史瓦西半徑

史瓦西半徑 （ Schwarzschild radius ） 是任何具有質量的物質都存在的一個臨界半徑特徵值 。 在物理學和天文學中 ， 尤其在萬有引力理論 、 廣義相對論中 ， 它是一個非常重要的概念 。 1916年 ， 德國天文學家卡爾 · 史瓦西首次發現史瓦西半徑的存在 ， 這個半徑是一個球狀對稱 、 不自轉又不帶電荷的物體的重力場的精確解 。 該值的含義是 ， 如果特定質量的物質被壓縮到該半徑值之內 ， 將沒有任何已知類型的力 （ 如簡併壓力 ） 可以阻止該物質自身的重力將自己壓縮成一個奇點 。 符合條件 （ 即不自轉 、 不帶電 ） 的任何物體的史瓦西半徑皆與其質量成正比 。 理論上 ， 太陽的史瓦西半徑約爲3公里 ， 地球的史瓦西半徑只有約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爲自身重力塌縮成爲一點 ， 從而變成黑洞 。 對於一個已經形成的黑洞來說 ， 若將史瓦西半徑內的物質看作一個系統 ， 則該系統內的任何物質都無法逃逸出該半徑之外 。 換句話說 ， 該半徑也是不帶電荷無自轉黑洞的視界 ， 光和粒子均無法逃離這個球面 。 由於黑洞的無毛性 （ 即我們無法得到有關黑洞內部的有效信息 ） ， 再加上目前所知的科學定律在史瓦西半徑內均會失效 ， 因此我們無法觀測或者預測史瓦西半徑內的事件 。 也就是說 ， 我們無法確切知道黑洞內是否存在一個由某種物質組成的球體 ， 如果存在的話 ， 其球體的半徑是多少 。 正因如此 ， 視界通常被認爲是黑洞的表面 。 又因爲黑洞視界本身很難直接測量 ， 史瓦西半徑等類似方法就作爲估算視界半徑的方法 。 銀河中心的超大質量黑洞的史瓦西半徑估計約爲780萬公里 。 一個平均密度等於臨界密度的球體的史瓦西半徑等於我們的可觀測宇宙的半徑 ， 也就是說如果可觀測宇宙的平均密度爲臨界密度 ， 其本身可被理解爲一個黑洞 。 然而 ， 旋轉黑洞 、 帶電荷黑洞及旋轉並帶電黑洞的解則較爲複雜 ， 在不同的條件下 ， 它們可以有兩層 、 一層或者甚至沒有視界 （ 裸奇異點 ） 。