巨大質量恆星列表
這是一份有關巨大質量恆星的列表，依太陽質量的多寡排列（1太陽質量=太陽的質量而不是太陽系的質量）。 恆星質量是恆星最重要的一個要素。質量加上化學成分能確定一顆恆星的光度、它實際上的大小和它最後的命運。列在表上的恆星，由於它們的質量非常巨大，到最後大多都會爆發成超新星甚至是極超新星，然後形成黑洞。 不確定性和警告 表中所列出的恆星質量都是從理論上推測的，依據的是恆星很難測定的溫度和絕對星等。所有列出的恆星質量都是不確定的：因為天文學家已經…
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共 68 篇文章
黑洞与时间弯曲
《黑洞与时间弯曲——爱因斯坦的幽灵》（）是物理学家基普·索恩于1994年出版的一本科普书籍，简要介绍了黑洞理论在二十世纪的起源与发展。 全书共十四章，大致以时间顺序讲述相关理论的发展。内容涉及到与黑洞有关的各种理论与实验，主要包括爱因斯坦的狭义相对论与广义相对论，星体的引力坍缩（白矮星、中子星、黑洞），黑洞无毛定理，对黑洞的搜寻（X射线观测、射电观测、光学观测），引力波天文学，黑洞理论的不同范式、黑洞热力学、黑洞蒸发理论、引力奇点、虫洞…
黑洞火牆
黑洞火牆（）描述一個理論物理學上仍處在假說階段的現象：當一位觀察者落入黑洞的事件視界表面時，會遭遇高能量的量子密集地聚在一起形成的「火牆」。火牆的概念於2012年由四位物理學家提出：阿赫麥德·阿姆黑利（Ahmed Almheiri）、唐納德·馬若夫（Donald Marolf）、约瑟夫·波尔钦斯基（Joseph Polchinski）、（James Sully） }}
麵條化
。重力源在圖的右側，較長的箭頭表示較大的力（相對於此球質心）]] 在天文物理學中，麵條化，亦稱義大利麵化或義大利麵效應（），指物體在強大的非均勻重力場中，受到垂直方向拉伸與水平方向壓縮而變得細長（形狀像義大利直麵）。造成物體義大利麵化的重力場，通常是由強大的潮汐力所引起。在黑洞附近，任何成分組成的物質，都無法抵抗重力場造成的形變。小範圍內，強大的垂直拉伸與水平壓縮效應可以互相平衡，因此被義大利麵化的小型物體，不會改變其體積。 史蒂芬·霍…
虚黑洞
虚黑洞（），量子引力中的概念，指的是由于时空无时无刻不在进行的量子真空涨落形成的微型黑洞。虚黑洞是量子泡沫的一种体现，其在万有引力场中的作用类似于量子电动力学中的电子-正电子对。现有理论认为，这类黑洞的大小、寿命、质量均在普朗克尺度。 参考资料
索恩-霍金-普雷斯基爾賭局
索恩-霍金-普雷斯基爾賭局（）是發生於1997年，三位理論物理學家針對黑洞資訊悖論所做的物理學賭局，參加者由基普·索恩與史蒂芬·霍金兩位組成一方，另一方則為約翰·普雷斯基爾。 概論 索恩與霍金這一方的論點為：廣義相對論的古典學說不允許黑洞放出輻射，並且會喪失資訊，是故霍金輻射所攜帶的質能跟資訊必然是「新的」，而非來自於黑洞視界內部。如此的結果與量子力學中由波函數攜帶資訊的微觀因果律相違背，而量子力學必須重新改寫。普雷斯基爾則辯稱：既然量…
佩吉時間
佩吉時間（）指的是當黑洞的熵只剩下初始值的一半，也就是當它的表面積變成只剩一半所需要花費的時間。有時它亦指黑洞輻射的熵含量開始降低的瞬間。佩吉時間是以加拿大籍理論物理學家唐·佩吉的姓氏命名的。 參見 唐·佩吉 (物理學家) 霍金輻射 *黑洞資訊悖論 參考資料
孤立黑洞
下，天體測量的MOA-2011-BLG-191/OGLE-2011-BLG-0462動態。]] 孤立黑洞（或Isolated black hole）是一個不受任何物體引力束縛的黑洞，它們在整個宇宙中能自由移動。由於黑洞不發光，因此探測黑洞的唯一方法是引力透鏡，或當它們摧毀物體時發生的X射線暴。 星系際孤立黑洞 這些是沒有宿主星系的黑洞，由兩個星系之間的碰撞或兩個黑洞的合併被破壞引起。據估計，在銀河系的邊緣可能有12個孤立超大質量黑洞。 …
雙黑洞
。]] 雙黑洞（）是由兩顆繞著共同的重心旋轉的黑洞組成的系統。其中恆星雙黑洞是高質量雙星系統的殘骸，至於超重雙黑洞則被認為是所造成的。 目前已發現一些超重雙黑洞候選系統，它們在天文物理學中被視為具高度重要性，因為它們是目前宇宙中已知的最強重力波源。隨著公轉的黑洞向外散播出重力波，它們的軌道逐漸衰變，其公轉週期亦隨之變短。這個階段被稱作雙黑洞旋近（）。當二個黑洞足夠靠近，便會併合成單一黑洞。併合後，這個單一的黑洞進入了-{zh-cn:铃宕…
GW150914
{{Infobox gravitational wave event |image=LIGO measurement of gravitational waves(zh-hans).png |caption=GW150914探测结果及理论分析{{efn|GW150914是由LIGO位于汉福德（H1）及利文斯顿（L1）的两架干涉仪于2015年9月14日探测到的。图中的时间相对于该日的09:50:45（UTC）。第一行的两幅图为两架干涉仪的…
潮汐瓦解事件
潮汐瓦解事件（TDE，tidal disruption event）是一種天文現象，當恆星接近超大質量黑洞（SMBH）並被黑洞的潮汐力拉離時，發生與經歷義大利麵化。恆星的一部分質量會被捕獲到黑洞周圍的吸積盤中，當吸積盤中的物質被黑洞吞噬時，會產生暫時的電磁輻射耀斑。根據早期的論文，潮汐瓦解事件應該是隱藏在星系核中的大質量黑洞活動的必然結果，而後來的理論家們得出結論，恆星碎片積累所產生的爆炸或輻射耀斑可能是正常星系中心存在休眠黑洞的獨特迹…
原初黑洞
原初黑洞（），又称为太初黑洞，是一种假想的黑洞类型。这类黑洞不是由大质量恒星的引力坍缩形成的，而是来源于宇宙早期大爆炸暴涨时物质的超高密度。 根据大爆炸模型，在大爆炸之后最初的一小段时间内有着极高的壓力与温度。如此情况下，物质密度的简单波动就可能造成局部区域的密度达到形成黑洞的条件。尽管大多数的高密度区域很快因宇宙的膨胀而散开，但原生的黑洞则会保持稳定直至今日。 有科学家认为，那些质量在1014千克至1023千克之间的原初黑洞可能和暗物…
克爾度規
廣義相對論中，克爾度規（）或稱克爾真空（），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…
环猜想
环猜想（）是基普·索恩于1972年提出的一个关于黑洞的猜想。环猜想是指，一个经历压缩的物体只有当其能被一个具有临界周长的旋转假想圆环包围起来时，该物体才能坍缩成为黑洞。临界周长的表达式为： : c=2\pi r_s\,\! 其中 : c\,\! 为临界周长； : r_s\,\! 为物体的史瓦西半径。 索恩计算了不同形状物体（如球状物体、一个方向上无限长的圆柱状物体）的引力效应，发现物体需要同时在三个空间方向上都被压缩在一定范围内才能形成…
萊斯納-諾德斯特洛姆度規
赖斯纳-努德斯特伦度规（）是广义相对论中描述描述静态球对称带电物体的引力场的度规，是广义相对论的一个著名的精確解，是赖斯纳（H. Reissner）以及努德斯特伦（G. Nordström）首先提出的。具有这样的度规形式的黑洞稱為赖斯纳-努德斯特伦度规黑洞。 赖斯纳-努德斯特伦度规可以表示為： :\mathrm{d}s^2=-\mathrm{d}\tau^2=-\left(1-\frac{2GM}{r}+\frac{GQ^2}{4\pi…
潘羅斯過程
潘羅斯過程（），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…
布蘭德福–日納傑過程
布蘭福德–日納傑過程（），是從旋轉黑洞中提取能量的一種機制，由罗杰·布兰福德和羅馬·日納傑于1977年提出。這是類星體能量來源的最佳解釋之一，它需要圍繞著旋轉黑洞的吸積盤和強大的极向磁場。磁場提取自旋能，其功率可利用光速圓柱处的能量密度乘上面积得到： : P=B^2\left(\frac{r}{r_c}\right)^4 r_c c=\frac{B^2 r^4 \omega^2}{c} 式中的B是磁場強度，r_c是光速半徑，\omega…
宇宙审查假说
在广义相对论中，强形式和弱形式的宇宙审查假说（）之提出，是为了从数学上解释引力奇点的结构。 在爱因斯坦场方程的解中存在隐藏于事件视界之内因而无法从时空的其他部分观察的奇点（就如同受到審查而無法顯露全貌）。没有隐藏于视界之内的奇点被称为“裸奇点”。弱形式的宇宙审查假说猜测，除了大爆炸是裸奇点之外，宇宙中不存在任何其他的裸奇点。这个假说由罗杰·彭罗斯在1969年提出。宇宙审查假说和所谓的编年审查是有所不同的。后者中每一条封闭类时曲线都穿过事…
Q星
Q星（）亦稱為灰洞（），是一個假設存在的天體，由既稠密又重的中子星組成。這個概念，由著名物理學家霍金在1975年所提出，用以為愛因斯坦廣義相對論中重力場方程式中的一個解。根據霍金的論據：愛因斯坦的重力方程式的兩種奇點的解，分別是黑洞跟白洞。不過理論上黑洞應該是一種「有進沒出」的天體，而白洞則只能出而不能進。然而黑洞卻有粒子的輻射，所以黑洞不再適合被稱為黑洞，改名為「灰洞」。目前「灰洞」這個名稱已不再使用，而是改稱為「Q星」。Q星與恆星黑…
托尔曼-奥本海默-沃尔科夫方程
在天体物理学中，托尔曼-奥本海默-沃尔科夫方程（）是在广义相对论框架下描述一个处在定态引力平衡状态下的各向同性球对称物体结构的约束方程。它所描述的是恒星在辐射压力和自身引力作用下的相对论性流体静力学平衡。 方程形式 方程的形式为 :::::\frac{dP(r)}{dr}=-\frac{G(\rho(r)+P(r)/c^2)(M(r)+4\pi P(r) r^3/c^2)}{r^2(1-2GM(r)/rc^2)}. 这里r\,是径向坐标…