการณ์ของหลุมดำที่ไม่หมุน แต่ในเวลานั้นผู้คนยังไม่เข้าใจกัน ตัวอย่างเช่นชวาทซ์ชิลท์เองก็ยังคิดว่ามันไม่อาจเป็นจริงในทางกายภาพ โจฮันเนส โดรสเต นักศึกษาของแฮ็นดริก โลเรินตส์ ได้เสนอผลลัพธ์แบบเดียวกันสำหรับมวลแบบจุดหลังจากที่ชวาทซ์ชิลท์เสนอแนวคิดเป็นเวลาหลายเดือน ทั้งยังได้อธิบายคุณสมบัติบางประการเพิ่มเติมอีกด้วย

ในปี ค.ศ. 1930 นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ชื่อ สุพราหมัณยัน จันทรสิกขา แย้งว่า ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษ วัตถุที่ไม่หมุนและมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 1.44 เท่า (คือค่าขอบเขตจันทรสิกขา) จะยุบตัวลงจนสิ้นสูญเพราะไม่มีอะไรเท่าที่รู้จักจะมาหยุดมันได้ ข้อโต้แย้งของเขาถูกโต้กลับโดยนายอาร์เทอร์ เอ็ดดิงตัน ผู้ซึ่งเชื่อว่ามีบางอย่างสามารถหยุดการยุบตัวได้ ความคิดของเอ็ดดิงตันก็มีส่วนถูก เพราะดาวแคระขาวที่มีมวลมากกว่าขอบเขตจันทรสิกขาจะยุบตัวลงกลายเป็นดาวนิวตรอน แต่ในปี ค.ศ. 1939 โรเบิร์ต ออพเพนไฮม์เมอร์ได้ตีพิมพ์บทความ (โดยมีผู้เขียนร่วมหลายคน) ที่ทำนายว่าดาวที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 3 เท่าขึ้นไป (คือค่าขอบเขตโทลแมน-ออพเพนไฮม์เมอร์-โวลคอฟฟ์) จะยุบตัวลงกลายเป็นหลุมดำ ด้วยเหตุผลเดียวกันกับที่จันทรสิกขาเคยนำเสนอ^[14]

ออพเพนไฮม์เมอร์กับเพื่อนร่วมงานใช้ระบบอ้างอิงพิกัดของชวาทซ์ชิลท์ (ซึ่งเป็นระบบพิกัดอย่างเดียวที่มีให้ใช้ใน ค.ศ. 1939) ทำให้สร้างเอกภาวะทางคณิตศาสตร์ออกมาได้ที่รัศมีชวาทซ์ชิลท์ กล่าวอีกนัยหนึ่งสมการล่มลงไปที่ค่ารัศมีชวาทซ์ชิลท์เพราะค่าบางค่ากลายเป็นอนันต์ คำแปลนี้บ่งชี้ว่ารัศมีชวาทซ์ชิลท์เป็นค่าขอบเขตของ "ฟอง" ที่ซึ่งเวลา "หยุด" เป็นเวลาหลายปีทีเดียวที่ดาวยุบตัวเหล่านี้ถูกเรียกว่า "ดาวแช่แข็ง" เพราะการคำนวณแสดงว่าผู้สังเกตภายนอกจะเห็นพื้นผิวของดาวหยุดนิ่งที่เวลาซึ่งการยุบตัวเกิดขึ้นภายในรัศมีชวาทซ์ชิลท์ ทว่านักฟิสิกส์จำนวนมากยังไม่สามารถยอมรับแนวคิดเรื่องเวลาที่หยุดนิ่งภายในรัศมีชวาทซ์ชิลท์ ประเด็นนี้ยังเป็นที่สนใจอยู่บ้างเล็กน้อยตลอดเวลาที่ผ่านไป 20 ปี

คุณสมบัติ

ภาพจำลองของหลุมดำจากนาซ่า^[15]

ตามทฤษฎีโนแฮร์ หลุมดำมีคุณสมบัติทางกายภาพที่แยกออกจากกัน 3 ประการ ได้แก่ มวล ประจุไฟฟ้า และโมเมนตัมเชิงมุม^[16] หลุมดำสองหลุมใด ๆ ที่มีค่าคุณสมบัติทั้งสามเท่ากันจะไม่สามารถแยกแยะความแตกต่างกันได้เลย ซึ่งไม่เหมือนกับวัตถุทางดาราศาสตร์อื่น ๆ เช่น ดาวฤกษ์ ที่มีค่าคุณสมบัติมากมายจนอาจจะนับไม่ถ้วน แสดงว่าในการยุบตัวของดาวฤกษ์จนกลายไปเป็นหลุมดำนั้นมีข้อมูลของคุณสมบัติที่สูญหายไปเป็นจำนวนมหาศาล แต่นัยยะหนึ่งในการศึกษาทฤษฎีทางกายภาพ ข้อมูลก็เป็นคุณสมบัติหนึ่งที่ไม่มีวันสูญหาย การที่ข้อมูลคุณสมบัติของหลุมดำสูญหายไปเกือบหมดจึงเป็นเรื่องน่าพิศวง นักฟิสิกส์เรียกปรากฏการณ์นี้ว่า พาราดอกซ์ข้อมูลของหลุมดำ

ทฤษฎีโนแฮร์ได้สร้างสมมติฐานบางอย่างเกี่ยวกับธรรมชาติของเอกภพและสสารที่อยู่ในเอกภพ สมมติฐานอื่น ๆ จะนำไปสู่บทสรุปที่ต่างไป ตัวอย่างเช่น ถ้าธรรมชาติยอมให้มีแม่เหล็กขั้วเดียว ซึ่งเป็นไปได้ในทางทฤษฎีแต่ไม่เคยถูกสังเกตพบ ก็น่าจะเป็นไปได้ที่หลุมดำจะมีประจุแม่เหล็ก แต่ถ้าเอกภพมีมากกว่า 4 มิติ (เหมือนที่กล่าวไว้ในทฤษฎีสตริง) หรือมีโครงสร้างทรงกลมแบบ แอนไท เดอ ซิทเตอร์ สเปซ ทฤษฎีนี้ก็จะผิดไปโดยสิ้นเชิง เพราะจะเกิด "แฮร์" ขึ้นได้จากหลายแหล่ง อย่างไรก็ตาม ทฤษฎีนี้จะยังคงใช้ได้ในมิติของพวกเราที่ปรากฏเป็น 4 มิติ ซึ่งเอกภพมีรูปร่างเกือบจะแบน^[17]

ประเภทของหลุมดำ

หลุมดำแบบง่ายที่สุดที่เป็นไปได้ คือแบบที่มีเพียงมวล แต่ไม่มีประจุและโมเมนตัมเชิงมุม หลุมดำประเภทนี้เรียกว่า หลุมดำชวาทซ์ชิลท์ ตามชื่อนักฟิสิกส์ผู้ค้นพบคำตอบดังกล่าวในปี ค.ศ. 1915 คือ คาร์ล ชวาทซ์ชิลท์^[13] หลุมดำชนิดนี้เป็นผลลัพธ์แท้จริงสำหรับสมการไอน์สไตน์อย่างแรกที่มีการค้นพบ รวมถึงสอดคล้องกับทฤษฎีเบอร์คอฟฟ์ที่อธิบายถึงสุญญากาศเพียงชนิดเดียวที่เป็นสมมาตรทรงกลม ในโลกแห่งความจริงของฟิสิกส์ นี่หมายความว่าการสังเกตการณ์สนามแรงโน้มถ่วงของหลุมดำกับของวัตถุทรงกลมอื่นที่มีมวลพอ ๆ กันอย่างเช่นดาวฤกษ์หรือดาวเคราะห์ทรงกลมซึ่งครั้งหนึ่งเคยอยู่ในอวกาศว่างเปล่าภายนอกวัตถุ จะไม่มีความแตกต่างกันเลย ทำให้แนวคิดยอดนิยมที่ว่าหลุมดำจะ "ดูดทุกอย่าง" รอบตัวมันเข้าไปนั้นไม่ถูกต้อง สนามโน้มถ่วงภายนอกที่อยู่พ้นจากขอบฟ้าเหตุการณ์ก็มีสภาพเหมือนกับสนามของวัตถุขนาดใหญ่ธรรมดาทั่วไป

ในคริสต์ศตวรรษที่ 20 มีการค้นพบคำอธิบายสำหรับหลุมดำที่กว้างกว่านั้น ทฤษฎีของไรส์เนอร์-นอร์ดสตรอมอธิบายเกี่ยวกับหลุมดำที่มีประจุไฟฟ้า ขณะที่ ทฤษฎีของเคอร์แสดงให้เห็นหลุมดำแบบที่มีการหมุนรอบตัวเอง คำอธิบายที่เป็นที่รู้จักมากที่สุดสำหรับหลุมดำที่อยู่กับที่คือ มาตราเคอร์-นิวแมน ซึ่งหลุมดำจะมีทั้งประจุและโมเมนตัมเชิงมุม ในบรรดาคำอธิบายต่าง ๆ เหล่านี้มีคุณสมบัติร่วมกันอยู่ซึ่งนำมารวมเข้ากับงานของชวาทซ์ชิลท์เป็นระยะทางที่ใหญ่มากเมื่อเทียบกับสัดส่วนของประจุและโมเมนตัมเชิงมุมกับมวล (ในหน่วยธรรมชาติ)

ขณะที่มวลของหลุมดำสามารถจะมีค่าเท่าใดก็ได้ (ที่เป็นบวก) แต่คุณสมบัติอีกสองประการอันได้แก่ประจุและโมเมนตัมเชิงมุมนั้นจะต้องขึ้นกับมวล ในหน่วยธรรมชาติ ประจุรวม Q และโมเมนตัมเชิงมุมลัพธ์ J จะเป็นไปตามความสัมพันธ์ Q²+ (J/M) ² ≤ M² สำหรับหลุมดำที่มีมวล M หลุมดำที่มีความไม่เท่ากันของความสัมพันธ์นี้อย่างล้นเหลือเรียกว่า เอกซ์ตรีมอลแบล็คโฮล ผลลัพธ์จากสมการไอน์สไตน์ที่ฝืนความไม่เท่ากันนี้เป็นไปได้โดยไม่มีขอบฟ้าเหตุการณ์ คำอธิบายเหล่านี้ทำลายความเป็นเอกภาวะและไม่อาจเกิดขึ้นได้ในทางฟิสิกส์ ทฤษฎีรังสีคอสมิก (cosmic censorship hypothesis) กล่าวว่าไม่มีทางที่เอกภาวะจะเกิดขึ้นได้เนื่องจากการสลายของความโน้มถ่วงของสภาพแท้จริงของวัตถุทั่วไป^[18] ซึ่งสามารถแสดงให้เห็นได้โดยแบบจำลองทางคณิตศาสตร์^[19]

สำหรับหลุมดำที่เกิดจากการยุบตัวของดาวฤกษ์คาดว่าจะมีประจุที่เกือบเป็นกลางของดาว ทั้งนี้เป็นผลจากแรงมหาศาลของสนามแม่เหล็กไฟฟ้า กระนั้นก็ดี คาดว่าการหมุนรอบตัวเองจะเป็นคุณลักษณะร่วมของวัตถุอัดแน่น และแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ในระบบดาวคู่ GRS 1915+105 ซึ่งน่าจะเป็นหลุมดำด้วย^[20] ดูจะมีโมเมนตัมเชิงมุมใกล้เคียงค่าสูงสุดเท่าที่จะเป็นไปได้

ขนาดของหลุมดำ

ชนิด	มวล	ขนาด
หลุมดำมวลยวดยิ่ง	~10^5 - 10^9 MSun	~0.001 - 10 AU
หลุมดำมวลปานกลาง	~10^3 MSun	~10^3 km = REarth
หลุมดำจากดาวฤกษ์	~10 MSun	~30 km
หลุมดำจิ๋ว	up to ~MMoon	up to ~0.1 mm

หลุมดำในธรรมชาติจะจำแนกประเภทตามขนาดมวล ความแตกต่างของโมเมนตัมเชิงมุม J ขนาดของหลุมดำที่คิดจากรัศมีของขอบฟ้าเหตุการณ์ หรือรัศมีชวาทซ์ชิลท์ เป็นสัดส่วนกับมวล ${\displaystyle M\,}$ โดย ${\displaystyle r_{sh}\approx 3.0\,M/M_{\bigodot }\;\mathrm {km,} }$ เมื่อ ${\displaystyle r_{sh}\,}$ คือรัศมีชวาทซ์ชิลท์และ ${\displaystyle M_{\bigodot }}$เป็นมวลดวงอาทิตย์ ดังนั้น ขนาดและมวลของหลุมดำจึงมีความสัมพันธ์กันโดยไม่ขึ้นกับการหมุน เมื่อใช้มวลและขนาดของหลุมดำในการจำแนกจะแบ่งได้เป็น

• หลุมดำมวลยวดยิ่ง - ประกอบไปด้วยมวลร้อยพันล้านล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์ และเชื่อว่ามีอยู่จริงบริเวณศูนย์กลางของดาราจักรส่วนใหญ่รวมถึงดาราจักรทางช้างเผือกของเราด้วย เชื่อว่าเป็นตัวการสำคัญของการเกิดนิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์ และอาจจะเกิดขึ้นจากการรวมกันของหลุมดำขนาดเล็กจำนวนมาก หรือจากการพอกพูนของดาวฤกษ์และก๊าซในอวกาศ หลุมดำมวลยวดยิ่งที่ใหญ่ที่สุดที่ค้นพบอยู่บริเวณ OJ 287 มีน้ำหนักประมาณ 18,000 ล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์^[21]

• หลุมดำมวลปานกลาง - มีขนาดมวลนับหลายพันเท่าของมวลดวงอาทิตย์ เชื่อว่าเป็นแหล่งกำเนิดพลังงานของแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่มีความเข้มมาก ๆ ยังไม่มีหลักฐานว่าหลุมดำขนาดนี้เกิดขึ้นจากอะไร สันนิษฐานว่าอาจเกิดจากการชนกันของหลุมดำที่มีมวลขนาดต่ำในบริเวณใจกลางของกลุ่มดาวฤกษ์หนาแน่น เช่นใ นกระจุกดาวทรงกลมหรือดาราจักร เหตุการณ์นี้ทำให้เกิดการระเบิดรุนแรงของคลื่นความโน้มถ่วง ซึ่งอาจสังเกตพบต่อไปในไม่ช้า การแบ่งประเภทความแตกต่างระหว่างหลุมดำมวลยวดยิ่งกับหลุมดำมวลขนาดกลางเป็นแต่เพียงระเบียบวิธีในหลักการเท่านั้น ข้อมูลอื่นใดเช่น ขนาดของมวลต่ำสุด หรือขนาดของมวลสูงสุดที่หลุมดำหนึ่ง ๆ สามารถก่อตัวขึ้นได้จากการยุบตัวของดาวฤกษ์มวลมาก ยังเป็นที่เข้าใจกันน้อยมาก แต่ก็เชื่อกันว่าน่าจะมีขนาดน้อยกว่า 200 เท่าของมวลดวงอาทิตย์

• หลุมดำจากดาวฤกษ์ - มีมวลต่ำสุดตั้งแต่ประมาณ 1.5–3.0 เท่าของดวงอาทิตย์ (จากขอบเขตโทลแมน-ออพเพนไฮม์เมอร์-โวลคอฟฟ์ สำหรับมวลมากสุดของดาวนิวตรอน) ไปจนถึงประมาณ 15–20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ หลุมดำชนิดนี้เกิดขึ้นจากการยุบตัวของดาวฤกษ์เดี่ยว หรืออาจเป็นการรวมกันของดาวนิวตรอนคู่ก็ได้ (ซึ่งหนีจากกันไม่พ้นด้วยอิทธิพลของรังสีความโน้มถ่วง ) ดาวฤกษ์เหล่านี้ในตอนเริ่มต้นอาจมีมวลมากถึง ≈100 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ หรือมากกว่านั้น แต่ได้สูญเสียมวลด้านนอกออกไปในระหว่างช่วงต้นของ วิวัฒนาการ เช่นการสูญเสียมวลไปในลมดาวฤกษ์ระหว่างที่เป็นดาวยักษ์แดง หรือระหว่างเป็นดาววูล์ฟ ราเยด หรือระหว่างการระเบิดซูเปอร์โนวา ซึ่งทำให้ดาวกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือกลายเป็นหลุมดำ จากแบบจำลองทางทฤษฎีวิวัฒนาการดาวฤกษ์ในขั้นท้าย ๆ เรายังไม่สามารถทราบขนาดของมวลสูงสุดที่จะกลายเป็นหลุมดำจากดาวฤกษ์ ถ้าแกนกลางของดาวค่อนข้างโปร่ง มันจะกลายเป็นดาวแคระขาว

• หลุมดำจิ๋ว - มีมวลน้อยกว่ามวลของดาวฤกษ์มาก ที่มวลขนาดนี้จึงได้รับอิทธิพลจากกลศาสตร์ควอนตัมมาก ไม่มีกลไกใดเท่าที่ทราบที่สามารถอธิบายการเกิดแบบปกติของหลุมดำประเภทนี้จากวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ แต่จากสมมุติฐานการพองตัวของจักรวาลแสดงให้เห็นว่า มีหลุมดำชนิดนี้เกิดขึ้นตั้งแต่ช่วงแรกเริ่มของเอกภพแล้ว ถ้าพิจารณาจากทฤษฎีบางประการว่าด้วยความโน้มถ่วงทางควอนตัม หลุมดำประเภทนี้อาจเกิดขึ้นได้จากปฏิกิริยาพลังงานสูงมากที่เกิดจากรังสีคอสมิกปะทะกับชั้นบรรยากาศ หรือเกิดในตัวเร่งอนุภาค เช่น เครื่องเร่งอนุภาคขนาดใหญ่ ทฤษฎีรังสีฮอว์คิงทำนายว่าหลุมดำประเภทนี้จะระเหยไปเป็นแสงสว่างวาบระหว่างการแผ่รังสีแกมมา ซึ่งกล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีแกมมาเฟอร์มีของนาซา (ชื่อเดิมว่า กลาสท์) ที่ส่งขึ้นไปสู่อวกาศเมื่อปี ค.ศ. 2008 กำลังทำการค้นหาแสงวาบชนิดนี้อยู่

องค์ประกอบ

ขอบฟ้าเหตุการณ์

บทความหลัก: ขอบฟ้าเหตุการณ์

คำจำกัดความขอบฟ้าเหตุการณ์อันเป็นองค์ประกอบหนึ่งของหลุมดำ คือพื้นผิวในกาลอวกาศซึ่งระบุตำแหน่งที่ไม่สามารถย้อนกลับได้ เมื่อวัตถุได้ข้ามผ่านพื้นผิวนี้ไปแล้ว จะไม่มีทางผ่านกลับออกมายังอีกด้านได้อีก ดังนั้นอะไรก็ตามภายในพื้นผิวนี้จึงไม่สามารถมองเห็นได้จากผู้สังเกตภายนอก นอกจากนี้ ขอบฟ้าเหตุการณ์นี้ยังกลมกลืนเป็นอันหนึ่งอันเดียวกับอวกาศทั่วไป โดยไม่มีลักษณะเด่นอะไรจะให้ผู้ล่วงผ่านไปในหลุมดำทราบว่าเขาได้ข้ามผ่านขอบฟ้าเหตุการณ์ไปแล้ว ขอบฟ้าเหตุการณ์ไม่ได้เป็นพื้นผิวที่เป็นของแข็ง ไม่ได้กีดขวางหรือทำให้สสารหรือรังสีที่เคลื่อนผ่านบริเวณนั้นช้าลงเลย

ภายนอกขอบฟ้าเหตุการณ์ สนามโน้มถ่วงก็ถูกสร้างขึ้นเช่นเดียวกันโดยวัตถุที่เป็นทรงกลมสมมาตรที่มีมวลเท่ากัน แนวคิดที่มักจะกล่าวว่าหลุมดำจะดูดกลืนทุกสิ่งทุกอย่างลงไปนั้นผิด เพราะวัตถุยังสามารถคงรอบโคจรไว้รอบ ๆ หลุมดำได้อย่างไม่มีที่สิ้นสุด จัดให้มันอยู่นอกทรงกลมโฟตอน (อธิบายด้านล่าง) และไม่สนใจผลกระทบใด ๆ ของรังสีความโน้มถ่วง ที่ทำให้เกิดการสูญเสียพลังงานจากการโคจร คล้าย ๆ ผลกระทบจากรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า

ภาวะเอกฐาน

บทความหลัก: ภาวะเอกฐานเชิงความโน้มถ่วง

ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ในบริเวณใจกลางหลุมดำทรงกลมนั้นจะมีเอกภาวะกาลอวกาศอยู่ นั่นหมายถึงสุดโค้งของกาลอวกาศ หมายความว่าจากจุดที่ผู้สังเกตที่กำลังจะเข้าสู่หลุมดำ ที่เวลาหนึ่งที่กำลังจะข้ามผ่านจุดนั้นไป หลุมดำจะกลายมาถูกกดอัดเข้าสู่บริเวณที่ปริมาตรเป็นศูนย์ ดังนั้นความหนาแน่นอนันต์ ที่ปริมาตรศูนย์นี้ บริเวณที่มีความหนาแน่นไม่สิ้นสุดจะอยู่บริเวณใจกลางหลุมดำพอดีเรียก เอกภาวะความโน้มถ่วง

เอกภาวะในหลุมดำที่ไม่มีการหมุนนั้นเป็นจุดจุดหนึ่ง หรืออาจกล่าวได้ว่ามันมีความยาว กว้างและลึกเป็นศูนย์ เอกภาวะของหลุมดำที่หมุนได้ จะไม่นับเป็นการก่อสร้างของวงแหวนพิศวง ที่อยู่นอกระนาบการหมุน ในวงแหวนนั้นจะไม่มีความหนาและไม่มีปริมาตร

การปรากฏของเอกภาวะเป็นที่เข้าใจว่าเป็นสัญญาณของจุดสิ้นสุดของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป โดยไม่คาดคิด เหมือนกับที่เกิดเมื่อกลศาสตร์ควอนตัมมีผลกระทบและกลายมาเป็นความสำคัญ เนื่องจากความกดดันมีมากและอนุภาคก็มีผลกระทบซึ่งกันและกัน โชคไม่ดีที่ไม่สามารถที่จะรวมทฤษฎีควอนตัมและความโน้มถ่วงเข้าด้วยกันได้ แต่อย่างไรก็ตามก็คาดว่าทฤษฎีโน้มถ่วงควอนตัมจะแสดงลักษณะเด่นของหลุมดำโดยไม่มีเอกภาวะ

อย่างไรก็ตาม การก่อตัวของเอกภาวะอาจใช้เวลาจำกัดมากจากจุดที่ผู้สังเกตการยุบตัวของวัตถุ แต่จากจุดที่ไกลจากผู้สังเกตอาจจะใช้เวลาไม่สิ้นสุดเนื่องจากการยืดเวลาเนื่องจากความโน้มถ่วง

ทรงกลมโฟตอน

บทความหลัก: ทรงกลมโฟตอน

ทรงกลมโฟตอนเป็นขอบเขตของความหนาที่เป็นศูนย์เมื่อโฟตอนเคลื่อนที่ไปตามเส้นสัมผัสวงกลมที่จะทำให้วงโคจรเป็นวงกลม สำหรับหลุมดำที่ไม่มีการหมุน ทรงกลมโฟตอนจะมีรัศมีประมาณ 1.5 เท่าของรัศมีชวาทซ์ชิลท์ วงโคจรจะไม่คงที่ ดังนั้นไม่ว่าอะไรก็ตามที่ตกลงไปแม้จะมีขนาดเล็กก็จะเติบโตข้ามเวลา แม้ว่าจะถูกกำหนดให้อยู่วงโคจรรอบนอกเพื่อหนีจากหลุมดำ หรือข้ามขอบฟ้าเหตุการณ์ไปก็ตาม

เมื่อแสงสามารถหนีจากภายในทรงกลมโฟตอนได้ ไม่ว่าจะเป็นแสงใดที่สามารถข้ามผ่านทรงกลมโฟตอนในเส้นทางโคจรภายในจะถูกจับโดยหลุมดำ ดังนั้นแสงใด ๆ ที่อยู่นอกผู้สังเกตจากภายในทรงกลมโฟตอนจะต้องมีการแผ่ออกมาจากวัตถุภายในทรงกลมโฟตอนแต่ก็ยังอยู่นอกขอบฟ้าเหตุการณ์อยู่ดี

วัตถุรวมตัวกันแน่นอื่น ๆ เช่น ดาวนิวตรอน ก็สามารถมีทรงกลมโฟตอนได้เช่นกัน^[22] ในความเป็นจริงสนามความโน้มถ่วงของวัตถุนี้ไม่ขึ้นกับขนาดที่แท้จริง ดังนั้นวัตถุใด ๆ ก็ตามที่มีขนาดเล็กกว่า 1.5 เท่าของรัศมีชวาทซ์ชิลท์ก็จะมีทรงกลมโฟตอนได้

เออร์โกสเฟียร์

เออร์โกสเฟียร์เป็นทรงรีที่บริเวณด้านนอกของขอบฟ้าเหตุการณ์ เมื่อวัตถุไม่สามารถที่จะอยู่กับที่ได้

บทความหลัก: เออร์โกสเฟียร์

หลุมดำที่หมุนได้จะถูกล้อมรอบด้วยบริเวณกาลอวกาศที่ไม่สามารถจะอยู่นิ่งได้เรียก เออร์โกสเฟียร์ เป็นผลมาจากกระบวนการย้ายกรอบ ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปทำนายว่ามวลที่หมุนใด ๆ จะมีการค่อย ๆ ผ่านพ้นไปตามกาลอวกาศทันทีรอบตัวมันเอง วัตถุใด ๆ ใกล้ ๆ กับมวลที่หมุนได้จะเริ่มเคลื่อนในทิศทางที่กำลังจะหมุน ผลกระทบสำหรับหลุมดำที่กำลังหมุนนี้จะรุนแรงมากขึ้นใกล้กับขอบฟ้าเหตุการณ์ที่วัตถุใด ๆ สามารถเคลื่อนที่เร็วกว่าความเร็วแสงในทิศทางตรงข้าม

เออร์โกสเฟียร์ ของหลุมดำถูกล้อมรอบโดย

• ในภายนอกทรงรีรูปไข่ ที่เกิดขึ้นพร้อมกันกับขอบฟ้าเหตุการณ์ที่ขั้วและเป็นที่สังเกตได้กว้างกว่ารอบ ๆ เส้นศูนย์สูตร ขอบเขตนี้บางทีเรียกว่า"เออร์โกเฟส" แต่มันเป็นขอบเขตและไม่เป็นสถานะของแข็งไปมากกว่าบริเวณขอบฟ้าเหตุการณ์ ที่จุดนี้ เป็นการลากผ่านความเร็วแสงของกาลอวกาศ
• ภายในแต่อยู่ภายนอกขอบฟ้าเหตุการณ์

ในกาลอวกาศเออร์โกสเฟียร์ ถูกลากผ่านไปรอบ ๆ ด้วยความเร็วกว่าแสง ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปห้ามไม่ให้วัสดุใด ๆ เคลื่อนที่ด้วยความเร็วมากกว่าแสงเช่นเดียวกับทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษ แต่อนุญาตให้บริเวณของกาลอวกาศเคลื่อนที่ได้เร็วกว่าแสงเมื่อสัมพันธ์กับกาลอวกาศอื่น

วัตถุและรังสีรวมไปถึงแสงสามารถที่จะคงอยู่ในวงโคจรภายใน เออร์โกสเฟียร์ได้โดยไม่ตกลงในใจกลาง แต่พวกมันไม่สามารถอยู่ใกล้ แต่จะคงที่เหมือนกับที่สามารถสังเกตเห็นได้โดยผู้สังเกตจากภายนอก เพราะว่านั่นสามารถที่จะทำให้มันเคลื่อนที่ถอยหลังได้เร็วกว่าแสงสัมพัทธ์กับบริเวณกาลอวกาศของมันที่เคลื่อนที่เร็วกว่าความเร็วแสงสัมพัทธ์ของผู้สังเกตภายนอก

วัตถุและรังสีสามารถที่จะหนีจาก เออร์โกสเฟียร์ ในความเป็นจริงแล้วกระบวนการเพนโรส (Penrose process) ทำนายว่าวัตถุจะบินหนีจากเออโกสเฟียร์ โดยขโมยพลังงานบางส่วนออกมาจากหลุมดำหมุนได้ด้วย ถ้ามวลขนาดใหญ่ของวัตถุหนีด้วยวิธีการนี้หลุมดำจะค่อย ๆ หมุนช้าลงและหยุดไปในที่สุด

รังสีฮอว์คิง

บทความหลัก: รังสีฮอว์คิง

ในปี 1974 สตีเฟน ฮอว์คิง ได้แสดงว่าหลุมดำเป็นสีดำทั้งหมดแต่แผ่รังสีความร้อนจำนวนหนึ่งออกมา^[23] เขาได้คำตอบโดยการประยุกต์ทฤษฎีสนามควอนตัม ในพื้นหลุมดำสถิตย์ ผลลัพธ์ที่ได้จากการคำนวณก็คือหลุมดำควรจะปลดปล่อยอนุภาคในรูปสเปกตรัมของวัตถุดำ ซึ่งผลนี้เป็นที่รู้จักในเวลาต่อมาว่ารังสีฮอว์คิง เมื่อผลลัพธ์จากฮอว์คิงอาจจะขยายผลไปได้อีกกับผลกระทบจากระเบียบวิธีอื่น ๆ^[24]

อุณหภูมิของการแผ่รังสีของสเปกตรัมของวัตถุดำเป็นปฏิภาคกับความโน้มถ่วงพื้นผิว (surface gravity) ของหลุมดำ สำหรับหลุมดำของชวาทซ์ชิลท์ เป็นส่วนกลับกับมวล ดังนั้นหลุมดำขนาดใหญ่จะอุณหภูมิต่ำมากและแผ่รังสีที่มีขนาดเล็กมาก หลุมดำที่เกิดจากการระเบิดของดาวที่มีมวล 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เช่น อาจจะมีอุณหภูมิฮอว์คิงในหลาย ๆ นาโนเคลวินน้อยกว่า 2.7K เกิดจากรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล ส่วนหลุมดำจิ๋วนั้นควรจะค่อนข้างสว่างเนื่องจากผลิตพลังงานสูงจากรังสีแกมมา

อย่างไรก็ตามก็ยังไม่มีการสำรวจรังสีฮอว์คิงที่หลุมดำใด ๆ

การก่อตัวและวิวัฒนาการ

จากธรรมชาติที่แปลกประหลาดของหลุมดำ ก็เป็นธรรมดาว่าต้องมีการตั้งคำถามถึงวัตถุที่อันตรายที่มีอยู่จริงในธรรมชาติหรืออาจะเป็นเพียงคำตอบของสมการไอน์สไตน์ กระนั้นในปี 1970 ฮอว์คิงและเพนโรส ได้พิสูจน์ในทางตรงข้ามว่าภายใต้สภาวะทั่วไปของหลุมดำจะสามารถก่อตัวในเอกภพใด ๆ ก็ได้^[25] และกระบวนการก่อนตัวเริ่มต้นสำหรับหลุมดำนี้ก็คาดว่าจะเกิดจากการยุบตัวของสภาพโน้มถ่วง (gravitational collapse) ของวัตถุหนักเช่นดาว แต่มีกระบวนการที่แปลกกว่านั้นที่ทำให้เกิดหลุมดำได้

การยุบตัวของสภาพโน้มถ่วง

บทความหลัก: การยุบตัวของสภาพโน้มถ่วง

การยุบตัวของสภาพโน้มถ่วงนี้เกิดจากเมื่อวัตถุอยู่ภายใต้ความดันที่สภาพโน้มถ่วงของตัวมันเองไม่สามารถต้านทานได้ ถ้าเป็นดาวก็อาจจะเกิดขึ้นจากการที่ดาวมีการสังเคราะห์นิวคลีโอดาวน้อยเกินไป ที่จะรักษาอุณหภูมิไว้ได้ หรือเนื่องมาจากดาวที่มีความเสถียรเมื่อได้รับมวลมากในทางที่ไม่สามารถเพิ่มอุณหภูมิที่แก่นได้ หรือในอีกกรณีที่อุณหภูมิของดาวไม่เพียงพอที่จะปกป้องดาวจากการยุบตัวภายใต้น้ำหนักของตัวมันเองได้จากกฎแก๊สอุดมคติ ซึ่งอธิบายความเชื่อมโยงระหว่างความดัน อุณหภูมิและปริมาตร

การยุบตัวอาจจะหยุดได้ด้วยความกดดันที่ลดลงของส่วนประกอบของดาว หรือก็คือการที่สสารกลายเป็นของเหลวในสภาวะเสื่อมสลายที่ประหลาด ผลลัพธ์ที่ได้จัดเป็นหนึ่งในดาวหลายประเภทของดาวที่มีความหนาแน่นสูง โดยดาวที่หนาแน่นเหล่านี้ประเภทใดที่จะก่อตัวนั้นก็ขึ้นอยู่กับมวลเล็กมวลน้อยมารวมกัน สสารจะที่เหลือก็จะเปลี่ยนกลไกด้วยการยุบตัวไปในชั้นนอก (เช่น การเกิดซูเปอร์โนวา หรืออาจจะมีการสั่นสะเทือนจนกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ และต้องเข้าใจว่ามวลที่เหลือออกมานั้นเป็นน้อยกว่าของดาวแม่มาก คือจากดาวที่มีมวล 20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์อาจเหลือเพียงแค่ 5 เท่า เท่านั้นหลังจากเกิดการยุบตัว

ถ้ามวลของเศษเล็กเศษน้อยที่เหลือ เหลืออยู่เพียง 3-4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ (จากขอบเขตของโทลแมน-ออพเพนไฮน์เมอร์-โวลคอฟ) ไม่ว่าจะเป็นเพราะดาวดวงเดิมนั้นอาจจะเคยใหญ่มา หรือเป็นเพราะว่าเศษที่เหลือนั้นรวมไปกับมวลอื่น ๆ อาจจะเป็นนิวตรอนที่ลดความดันลงมา ก็อาจะจะไม่เพียงพอที่จะหยุดการยุบตัวนี้ได้ กลไกหลังจากนี้ (ยกเว้นความดันที่ลดลงของควาร์ก) มีพลังมากพอที่จะหยุดการยุบตัวและวัตถุจะสามารถกลายเป็นหลุมดำได้ทั้งสิ้น

การยุบตัวอันเกิดจากแรงโน้มถ่วงของดาวนี้สรุปได้ว่าเป็นการก่อตัวของหลุมดำที่เกิดจากดาวฤกษ์ส่วนใหญ่

การเกิดขึ้นของหลุมดำจากบิกแบง

การยุบตัวจากแรงโน้มถ่วงอาศัยความหนาแน่นมาก ๆ ในยุคปัจจุบันของเอกภพ ความหนาแน่นมาก ๆ ขนาดนี้จะพบแต่เพียงบนดาว แต่ในยุคก่อนหน้านี้หลังจากเกิดบิกแบง ความหนาแน่นจะมากกว่านี้มากพอที่จะสร้างหลุมดำขึ้นมาได้ ความหนาแน่นมาก ๆ อย่างเดียวนี้ไม่เพียงพอที่จะสร้างหลุมดำ เมื่อมวลกระจัดกระจายและไม่สามารถรวมกันได้ สำหรับจุดเริ่มต้นของหลุมดำนั้น จะสร้างตัวกลางที่มีความหนาแน่น และจะต้องเป็นการรบกวนความหนาแน่นเริ่มต้นที่สามารถที่จะเกิดขึ้นภายในแรงโน้มถ่วงของตัวมันเอง แบบจำลองที่ต่างไปสำหรับเอกภพในอดีตนั้นค่อนข้างที่จะกว้างกว่าที่จะทำนายความยุ่งเหยิงได้ แบบจำลองมากมายพยายามทำนายการเกิดของหลุมดำ เริ่มมาจากมวลแพลงค์ ถึงร้อยหรือพันเท่าของมวลดวงอาทิตย์^[26] การเริ่มต้นเกิดของหลุมดำนี้อาจถือได้ว่าเป็นการเกิดแบบหนึ่งของหลุมดำได้

ผลจากการชนพลังงานสูง

การยุบตัวจากแรงโน้มถ่วงไม่ได้เป็นกระบวนการเดียวที่จะสร้างหลุมดำเท่านั้น ในทางทฤษฎี หลุมดำอาจจะเกิดขึ้นจากการชนกันที่มีความหนาแน่นมากพอ ด้วยเหตุผลที่ว่าหลุมดำสามารถที่จะนำเอามวลใด ๆ (หลุมดำจิ๋ว) มาสร้างก็ได้ไม่ว่ามวลนั้นจะมีพลังงานต่ำเพียงใด อย่างไรก็ตาม จนถึงทุกวันนี้ ไม่มีเหตุการณ์ใดที่พิสูจน์ว่าเป็นการทดลองของมวลสมมาตรในตัวสั่นสะเทือนอนุภาค^[27] คำแนะนำนี้อาจจะเป็นขอบเขตสำหรับมวลของหลุมดำได้

ในทางทฤษฎีแล้ว ขอบเขตนี้คาดว่าจะอยู่รอบ ๆ มวลแพลงค์ (~10¹⁹ GeV/c²) เมื่อผลกระทบทางควอนตัมทำให้ความเป็นไปได้ทางทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปหยุดลง ซึ่งทำให้การสร้างหลุมดำด้วยกระบวนการที่ใช้พลังงานสูงเกินเอื้อมไปหรือไม่สามารถที่จะเกิดใกล้ ๆ โลกได้ การพัฒนาล่าสุดในทางแรงโน้มถ่วงทางควอนตัมพบว่าขอบเขตควรจะน้อยกว่านี้มาก braneworld ที่คาดว่าจะเกิดขึ้นทำให้มวลแพลงน้อยลงไปอีกอาจจะเข้าใกล้ 1 TeV ก็เป็นได้^[28] และนี่จะทำให้ความเป็นไปได้ของหลุมดำจิ๋วจะถูกสร้างจากการชนพลังงานสูง เกิดจากรังสีคอสมิกที่ชนกับชั้นบรรยากาศ หรือแม้กระทั่งในเครื่องชนอนุภาคขนาดใหญ่ที่ เซิร์น และทฤษฎีเหล่านี้ยังอยู่ในการคาดเดา และการเกิดของหลุมดำจากกระบวนการเหล่านี้ก็ถูกลงความเห็นจากผู้เชี่ยวชาญทั้งสิ้น

การเติบโต

เมื่อหลุมดำก่อตัว มันสามารถที่จะเติบโตขึ้นได้จากการดูดซับสสารอื่น ๆ ได้หลุมดำใด ๆ จะดูดซับฝุ่นภายในดาวจากที่อยู่รอบ ๆ ตัวมัน และที่แทรกอยู่ทั่วไปในรังสีพื้นหลังของจักรวาล แต่ไม่มีกระบวนการใดเหล่านี้ควรที่จะมีผลต่อมวลของหลุมดำที่เกิดจากดาวฤกษ์ โดยกระบวนการเหล่านี้จะเกิดขึ้นในระบบดาวคู่ หลังจากการก่อตัวของหลุมดำสามารถที่จะดึงสสารจำนวนหนึ่งมาจากสิ่งที่อยู่รอบ ๆ ได้

การรวมตัวนี้จะใหญ่ขึ้นเมื่อหลุมดำมารวมกับดาวอื่นหรือวัตถุที่หนาแน่นอื่น ๆ ในหลุมดำมวลยวดยิ่งนั้นสันนิษฐานว่าเป็นศูนย์กลางของกาแล็กซี่จำนวนมาก และคาดว่าจะก่อตัวจากการรวมตัวกันของวัตถุขนาดเล็ก กระบวนการนี้สามารถที่จะเป็นจุดกำเนิดของหลุมดำขนาดกลางได้เช่นกัน

การระเหยของหลุมดำ

ถ้าทฤษฎีของฮอว์คิงเกี่ยวกับรังสีในหลุมดำนั้นถูกต้อง หลุมดำก็จะต้องมีการปลดปล่อยรังสีสเปกตรัมออกมาจากการสูญเสียพลังงานเนื่องจากตามทฤษฎีของมวลสัมพัทธ์แล้วพลังงานที่หนาแน่นเท่านั้น (e = mc²)^[23] หลุมดำจะหดลงและระเหยไปตามกาลเวลา อุณหภูมิฮอว์คิงเป็นสัดส่วนกับความโน้มถ่วงพื้นผิว ของหลุมดำ ที่เป็นส่วนกลับของมวล หลุมดำขนาดใหญ่จะแผ่รังสีมากกว่าหลุมดำขนาดเล็ก

หลุมดำที่มีการหมุนจะแผ่คลื่นความโน้มถ่วงออกมา ซึ่งคลื่นความโน้มถ่วงคือพลังงานในการหมุนของหลุมดำ เมื่อแผ่คลื่นความโน้มถ่วงออกไปหลุมดำจะหมุนช้าลงจนในที่สุด เมื่อหลุมดำหยุดหมุน คลื่นความโน้มถ่วงจะไม่หายไป แต่หลุมดำจะค่อยเสียมวลออกไปเพื่อใช้เป็นพลังงานในการแผ่คลื่นความโน้มถ่วง หรือที่เรียกว่าหลุมดำระเหย

หลุมดำที่เกิดจากดาวฤกษ์ที่มีมวล 5 เท่าของดวงอาทิตย์นั้นมีอุณหภูมิฮอว์คิงประมาณ 12 นาโนเคลวิน ซึ่งน้อยกว่า 2.7 เคลวินมาก และเกิดจากรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล มวลดาวฤกษ์และที่ใหญ่กว่านั้นทำให้หลุมดำได้รับมวลมากกว่าที่มันจะแผ่ออกมาผ่านรังสีฮอว์คิงจากไมโครเวฟพื้นหลัง และจากเพิ่มขึ้นแทนที่จะลดลง เพื่อที่จะให้มีอุณหภูมิมากกว่า 2.7 K (และที่อุณหภูมินี้ก็สามารถที่จะระเหยได้) หลุมดำต้องการที่จะเบากว่าดวงจันทร์ (ซึ่งมีเส้นผ่าศูนย์กลางน้อยกว่าสิบเท่าของหน่วยมิลลิเมตร)

ในทางกลับกันถ้าหลุมดำมีขนาดเล็กมาก คาดว่าผลจากรังสีจะเพิ่มขึ้น แม้หลุมดำจะถูกเปรียบเทียบว่าหนักเท่ากับมนุษย์นั้นจะระเหยในทันที โดยหลุมดำที่มีน้ำหนักเท่ากับรถ (~ 10^-24 m) ก็จะใช้เวลาประมาณเสี้ยววินาทีในการระเหย ในช่วงนั้นจะปรากฏความสว่างมากกว่า 200 เท่าของดวงอาทิตย์ หลุมดำที่เบากว่าจะระเหยได้เร็วกว่า เช่นถ้ามีขนาด 1 TeV/c² จะใช้เวลาน้อยกว่า 10^-88 วินาทีที่จะระเหย และแน่นอนว่าแรงโน้มถ่วงควอนตัมในหลุมดำที่มีขนาดเล็กกว่าจะมีบทบาทแม้ว่าการพัฒนาความโน้มถ่วงควอนตัมจะทำให้หลุมดำขนาดเล็กคงที่ตามสมมติฐาน

ผลของการตกลงไปในหลุมดำ

ในส่วนนี้จะเป็นการอธิบายว่าจะเกิดอะไรขึ้นถ้ามีบางสิ่งตกลงไปในหลุมดำชวาทซ์ชิลท์ ที่เป็นหลุมดำแบบไม่หมุนและไม่มีประจุ ส่วนหลุมดำที่หมุนและมีประจุจะมีความยุ่งยากที่เพิ่มขึ้นมาเมื่อตกลงไป ซึ่งจะไม่อธิบายในส่วนนั้น

กระบวนการสปาเกตตี้

บทความหลัก: กระบวนการสปาเกตตี้

วัตถุที่อยู่ภายใต้แรงดึงดูดขนาดใหญ่จะสัมผัสได้ถึงแรงไทดัล ที่ทำให้มันไปในทิศทางของวัตถุที่ก่อให้เกิดสนามโน้มถ่วง นี่อาจจะเกิดจากกฎกำลังสองผกผันทำให้ส่วนที่ใกล้กว่าของวัตถุที่ถูกแผ่ออกสัมผัสกับแรงดึงดูดได้เร็วกว่าส่วนที่อยู่ไกลกว่า ใกล้ ๆ กับหลุมดำ แรงไทดอลจะถูกคาดหวังว่าจะเพียงพอที่จะทำให้วัตถุตกลงไป ไม่ว่าจะเป็นอะตอม หรือนิวคลีออน เรียกปรากฏการณ์นี้ว่า กระบวนการสปาเกตตี้ กระบวนการสปาเกตตี้นี้จะเริ่มจากวัตถุที่ตกลงไปในหลุมดำแยกเป็นสองส่วน จากนั้นแต่ละส่วนก็จะแยกออกเป็นอีกสองส่วนรวมเป็นสี่ แล้วก็แยกเป็นแปด กระบวนการแยกออกเป็นสอง นี้จะดำเนินไปเรื่อย ๆ และผ่านจุดที่จะแยกวัตถุต้นแบบในระดับอะตอม และสุดท้ายกระบวนการนี้จะทำให้วัตถุกลายเป็นสตริงของอนุภาคพื้นฐาน

ความแรงของแรงไทดัลของหลุมดำขึ้นกับค่าความโน้มถ่วงนั้นเปลี่ยนแปลงระยะอย่างไรมากกว่าที่จะคิดถึงแรงสัมบูรณ์ที่ตกลงไป นั่นหมายความว่าหลุมดำขนาดเล็กจะเกิดปรากฏการณ์สปาเกตตี้เมื่อวัตถุที่ตกลงไปนั้นยังอยู่ภายนอกขอบฟ้าเหตุการณ์ ขณะที่วัตถุที่ตกลงไปในหลุมดำขนาดใหญ่นั้นอาจไม่ผิดแผกแตกต่างไป หรืออาจจะไปสัมผัสแรงขนาดใหญ่ที่ผ่านขอบฟ้าเหตุการณ์ไป

ก่อนที่วัตถุที่ตกลงไปจะข้ามขอบฟ้าเหตุการณ์

วัตถุที่อยู่ในสนามความโน้มถ่วงจะมีเวลาที่ช้าลงเรียกว่า การยืดของช่วงเวลาจากความโน้มถ่วง สัมพันธ์กับผู้สังเกตภายนอกสนาม โดยผู้สังเกตจะมองเห็นกระบวนการทางกายภาพรวมไปถึงนาฬิกาที่เดินช้าลงเช่นกัน เมื่อวัตถุที่นำมาทดลองได้ผ่านขอบฟ้าเหตุการณ์ไปนั้น พบว่าเกิดการยืดของช่วงเวลาอันมีผลมาจากความโน้มถ่วง (เมื่อวัดโดยผู้สังเกตจากระยะไกลหลุมดำ) จนเข้าใกล้ค่าอนันต์ หรือก็คือเวลาจะหยุดลง

จากมุมมองของผู้สังเกตการณ์ที่อยู่ไกล วัตถุที่ตกลงไปนั้นอาจจะเคลื่อนที่ช้าลง เมื่อเข้าใกล้แต่คล้ายกับว่าจะไม่ไปถึงขอบฟ้าเหตุการณ์ได้ และมีลักษณะที่แดงและมืดทึบลงเนื่องจากเกิดการเลื่อนของสเปกตรัมไปในทิศทางที่มีความยาวคลื่นเพิ่มขึ้น การเคลื่อนไปทางแดงที่เกิดขึ้นโดยความโน้มถ่วงจากหลุมดำ ในที่สุดวัตถุนั้นจะค่อนข้างมืดลงไปจนไม่สามารถมองเห็นได้ที่จุดก่อนที่จะเข้าใกล้ขอบฟ้าเหตุการณ์ ทั้งหมดนี้เป็นผลมาจากการยืดของช่วงเวลา ซึ่งการเคลื่อนที่ของวัตถุเป็นกระบวนการหนึ่งที่ช้าลงเรื่อย ๆ และการยืดของช่วงเวลานี้มีผลกระทบมากกว่าค่าความเร่งเนื่องจากแรงโน้มถ่วงเสียอีก โดยที่ความถี่ของแสงมีค่าลดลง และทำให้ดูราวกับว่ามีสีแดงมากขึ้น เนื่องจากแสดงเคลื่อนที่ไปครบรอบใช้เวลาน้อยกว่าการเคลื่อนของเข็มนาฬิกาของผู้สังเกตในหนึ่งวินาที ความถี่ที่ต่ำลงมีพลังงานที่ลดลงและมีความทึบและเป็นสีแดงมากขึ้น

จากมุมมองการตกของวัตถุ ระยะที่วัตถุเกิดการเคลื่อนไปทางน้ำเงิน หรือการที่สเปกตรัมเคลื่อนที่เข้าหาผู้สังเกต และมีความยาวคลื่นสั้นลงอันเนื่องจากเคลื่อนที่เข้าหาผู้สังเกต จะมีความยาวคลื่นสั้นลงมาจากค่าสนามโน้มถ่วงของหลุมดำ ปรากฏการณ์นี้เป็นส่วนหนึ่งหรือเป็นส่วนกลับของ การเคลื่อนไปทางแดง ที่เกิดขึ้นโดยความเร็วของการตกของวัตถุเมื่อเทียบกับระยะทาง

เมื่อวัตถุผ่านขอบฟ้าเหตุการณ์

จากมุมมองของวัตถุที่ตกลงไป ไม่มีอะไรเกิดขึ้นเป็นพิเศษที่บริเวณขอบฟ้าเหตุการณ์ ความจริงเพราะว่าไม่มีทางใดที่วัตถุนั้นจะหาทางออกมาได้ ไม่ว่าจะผ่านขอบฟ้าเหตุการณ์แล้วหรือไม่ก็ตาม เป็นตัวเปรียบเทียบว่าคงต้องใช้เวลาที่เป็นอนันต์ที่ผู้สังเกตจากระยะไกลจะมองเห็นการข้ามผ่านขอบวัตถุบริเวณขอบฟ้าเหตุการณ์

ภายในขอบฟ้าเหตุการณ์

เมื่อวัตถุผ่านไปที่เอกภาวะที่ศูนย์กลางด้วยค่าเวลาที่เหมาะสมจากการวัดโดยใช้วัตถุที่ตกลงไปนั้น ผู้สังเกตที่อยู่บนวัตถุจะเห็นความต่อเนื่องของวัตถุที่บริเวณภายนอกขอบฟ้าเหตุการณ์ไม่ว่าจะเป็นการเคลื่อนไปทางน้ำเงินหรือไปทางแดงก็ขึ้นอยู่กับวิถีโคจร

เมื่อเวลาที่เหมาะสมของวัตถุที่ตกลงไปในขอบฟ้าเหตุการณ์ขึ้นอยู่กับจุดเริ่มต้นจากจุดหยุดนิ่งที่บริเวณขอบฟ้าเหตุการณ์ มีรายงานในปี ค.ศ. 2007 ว่าผลของจรวดที่เข้าไปในหลุมดำนั้นพบว่าเป็นเพียงการลดเวลาที่เหมาะสมของคน ๆ หนึ่งที่เริ่มจากจุดหยุดนิ่งที่ขอบฟ้าเหตุการณ์แต่ถ้าเป็นคนอื่นที่จรวดเกิดการระเบิดพอดีก็จะสามารถยืดเวลาของการตกลงไปได้ และเมื่อทำซ้ำเวลาก็จะลดลงอีก^[29]

การชนเอกภาวะ

เมื่อวัตถุเคลื่อนที่เข้าใกล้เอกภาวะมาก ๆ ด้วยแรงไทดัลที่มีค่าอนันต์ ส่วนประกอบทั้งหมดของวัตถุรวมไปถึงอะตอม และอนุภาคขนาดเล็กกว่าอะตอม จะถูกฉีกออกจากกันก่อนที่จะถึงเอกภาวะ โดยที่ไม่สามารถทราบผลลัพธ์ที่เกิดขึ้นภายในเอกภาวะ แต่เชื่อว่าจากทฤษฎีควอนตัมโน้มถ่วง ต้องการที่จะอธิบายเหตุการณ์บริเวณใกล้เคียง เมื่อวัตถุข้ามผ่านไปในขอบฟ้าเหตุการณ์ มันจะหายไปจากเอกภพภายนอก ผู้สังเกตการณ์ระยะไกลจะมองเห็นการเปลี่ยนแปลงของมวล ประจุ และโมเมนตัมเชิงมุมเล็กน้อย ไม่ว่าอะไรก็ตามที่ผ่านจุดนี้ไปจะไม่สามารถเป็นตัวอย่างศึกษาได้อีกต่อไป จากภายนอกเอกภพ พบว่าหินที่ถูกโยนเข้าไปในหลุมหนึ่งล้านปีที่แล้วยังไม่สามารถที่จะผ่านขอบฟ้าไปได้ตามทฤษฏีอาจต้องมีการแก้ไข

อะไรทำให้สสารหลุดจากหลุมดำไม่ได้

วัตถุสามารถเคลื่อนที่ในทิศทางใดก็ได้เมื่ออยู่ห่างจากหลุมดำ ภายใต้ความเร็วแสง

ยิ่งใกล้หลุมดำเข้ามาพื้นผิวจะเริ่มบิดเบี้ยว ทางที่จะเข้าสู่หลุมดำจะมีมากกว่าทางที่จะหลุดออกจากหลุมดำ

ภายในขอบฟ้าเหตุการณ์ เส้นทางทั้งหมดจะดึงอนุภาคเข้าใกล้ศูนย์กลางของหลุมดำ ไม่มีความเป็นไปได้ที่จะหลุดออกมาได้อีก[30]

เหตุผลที่นิยมจะนำมาอธิบายปรากฏการณ์หลุมดำก็คือแนวคิดเกี่ยวกับความเร็วหลุดพ้น ความเร็วนี้เป็นที่ต้องการสำหรับการเริ่มต้นที่ผิวของวัตถุขนาดใหญ่เพื่อที่จะหลุดจากสนามโน้มถ่วงของวัตถุใด ๆ แนวคิดนี้มาจากกฎความโน้มถ่วงของนิวตันที่ความเร็วหลุดพ้นของวัตถุหนาแน่นเพียงพอจะเท่ากับหรือมากกว่าความเร็วแสง มีการกล่าวอ้างว่าไม่มีอะไรที่จะมากกว่าความเร็วแสงได้ จึงสรุปได้ว่าไม่มีสสารใดจะสามารถหนีจากวัตถุที่หนาแน่นขนาดนี้ได้^[31] อย่างไรก็ดี ข้อขัดแย้งนี้ก็ยังมีช่องโหว่ที่ไม่สามารถอธิบายได้ว่าทำไมแสงจึงมีผลต่อวัตถุที่มีแรงโน้มถ่วง หรือเหตุใดมันจึงไม่สามารถหลุดออกมาได้ และก็ไม่สามารถอธิบายว่าทำไมยานอวกาศที่มีกำลังส่งไม่สามารถที่จะหยุดได้อย่างอิสระ

สองแนวคิดของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ต้องนำมาใช้อธิบายปรากฏการณ์ แนวความคิดแรกก็คือเวลาและอวกาศ นั้นไม่ใช่แนวคิดที่จะแยกออกจากกัน แต่มีความเกี่ยวข้องกันและรวมเรียกเป็นกาลอวกาศ ความเกี่ยวข้องนี้มีลักษณะพิเศษ คือ วัตถุจะไม่สามารถเคลื่อนที่ในกาลอวกาศได้อย่างอิสระ มันจะเคลื่อนที่นำหน้าเวลาและไม่สามารถเปลี่ยนแปลงตำแหน่งในอวกาศได้เร็วกว่าความเร็วแสง และนี่คือผลลัพธ์ทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษ

แนวคิดที่สองอยู่บนพื้นฐานของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป คือมวลจะถูกทำให้ผิดรูปร่างอยู่ในกาลอวกาศนี้ ผลกระทบของมวลในกาลอวกาศนี้อธิบายให้รู้ว่าเมื่อทิศทางของเวลาเบี่ยงเบนไปข้างหน้ามวล มีผลให้วัตถุจะเคลื่อนที่นำหน้ามวล นี่เป็นประสบการณ์จากความโน้มถ่วง ผลกระทบจากความเบี่ยงเบนนี้ทำหน้าระยะทางคล้ายกับจะสั้นลง ในบางจุดใกล้มวล ความเบี่ยงเบนนี้จะมากขึ้นทำให้เส้นทางที่เป็นไปได้ทั้งหมดของวัตถุสามารถนำหน้ามวลได้ทั้งสิ้น^[32] นั่นก็หมายความว่าวัตถุใด ๆ ที่ผ่านจุดนี้ไปแล้วจะไม่สามารถไปได้ไกลกว่ามวล แม้ว่าจะมีกำลังจากการบิน โดยเรียกจุดนี้ว่า ขอบฟ้าเหตุการณ์

เทคนิคการหาหลุมดำ

วงแหวนก๊าซและลำก๊าซ

การก่อตัวของ ลำก๊าซภายนอกกาแล๊กซี่จาก วงแหวนก๊าซของหลุมดำ

จานพอกพูนมวล เป็นก๊าซร้อนที่ประกอบด้วยอะตอม และไอออนของธาตุต่าง ๆ รวมทั้งอิเล็กตรอนอิสระ และอนุภาคพลังงานสูงมากมาย และก๊าซร้อน หรือ พลาสมา ที่พุ่งออกมาเป็นลำอากาศ ซึ่งเกิดจากการเหนียวนำในจานพอก แต่จานพอกนี้ไม่ได้เป็นตัวพิสูจน์ว่าหลุมดำจากดาวฤกษ์มีอยู่จริง เพราะวัตถุขนาดใหญ่และมีความหนาแน่นมาก เช่น ดาวนิวตรอนและดาวแคระขาว สามารถสร้างวงแหวนก๊าซและลำก๊าซก่อตัว ซึ่งมีประพฤติตัวเหมือน ๆ กันกับหลุมดำ

ในทางกลับกัน วงแหวนก๊าซและลำแก๊สอาจจะเป็นหลักฐานที่ดีสำหรับการปรากฏของหลุมดำมวลยวดยิ่ง เพราะเรารู้ว่ามวลมีขนาดใหญ่พอจะทำให้เกิดปรากฏการณ์นี้ได้ก็มีแต่หลุมดำเท่านั้น

การแผ่รังสีอย่างรุนแรง

ภาพวาดของ"ควอซาร์"ซึ่งอาจจะเป็นหลุมดำ.

การแผ่รังสีเอกซ์ และรังสีแกมมา ไม่ได้พิสูจน์ว่าหลุมดำจะปรากฏ แต่สามารถบอกได้ว่าเป็นจุดที่ควรจะมองหา และข้อดีอีกอย่างคือมันสามารถผ่านเนบิวลาและกลุ่มก๊าซได้ง่าย

แต่การแผ่รังสีเอกซ์ และแกมมารวมไปถึงคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่รุนแรงผิดปกตินั้น จะเป็นข้อพิสูจน์ว่านั่นไม่ใช่หลุมดำ ดังนั้นนักล่าหลุมดำทั้งหลายสามารถย้ายเป้าหมายไปแหล่งอื่นได้เลย ดาวนิวตรอนและดาวอื่น ๆ ที่มีพื้นผิวค่อนข้างหนาแน่น และสสารที่ชนกันกับพื้นผิวที่เปอร์เซ็นต์ของความเร็วแสงสูงนั้นจะผลิตรังสีที่สว่างวูบรุนแรงในช่วงเวลาหนึ่ง หลุมดำที่ไม่มีวัสดุพื้นผิว ก็จะไม่เกิดปรากฏการณ์นี้ ส่วนวัตถุที่หนาแน่นมากจะเป็นจุดที่อาจจะเจอหลุมดำได้

แสงวาบรังสีแกมมา หรือจีอาร์บี ครั้งหนึ่งอาจจะเป็นสัญญาณว่าจะมีหลุมดำเกิดใหม่ เนื่องจากนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์คิดว่าจีอาร์บี ทำให้เกิดการยุบตัวของสนามโน้มถ่วงและหรือดาวยักษ์^[33] หรือโดยการชนระหว่างดาวนิวตรอน^[34] และลักษณะสำคัญทั้งสองรวมไปถึงมวลและความดันที่เพียงพอจะสร้างหลุมดำ แต่ปรากฏว่าการชนกันระหว่างดาวนิวตรอนและหลุมดำก็สามารถเกิดปรากฏการณ์นี้ได้เช่นกัน^[35] ดังนั้นการระเบิดของรังสีแกมมานี้ไม่ได้พิสูจน์ว่าจะมีหลุมดำเกิดขึ้น และเป็นที่รู้กันว่าการระเบิดนี้นอกกาแล๊กซี่ ส่วนใหญ่มาจากระยะทางเป็นล้านล้านปีแสง^[36] ดังนั้นหลุมดำจะที่เจอนั้นความจริงแล้วมีอายุกว่าล้านปี

นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์บางคนเชื่อว่าแหล่งกำเนิดของรังสีเอกซ์ที่สว่างมาก ๆ นั้นอาจจะเป็น จานพอกพูนมวล ของหลุมดำขนาดกลาง^[37]

เควซาร์ถูกคิดว่าเป็นวงแหวนก๊าซของหลุมดำมวลยวดยิ่ง เพราะว่าไม่มีวัตถุอื่นใดที่ค้นพบแล้วจะมีพลังงานมากพอที่จะแผ่พลังงานได้มาก เควซาร์สามารถที่จะแผ่ออกผ่านสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า รวมไปถึงรังสีอัลตราไวโอเลต รังสีเอกซ์ และรังสีแกมมา และสามารถมองเห็นได้จากระยะไกลเนื่องจากความสว่างที่มีค่ามาก ประมาณ 5 และ 25% ของเควซาร์เป็นกลุ่มเมฆวิทยุ ที่เรียกอย่างนี้เพราะว่าการแผ่ของคลื่นวิทยุมีกำลังมาก^[38]

การมองผ่านความโน้มถ่วง

การสั่นของ เลนส์ความโน้มถ่วง โดยหลุมดำที่ทำให้พื้นหลังดาราจักร ผิดรูปร่างไป

เลนส์ความโน้มถ่วง นี้ก่อตัวมาจากแสงจากแหล่งที่สว่างจากระยะไกลมาก ๆ เช่น เควซาร์ ที่จะบิดเบี้ยวอยู่รอบ ๆ วัตถุขนาดใหญ่เช่น หลุมดำ ระหว่างแหล่งกำเนิดและผู้สังเกต กระบวนการนี้เป็นที่รู้จักกันในนาม การมองผ่านความโน้มถ่วง และเป็นการทดสอบอีกอย่างของการคาดการณ์จากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ตามทฤษฎีแล้วมวลจะล้อมรอบกาลอวกาศ เพื่อที่จะสร้างสนามความโน้มถ่วง และจะมีผลที่จะเบนแสงไป

ภาพจากแหล่งที่อยู่หลังเลนส์จะปรากฏให้ผู้สังเกตเห็นเป็นหลายภาพ ในกรณีที่แหล่งกำเนิด วัตถุที่ทำหน้าที่เป็นเลนส์และผู้สังเกตอยู่ในแนวเส้นตรงเดียวกัน แหล่งกำเนิดจะปรากฏเป็นวงแหวนหลังวัตถุต้นกำเนิด

การมองผ่านความโน้มถ่วงนี้อาจเกิดจากวัตถุอื่นนอกจากหลุมดำ เพราะสนามความโน้มถ่วงที่มีมากนี้จะไปเบี่ยงเบนรังสี ผลที่เกิดจากรูปภาพหลาย ๆ รูปนี้อาจจะมาจากกาแล๊กซี่ที่อยู่ไกล ๆ ก็ได้

วัตถุที่โคจรรอบหลุมดำ

ดูเพิ่ม: ปัญหาของเคปเลอร์เกี่ยวกับสัมพัทธภาพทั่วไป

วัตถุที่โคจรรอบหลุมดำนี้ เป็นตัววัดค่าสนามโน้มถ่วงรอบ ๆ ศูนย์กลางวัตถุ ตัวอย่างในอดีตอาทิเช่น การค้นพบในปี 1970 ซึ่งสมมติให้วงแหวนแก๊สนี้จะโคจรอยู่รอบ ๆ หลุมดำ ที่ทำให้ ซิกนัส เอกซ์-1 เป็นที่รู้จักจากการเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ ในขณะที่เราไม่สามารถมองวัตถุได้โดยตรง รังสีเอกซ์จะริบหรี่เป็นหน่วย มิลลิวินาที และเป็นไปตามคาดที่ก้อนก๊าซร้อนโคจรรอบ ๆ หลุมดำที่มีมวลประมาณ 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ สเปกตรัมของรังสีเอกซ์จะแสดงรูปร่างตามที่คาดสำหรับวงแหวนที่โคจรรอบวัตถุใด ๆ และเส้นของธาตุเหล็กที่แผ่รังสีที่ประมาณ 6.4 keV และขยายไปถึงแถบสีแดง (บนด้านที่ต่ำกว่าของวงแหวน) และถึงสีน้ำเงิน (ในส่วนที่เข้าใกล้)

อีกตัวอย่างหนึ่งคือ ดาวเอสทู ที่มองเห็นโคจรอยู่ที่ใจกลางกาแล็กซี่ เป็นดาวที่มีแสงจากหลุมดำที่มีขนาดประมาณ 3.5×10⁶ เท่าของดวงอาทิตย์ ดังนั้นสามารถที่จะพล็อตการเคลื่อนไหวของวงโคจรได้ แต่ไม่มีการสำรวจอื่น ๆ ที่ใจกลางของวงโคจรนอกจากตำแหน่งของหลุมดำ

การระบุมวลของหลุมดำ

การสั่นกึ่งคาบ สามารถใช้ระบุมวลของหลุมดำได้^[39] เทคนิคนี้สามารถใช้ได้กับความสัมพันธ์ระหว่างหลุมดำและภายในวงแหวนรอบ ๆ ตัวมัน ที่มีก๊าซหมุนวนภายในก่อนที่จะถึงขอบฟ้าเหตุการณ์ เมื่อก๊าซยุบตัวลงจะแผ่รังสีเอกซ์ด้วยความเข้มที่แตกต่างกันในรูปแบบซ้ำ ๆ ในช่วงเวลาปกติ สัญญาณนี้เรียกว่า ควอไซน์ พิริออดิก ออสซิลเลชั่น หรือ คิวพีโอ ความถี่ คิวพีโอ นี้ขึ้นกับมวลของหลุมดำ ซึ่งจะเกิดที่ขอบฟ้าเหตุการณ์ใกล้ ๆ กับหลุมดำ ดังนั้น คิวพีโอจะมีความถี่มากขึ้น สำหรับหลุมดำที่มีมวลมากกว่านี้ ขอบฟ้าเหตุการณ์ก็จะอยู่ไกลข้น ทำให้ ความถี่คิวพีโอ ลดลง

วัตถุที่น่าจะเป็นหลุมดำ

หลุมดำมวลยวดยิ่งที่ใจกลางดาราจักร

พวยก๊าซที่พุ่งออกจากใจกลางเมสสิเยร์ 87 ในรูปนี้มาจากนิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์ที่อาจจะมีหลุมดำยักษ์อยู่ Credit: กล้องฮับเบิล/นาซา

จากข้อมูลสมาคมดาราศาสตร์อเมริกา ดาราจักรขนาดใหญ่มักจะมีหลุมดำขนาดใหญ่ที่ใจกลาง โดยที่มวลของหลุมดำจะแปรผันตรงกับดาราจักรที่มันอยู่ มีการใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและกล้องโทรทรรศน์ภาพพื้นในฮาวายในการสำรวจดาราจักรขนาดใหญ่

นักดาราศาสตร์ใช้คำว่า "ดาราจักรกัมมันต์" มานานหลายทศวรรษในการเรียกขานดาราจักรที่มีลักษณะประหลาด เช่น เส้นสเปกตรัมที่ผิดปกติ และการแผ่คลื่นวิทยุอย่างรุนแรง^[40][41]

อย่างไรก็ตาม การศึกษาทั้งในทางทฤษฎีและจากผลสังเกตการณ์แสดงให้เห็นว่าในนิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์ของดาราจักรเหล่านั้นน่าจะมีหลุมดำมวลยวดยิ่งอยู่^[40][41] แบบจำลองของนิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์นี้ประกอบด้วยหลุมดำที่ใจกลางซึ่งมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์เป็นล้านหรือพันล้านเท่า แผ่นจานของก๊าซและฝุ่นซึ่งเรียกว่าจานรวมมวล และลำอนุภาคพลังงานสูง (relativistic jet) ที่ตั้งฉากกับจานรวมมวล^[41]

แม้จะมีการคาดการณ์ว่า น่าจะพบหลุมดำมวลยวดยิ่งในแกนกลางของดาราจักรกัมมันต์ส่วนใหญ่ แต่มีการศึกษาอย่างละเอียดเพื่อพยายามตรวจหาและระบุมวลที่แท้จริงในใจกลางของดาราจักรที่น่าจะมีหลุมดำมวลยวดยิ่งแต่เพียงบางแห่งเท่านั้น ได้แก่ ดาราจักรแอนดรอเมดา เมสสิเยร์ 32 เมสสิเยร์ 87 NGC 3115 NGC 3377 NGC 4258 และดาราจักรหมวกปีก^[42]

โดยที่ใจกลางดาราจักรทางช้างเผือกของเราก็มีหลุมดำมวลยวดยิ่งอยู่ในบริเวณที่เรียกว่า ซาจิเทอเรียสเอ* (Sagittarius A*)

• ดาว S2 ที่ตามวงโคจรรูปวงรีด้วยคาบการโคจร 15.2 ปีและจุดใกล้ที่สุดที่มีระยะทางประมาณ 17 ชั่วโมงแสงจากศูนย์กลางวัตถุ
• การประมาณครั้งแรกชี้ว่าที่ศูนย์กลางของวัตถุมีมวล 2.6 เท่าของดวงอาทิตย์และมีรัศมีน้อยกว่า 17 ชั่วโมงแสง ก็มีแต่หลุมดำเท่านั้นที่จะสามารถมีมวลมากขนาดนั้นในปริมาตรน้อย ๆ
• การสังเกตการณ์ขั้นต่อไป^[43] เป็นการยืนยันการมีอยู่จริงของหลุมดำโดยการแสดงว่าที่ใจกลางใจวัตถุนั้นมีมวลประมาณ 3.7 เท่าของมวลดวงอาทิตย์และมีรัศมีไม่มากไปกว่า 6.25 ชั่วโมงแสง

หลุมดำขนาดกลางในกระจุกดาวทรงกลม

ในปี 2002 กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลได้ทำการสังเกตและแสดงว่าน่าจะมีหลุมดำขนาดกลางและกระจุกดาวทรงกลมชื่อ เมสสิเยร์ 15 และมายอล II^[44][45] โดยการตีความนี้ขึ้นอยู่กับขนาดและคาบของการโคจรของดาวในกระจุกดาวทรงกลม แต่จากหลักฐานที่ได้จากกล้องฮับเบิลนั้นก็ไม่สามารถให้ข้อสรุปที่ดีได้ เมื่อพบว่ากลุ่มของดาวนิวตรอนนั้นก็ให้ผลการสังเกตที่คล้ายกัน กระทั่งการค้นพบครั้งล่าสุดที่นักดาราศาสตร์คาดว่าความโน้มถ่วงที่ซับซ้อนที่มีต่อกันในกระจุกดาวทรงกลมนั้นจะทำให้เกิดหลุมดำได้

ในปี 2004 กลุ่มของนักดาราศาสตร์รายงานว่ามีการค้นพบหลุมดำมวลขนาดกลางที่ได้รับการยืนยันในทางช้างเผือก โคจรสามปีแสงจากซาจิเทอเรียส เอ หลุมดำที่มีมวล 1,300 เท่าของมวลดวงอาทิตย์นี้อยู่ภายในกระจุกดาว 7 ดวง ซึ่งอาจจะเป็นเศษเล็กเศษน้อยจากกระจุกดาวขนาดใหญ่ซึ่งเป็นลากเป็นทางผ่านใจกลางดาราจักร^[46][47] การสังเกตการณ์นี้น่าจะมีการเสริมแนวคิดที่ว่าหลุมดำขนาดใหญ่จะเกิดขึ้นโดยการดูดซับหลุมดำที่มีขนาดเล็กกว่าและดาวข้างเคียง

ในเดือนมกราคมปี 2007 นักวิจัยจากมหาวิทยาลัยเซาท์แธมตัน ประเทศสหราชอาณาจักร รายงานการพบหลุดดำที่มีมวลขนาด 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ในกระจุกดาวทรงกลมรวมกับดาราจักรชื่อ เอ็นจีซี 4427 โดยมีระยะห่างประมาณ 55 ล้านปีแสง^[48][49]

หลุมดำที่เกิดจากดาวฤกษ์ในกาแล็กซี่ทางช้างเผือก

ภาพจินตนาการช่างภาพเกี่ยวกับระบบดาวคู่ที่ประกอบไปด้วยหลุมดำและดาวหลัก โดยที่หลุมดำกำลังดึงดูดสสารจากดาวหลักผ่านจานพอกพูนมวลรอบ ๆ มัน และสสารเหล่านี้จะรวมตัวกันเป็นกลุ่มก๊าซในดาราจักร

กาแล๊กซี่ทางช้างเผือกของเรานั้นน่าจะประกอบไปด้วยหลุมดำที่เกิดจากดาวฤกษ์ที่จะอยู่ใกล้เรามากกว่าหลุมดำในบริเวณซาจิเทอเรียสเอ ซึ่งหลุมดำเหล่านี้เป็นสมาชิกของระบบดาวคู่รังสีเอกซ์ที่ทำให้วัตถุมีความหนาแน่นมากขึ้นจากคู่ของมันผ่านอะครีชั่นดิสก์ หลุมดำที่เป็นไปได้ในระบบนี้น่าจะมีมวลมากกว่า 20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์^[50][51] หลุมดำที่เกิดจากดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จากที่เคยสำรวจมาจะเป็นส่วนหนึ่งของระบบดาวคู่ที่ตั้งอยู่ในกาแล็กซี่เมซิเออ 33^[52]

หลุมดำจิ๋ว

ในทางทฤษฎี ไม่มีขนาดที่เล็กที่สุดสำหรับหลุมดำ เมื่อหลุมดำเกิดขึ้นมาหลุมหนึ่งก็จะมีคุณสมบัติของหลุมดำ โดยสตีเฟน ฮอวคิง ได้อธิบายไว้ในทฤษฎีของหลุมดำแรกเริ่ม ที่สามารถจะระเหยและมีขนาดเล็กลงได้ นั่นก็คือหลุมดำจิ๋ว การค้นหาหลุมดำแรกเริ่มที่ยังมีการระเหยอยู่นั้นเป็นเป้าหมายหลักของดาวเทียมกลาส ที่ปล่อยขึ้นไปในปี 2008 อย่างไรก็ตามถ้าหลุมดำจิ๋วสามารถที่จะสร้างได้ด้วยวิธีการอื่น เช่น ผลจากรังสีคอสมิค หรือจากการปะทะกันซึ่งก็ไม่แน่ว่าจะทำให้มันระเหยได้

มีรายงานว่าสามารถที่จะจับสัญญาณการสั่นของอนุภาคจากบนโลกได้เมื่อเกิดการก่อตัวของหลุมดำ โดยสัญญาณเหล่านี้จะไม่เหมือนกับความโน้มถ่วงภายในหลุมดำ แต่ก็จะมีการเทียบกับพื้นผิวสำหรับทฤษฎีควอนตัมโน้มถ่วง^[53]

พฤติกรรมคล้ายหลุมดำเนื่องจากเอดีเอสและซีเอฟทีระหว่างทฤษฎีของแรงนิวเคลียร์ที่รุนแรงไม่มีอะไรเกี่ยวข้องกับทฤษฎีแรงโน้มถ่วงและทฤษฎีแรงโน้มถ่วงควอนตัม ทฤษฎีเหล่านี้คล้ายกันเพราะใช้อธิบายทฤษฎีสตริง ดังนั้นการก่อตัวและความไม่ต่อเนื่องของ ควาร์ก-กลูออน พลาสมานั้นก็เกี่ยวข้องกับการเกิดหลุมดำ ลูกไฟที่ Relativistic Heavy Ion Collider [อาร์เอชไอซี] เป็นปรากฏการณ์ที่อาจเทียบได้กับหลุมดำ และคุณสมบัติส่วนใหญ่จะทำให้ได้อย่างถูกต้องโดยใช้การเปลี่ยนเทียบนี้ อย่างไรก็ดี ลูกไฟนี้ไม่ใช่วัตถุโน้มถ่วง และก็ยังไม่ทราบแน่ชัดว่าจะมีพลังงานมากกว่าที่เครื่องชนอนุภาคแฮดรอนขนาดใหญ่ (LHC) จะสามารถสร้างหลุมดำจิ๋วขึ้นมาตามทฤษฎีหรือไม่^[54]

อ้างอิง

1. "รังสีแกมมาจากหลุมดำและดาวนิวตรอน". นาซา/ศูนย์การบินอวกาศก็อดเดิร์ด.
2. Remillard, Ronald A.; McClintock (2006) , "X-ray Properties of Black-Hole Binaries", Ann.Rev.Astron.Astrophys. 44: 49-92.
3. Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. (1999) , "Astrophysical evidence for the existence of black holes", Class. Quant. Grav. 16.
4. a b Michell, J. (1784) , Phil. Trans. R. Soc. (London) 74: 35-57 .
5. "Dark Stars (1783)" เก็บถาวร 2008-06-26 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน. Thinkquest. เก็บข้อมูลเมื่อ 2008-05-28.
6. 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
7. Hawking, Stephen (1974). "Black Hole Explosions". Nature 248: pp. 30–31. doi:10.1038/248030a0.
8. McDonald, Kirk T. (1998) , Hawking-Unruh Radiation and Radiation of a Uniformly Accelerated Charge. เก็บถาวร 2008-10-31 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน
9. Hawking & Penrose 1996, p. 44.
10. Michael Quinion. "Black Hole". World Wide Words. เก็บข้อมูลเมื่อ 2008-06-17.
11. "Online Etymology Dictionary"
12. Michell, J. (1784). "On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose". Philosophical Transactions of the Royal Society. 74: 35–57. Bibcode:1784RSPT...74...35M. doi:10.1098/rstl.1784.0008. ISSN 0261-0523. JSTOR 106576.
13. 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..
14. On Massive Neutron Cores เก็บถาวร 2011-11-20 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน, J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, Physical Review 55, #374 (15 February 1939), pp. 374-381.
15. NASA. "Artist impression of a black hole". เก็บถาวร 2008-09-10 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน
16. Heusler, M. (1998). "Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond". Living Rev. Relativity. 1 (6).
17. Hinshaw, G. (2008). "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results". arxiv..
18. For a review see Robert Wald (1997). "Gravitational Collapse and Cosmic Censorship". arxiv..
19. สำหรับการอภิปรายในหัวข้อนี้ ดู Berger, Beverly K. (2002). "Numerical Approaches to Spacetime Singularities". Living Rev. Relativity. 5. สืบค้นเมื่อ 2007-08-04..
20. McClintock, Jeffrey E.; Shafee, Rebecca; Narayan, Ramesh; Remillard, Ronald A.; Davis, Shane W.; Li-Xin (2006). "The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105". Astrophys.J. 652: 518–539..
21. Valtonen, M.J. (2008), "A massive binary black-hole system in OJ 287 and a test of general relativity", Nature, 452: 851, doi:10.1038/nature06896
22. Nemiroff, Robert J. (1993), "Visual distortions near a neutron star and black hole", American Journal of Physics, 61: 619
23. Hawking, S.W. (1974), "Black hole explosions?", nature, 248: 30–31, doi:10.1038/248030a0
24. Page, Ron N. (2005), "Hawking Radiation and Black Hole Thermodynamics", New.J.Phys., 7 (203): 203, doi:10.1088/1367-2630/7/1/203
25. Hawking, S.W.; Penrose, R. (1970), "The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology", Proc.Roy.Soc.Lon, 314 (1519): 529–548
26. Carr, B.J. (2005), "Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful?", Proceedings of "Inflating Horizon of Particle Astrophysics and Cosmology", Universal Academy Press Inc and Yamada Science Foundation
27. Giddings, Steven B.; Thomas, Scott (2002), "High Energy Colliders as Black Hole Factories: The End of Short Distance Physics", Phys.Rev. D, 65 (056010)
28. Arkani-Hamed, Nima; Dimopoulos, Savas; Dvali, Gia (1998), "The Hierarchy Problem and New Dimensions at a Millimeter", Phys.Lett. B, 429: 263–272
29. Lewis, G. F. and Kwan, J. (2007). "No Way Back: Maximizing Survival Time Below the Schwarzschild Event Horizon". Publications of the Astronomical Society of Australia. 24 (2): 46–52.
30. The diagrams here are effectively Finkelstein diagrams using an advanced time parameter. Compare to (Hawking & Ellis 1973, figure 23ii) harv error: no target: CITEREFHawkingEllis1973 (help).
31. An example of this reasoning can be found on this website created by students from Tufts university.
32. Townsend, P.K., Black Holes, p. 18. Lecture notes for a Cambridge Part III course.
33. Bloom, J.S., Kulkarni, S. R., & Djorgovski, S. G. (2002). "The Observed Offset Distribution of Gamma-Ray Bursts from Their Host Galaxies: A Robust Clue to the Nature of the Progenitors". Astronomical Journal. 123: 1111–1148.
34. Blinnikov, S. (1984). "Exploding Neutron Stars in Close Binaries". Soviet Astronomy Letters. 10: 177.
35. Lattimer, J. M. and Schramm, D. N. (1976). "The tidal disruption of neutron stars by black holes in close binaries". Astrophysical Journal. 210: 549.
36. Paczynski, B. (1995). "How Far Away Are Gamma-Ray Bursters?". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 107: 1167.
37. Winter, L.M., Mushotzky, R.F. and Reynolds, C.S. (2006). "XMM-Newton Archival Study of the ULX Population in Nearby Galaxies". Astrophysical Journal. 649: 730.
38. Jiang, L., Fan, X., Ivezić, Ž., Richards, G.~T., Schneider, D.~P., Strauss, M.~A., Kelly, B.~C. (2007). "The Radio-Loud Fraction of Quasars is a Strong Function of Redshift and Optical Luminosity". Astrophysical Journal. 656: 680–690.
39. "NASA scientists identify smallest known black hole". คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-12-27. สืบค้นเมื่อ 2008-11-24.
40. J. H. Krolik (1999). Active Galactic Nuclei. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. ISBN 0-691-01151-6.
41. L. S. Sparke, J. S. Gallagher III (2000). Galaxies in the Universe: An Introduction. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-59704-4.
42. J. Kormendy, D. Richstone (1995). "Inward Bound---The Search For Supermassive Black Holes In Galactic Nuclei". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics. 33: 581–624. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.003053.
43. Ghez, A. M.; Salim, S.; Hornstein, S. D.; Tanner, A.; Lu, J. R.; Morris, M.; Becklin, E. E.; Duchêne, G. (May 2005). "Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole". The Astrophysical Journal. 620 (2): 744–757. doi:10.1086/427175. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2020-01-28. สืบค้นเมื่อ 2008-05-10.
44. Gerssen, Joris; van der Marel, Roeland P.; Gebhardt, Karl; Guhathakurta, Puragra; Peterson, Ruth C.; Pryor, Carlton (December 2002). "Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole in the Globular Cluster M15. II. Kinematic Analysis and Dynamical Modeling". The Astronomical Journal. 124 (6): 3270–3288. doi:10.1086/344584.
45. "Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places". HubbelSite. 2002-09-17. สืบค้นเมื่อ 2007-10-31.
46. "Second black hole found at the centre of our Galaxy". NatureNews. doi:10.1038/news041108-2. สืบค้นเมื่อ 2006-03-25.
47. Maillard, J.P.; Paumard, T.; Stolovy, S.R.; Rigaut, F. (2004), "The nature of the Galactic Center source IRS 13 revealed by high spatial resolution in the infrared", Astron.Astrophys., 423: 155–167, doi:10.1051/0004-6361:20034147
48. http://xxx.lanl.gov/abs/0805.2952
49. Maccarone, Thomas J.; Kundu, Arunav; Zepf, Stephen E.; Rhode, Katherine L. (2007), "A black hole in a globular cluster", Nature, 445: 183–185, doi:10.1038/nature05434
50. Casares, J. (2006). Observational evidence for stellar mass black holes. Proceedings of IAU Symposium 238: "Black Holes: From Stars to Galaxies -Across the Range of Masses".
51. Garcia, M.R.; Miller, J. M.; McClintock, J. E.; King, A. R.; Orosz, J. (2003), "Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae", Astrophys.J., 591: 388–396, doi:10.1086/375218
52. Orosz, J.A. (2007). "A 15.65 solar mass black hole in an eclipsing binary in the nearby spiral galaxy Messier 33". Nature. 449: 872–875. doi:10.1038/nature06218.
53. arXiv:/0501068 hep-th /0501068
54. See Safety of particle collisions at the Large Hadron Collider for a more in depth discussion.

ดูเพิ่ม

• หลุมดำมวลยวดยิ่ง
• หลุมดำเชิงควอนตัม

แหล่งข้อมูลอื่น

• Stanford Encyclopedia of Philosophy: "Singularities and Black Holes" by Erik Curiel and Peter Bokulich.
• "Black hole" on Scholarpedia.
• Black Holes: Gravity's Relentless Pull—Interactive multimedia Web site about the physics and astronomy of black holes from the Space Telescope Science Institute
• Frequently Asked Questions (FAQs) on Black Holes
• "Schwarzschild Geometry เก็บถาวร 1998-01-18 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน"
• Advanced Mathematics of Black Hole Evaporation เก็บถาวร 2012-10-17 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน
• Hubble site