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11 关系: 史瓦西半徑，事件視界，伽玛射线暴，克爾度規，类星体，羅傑·潘洛斯，類球面，負質量，轉動的黑洞，雷莫·鲁菲尼，潘羅斯過程。
史瓦西半徑
史瓦西半徑（Schwarzschild radius）是任何具有質量的物质都存在的一个臨界半徑特征值。在物理学和天文学中，尤其在万有引力理论、广义相对论中，它是一个非常重要的概念。1916年卡爾·史瓦西首次发现了史瓦西半徑的存在，这个半径是一个球状对称、不自转又不帶電荷的物体的重力场的精确解。该值的含义是，如果特定质量的物质被压缩到该半径值之内，将没有任何已知类型的力（如简并压力）可以阻止该物质自身的重力将自己压缩成一个奇点。 對符合條件（即不自轉、不帶電）的任何物体的史瓦西半徑皆与其质量成正比。理論上，太阳的史瓦西半徑约为3公里，地球的史瓦西半徑只有约9毫米。 一個不少於3.2個太陽質量的星體一旦塌縮至小於它的史瓦西半徑便會因為自身重力塌縮成為一點，从而變成黑洞。对于一个已经形成的黑洞来说，若将史瓦西半徑内的物质看作一个系统，则该系统内的任何物质都无法逃逸出该半径之外。换句话说，该半径也是不带电荷无自转黑洞的视界，光和粒子均无法逃离这个球面。由于黑洞的无毛性（即我们无法得到有关黑洞内部的有效信息），再加上目前所知的科学定律在史瓦西半徑内均会失效，因此我们无法观测或者预测史瓦西半徑内的事件。也就是说，我们无法确切知道黑洞内是否存在一个由某种物质组成的球体，如果存在的话，其球体的半径是多少。正因如此，视界通常被认为是黑洞的表面。又因为黑洞视界本身并不好直接测量，史瓦西半徑等类似方法就作为估算视界半径的方法。银河中心的超大質量黑洞的史瓦西半徑估計约为780万公里。一个平均密度等于临界密度的球体的史瓦西半徑等于我们的可觀測宇宙的半径，也就是說如果可觀測宇宙的平均密度為臨界密度，其本身可被理解為一個黑洞。 然而，旋轉黑洞、帶電荷黑洞及旋轉並帶電黑洞的解則較為複雜，在不同的條件下，它們可以有兩层、一层或者甚至沒有视界。.
事件視界
事件視界（event horizon），是一種時空的曲隔界線。視界中任何的事件皆無法對視界外的觀察者產生影響。在黑洞周圍的便是事件視界。在非常巨大的重力影響下，黑洞附近的逃逸速度大於光速，使得任何光線皆不可能從事件視界內部逃脫。根據廣義相對論，在遠離視界的外部觀察者眼中，任何從視界外部接近視界的物件，將須要用無限長的時間到達視界面，其影像會經歷無止境逐漸增強的紅移；但該物件本身卻不會感到任何異常，並會在有限時間之內穿過視界。 Ahmed Almheiri, Donald Marolf, Joseph Polchinski, James Sully近年的研究認為事件視界會造成黑洞火牆，而火牆的存在跟黑洞本身相矛盾。 其他相關但不同的視界包括同樣可以在黑洞旁找到的絕對視界線與。另有一些相關的名詞包括柯西與、 克爾度規中的動圈、宇宙學中的宇宙學視界等。.
伽玛射线暴
伽玛射线暴（Gamma Ray Burst，缩写GRB），又称伽玛暴，是来自天空中某一方向的伽玛射线强度在短时间内突然增强，随后又迅速减弱的现象，持续时间在0.01-1000秒，辐射主要集中在0.1-100 MeV的能段。伽玛暴发现于1967年，数十年来，人们对其本质了解得还不很清楚，但基本可以确定是发生在宇宙学尺度上的恒星级天体中的爆发过程。伽玛暴是目前天文学中最活跃的研究领域之一，曾在1997年和1999年两度被美国《科学》杂志评为年度十大科技进展之列。.
克爾度規
廣義相對論中，克爾度規（Kerr metric）或稱克爾真空（Kerr vacuum），描述的一旋轉、球對稱之質量龐大物體（例如：黑洞）週遭真空區域的時空幾何。其為，故又稱克爾解；廣義相對論的主導方程式——愛因斯坦場方程式是非線性的，找出其精確解是相當困難的任務。 克爾度規是史瓦西度規（1915年）的推廣，後者用以描述靜態不旋轉、球對稱且不帶電荷的龐大物體週遭真空區域的時空幾何。在有帶電荷的情形，史瓦西度規轉成萊斯納-諾德斯特洛姆度規（1916年–1918年）。和曾使用弱场近似方法得到过旋转轴对称球状物体度规的近似解。直到1963年方由羅伊·克爾提出精確解。，但他并没有给出推导过程。1973年Schiffer等人给出了克尔度规的推导。 克爾度規的帶電荷版本為克爾-紐曼度規（1965年），以上四個相關的解可整理為如下表格： 其中Q代表物體所帶電荷，而J代表物體的自轉角動量。.
类星体
類星體 （quasar，，也以QSO或quasi-stellar object為人所知）是極度明亮的活躍星系核（AGN，active galactic nucleus）。大多數星系的核心都有一個超大質量黑洞，它的質量從百萬至數十億太陽質量不等。在類星體和其它形式的活躍星系核，黑洞被氣態的吸積盤環繞著。當吸積盤中的氣體朝向黑洞墬落，能量就會以電磁輻射的形式釋放出來。這些輻射被觀測到可以跨越電波、紅外線、可見光、紫外線、X射線、和γ射線等電磁頻譜的波長。類星體輻射的功率非常巨大：最強大的類星體的光度超過1041 瓦特，是普通星系，例如銀河系，的數千倍。 "類星體"這個名詞源自於準恆星狀電波源（quasi-stellar radio source）的縮寫，因為在20世紀50年代發現這種天體時，被認定為未知物理源的電波發射源。當在可見光的照相圖中篩檢出來時，它們類似可見光的星狀微弱光點。 類星體的高解析影像，特別是哈伯太空望遠鏡，已經證明類星體是發生在星系的中心，一些類星體的宿主星系是強烈的交互作用星系或.
羅傑·潘洛斯
羅傑·潘洛斯爵士，OM，FRS（Sir Roger Penrose，），英國數學物理學家與牛津大學數學系W. W. Rouse Ball名譽教授。他在數學物理方面的工作擁有高度評價，特別是對廣義相對論與宇宙學方面的貢獻。他也是娛樂數學家與具爭議性的哲學家。羅傑·潘洛斯是科學家理昂內·潘洛斯與的兒子，為數學家與西洋棋大師強納森·潘洛斯的兄弟。.
類球面
類球面是一種二次曲面。二維的橢圓有兩個主軸，稱為長軸與短軸。在三維空間裏，將一個橢圓繞著其任何一主軸旋轉，則可得到一個類球面。.
負質量
負物質擁有的質量是負數，被稱為負質量（negative mass），由於根據相對論質量和能量可互相轉換，負質量在某種意義上又可以等同負能量。注意這裏的「負物質」與「反物质」（antimatter）是完全不同的概念，負物質擁有負質量/負能量，而反物質具有正質量/正能量。反物質與普通物質一樣會被重力場吸引，但另一方面負物質不會受重力場吸引，反而會受其排斥。 物理學家米給爾·阿庫別瑞就曾提出一個阿庫別瑞引擎（或稱曲速引擎），需要由負物質或負能量推動。 負物質仍在搜索階段，但負能量的確是存在的。卡西米爾效應的實驗中，當兩塊金屬片距離遙遠時，能量為零。當它們彼此靠近，我們能從中吸取能量，其時金屬板的能量即為負值。.
轉動的黑洞
轉動的黑洞是擁有角動量的黑洞。.
雷莫·鲁菲尼
雷蒙·鲁菲尼，1942年出生在法国。自 1978 年成为意大利罗马大学理论物理学教授。 他是国际相对论天物理中心所长，发起由几所大学和研究所共同组织的国际相对论天物理博士学位课程，他兼任Erasmus Mundus IRAP博士学位委员会主席，致力于培养理论天体物理学家。此外，他创立由几个国家参与的国际相对论天体物理合作中心。.
潘羅斯過程
潘羅斯過程（Penrose process），也稱為潘羅斯機制（Penrose mechanism），是羅傑·潘羅斯推理出的一個過程，可以從轉動的黑洞提取能量。因為轉動的能量在黑洞的位置，不在事件視界內，而是在克爾時空被稱為動圈的區域，在那裡粒子必然如同推進的火車頭一樣，隨著時空一起轉動，因此提取能量是可能的。在動圈內的所有物體都受到轉動時空的拖曳，在這個過程中，一團物質進入黑洞的動圈，而一旦進入動圈，他就會被拆成兩團。這兩團的動量經過重整，所以其中一塊會逃逸到無窮遠，而另一塊穿越事件視界掉落入黑洞。逃逸的物質碎片可能攜帶了比原來進入的質量更多的質能，而進入黑洞的碎片攜帶的是負質能。摘要的說，這個過程使黑洞的角動量減少，並且減少相對應於能量的轉換，因為失去的動量勢必將由能量提取。 這個過程遵循黑洞力學的規律。這些規律是如果過程被反覆的執行，其結果是黑洞最終會失去它所有的角動量，成為非旋轉的史瓦西黑洞。Demetrios Christodoulou計算出經由潘羅斯過程可以提取的能量上限。.
