payamvha/North_RAG huggingface dataset:
این‌گونه سیاه‌چاله‌ها یافتن منابع اشعه با شدت زیاد است. منابع فوق درخشان پرتو ایکس در کهکشان‌های نزدیک ممکن است سیاه‌چاله جرم متوسط باشند. این منابع فوق درخشان پرتو ایکس در نواحی شکل‌گیری ستاره‌ها (مانند مسیه ۸۲) مشاهده شده است و به نظر می‌رسد که با خوشه‌های ستاره‌ای جوانی که در آن نواحی یافت می‌شوند مرتبط‌اند. روش دیگر تشخیص آن‌ها ممکن است مشاهده تابش گرانشی منتشر شده از جسم فشرده باقی‌مانده‌ای است که به دور سیاه‌چاله جرم متوسط می‌گردد. رابطه‌ام-سیگما نیز وجود سیاه‌چاله‌هایی به اندازه ۱۰۴ تا ۱۰۶ جرم
نیز وجود سیاه‌چاله‌هایی به اندازه ۱۰۴ تا ۱۰۶ جرم خورشیدی را در کهکشان‌های کم نور پیش‌بینی می‌کند. هیچ راه مستقیمی برای شکل‌گیری آنان شناخته نشده است اما گمان می‌رود این نوع از برخورد سیاه‌چاله‌های با جرم کمتر شکل می‌گیرد. نطریه دیگری نیز آن‌ها را سیاه‌چاله‌های نخستینی می‌داند که در مه بانگ شکل گرفته‌اند. نطریه سومی نیز آن‌ها را حاصل از برخورد ستارگان بزرگ در خوشه‌های ستاره‌ای متراکم می‌دانند که حاصل این برخورد به یک سیاه‌چاله میان جرم رمبش می‌کند. سیاه‌چاله‌های ستاره‌وار. این سیاه‌چاله‌ها از رمبش گرانشی
ستاره‌وار. این سیاه‌چاله‌ها از رمبش گرانشی ستاره‌های بزرگ به‌وجود می‌آیند. این سیاه‌چاله‌ها جرمی بین سه تا چند ده برابر جرم خورشید دارند. بهترین نامزدهای احتمالی برای این دسته از سیاه‌چاله‌ها، منظومه‌های دوتایی گسیل‌کننده اشعه X هستند که در اوایل دهه هفتاد مورد توجه قرار گرفتند. یکی از دو جسم در این منظومه‌ها قابل مشاهده نیست که نامزد سیاه‌چاله بودن است. ماده از ستاره ندیم به سیاه‌چاله می‌ریزد و پرتو ایکس تابش می‌کند. نمونه‌ای از این منظومه‌های دو تایی، ماکیان ایکس یک(Cygnus X-1) است که از یک ستاره ابرغول
ایکس یک(Cygnus X-1) است که از یک ستاره ابرغول آبی با جرمی در حدود بیست برابر جرم خورشید و یک ندیم نامرئی با جرم تقریبی چهل برابر جرم خورشید است. در این سیستم دوتایی، جرم از ستاره قابل رویت دوتایی به درون سیاه‌چاله وارد می‌شود ولی به دلیل سرعت زاویه‌ای، این جرم به صورت شعاعی وارد سیاه‌چاله نشده بلکه گازها تشکیل یک دیسک داده که قرص برافزایشی نامیده می‌شود. ریزسیاه‌چاله‌ها. این سیاه‌چاله‌ها سیاه‌چاله‌های بسیار کوچکی هستند. جرم این سیاه‌چاله‌ها به اندازه‌ای کوچک است است که در آن‌ها اثرات مکانیک کوانتومی اهمیت
است است که در آن‌ها اثرات مکانیک کوانتومی اهمیت زیادی پیدا می‌کند و از این رو به نام سیاه‌چاله‌های مکانیک کوانتومی نیز شناخته می‌شوند. محاسبات هاوکینگ نشان می‌دهد که هرچه سیاه‌چاله کوچکتر باشد سرعت تبخیر آن بیشتر است و در نتیجه ریزسیاه‌چاله‌ها در صورت به‌وجود آمدن احتمالاً در لحظه‌ای تبخیر شده و منفجر می‌گردند. شواهد تجربی. سیاه‌چاله‌ها به خودی خود هیچ سیگنالی به جز تابش فرضی هاوکینگ از خود منتشر نمی‌کنند و از آنجاییکه این تابش در مورد یک سیاه‌چاله اختر فیزیکی بسیار ضعیف است هیچ راهی وجود ندارد که بتوان
بسیار ضعیف است هیچ راهی وجود ندارد که بتوان مستقیماً از روی زمین سیاه‌چاله‌های اختر فیزیکی را ردیابی نمود. تنها استثنایی که ممکن است تابش هاوکینگ ضعیفی نداشته باشد، آخرین مرحله تبخیر سیاه‌چاله‌های کم جرم نخستین است. جستجو برای یافتن چنین تابش‌هایی در گذشته ناموفق بوده است و این موضوع محدودیت‌هایی بر امکان وجود سیاه‌چاله‌های نخستین با جرم کم وارد می‌کند. تلسکوپ فضایی پرتوی گامای فرمی ناسا که در سال ۲۰۰۸ به فضا فرستاده شد به جستجو برای وجود این نشانه‌ها ادامه خواهد داد. از این رو اختر فیزیکدانان برای جستجوی
خواهد داد. از این رو اختر فیزیکدانان برای جستجوی سیاه‌چاله‌ها باید به مشاهدات غیر مستقیم روی آورند. وجود یک سیاه‌چاله را گاهی می‌توان از برهمکنش‌های گرانشی آن با محیط اطرافش استنباط نمود. بر افزایش ماده. قرص برافزایشی بسیار داغ و چرخان پیرامون یک سیاه‌چاله که متشکل از مواد در حال سقوط به درون می‌باشد، آشکارترین نشانه برای شناسایی سیاه‌چاله‌ها است. به خاطر حفظ تکانه زاویه‌ای گازهایی که به چاه گرانشی یک جسم پرجرم سقوط می‌کنند ساختاری قرص مانند در اطراف جسم ایجاد می‌کنند. اصطکاک درون قرص سبب می‌شود تا تکانه
می‌کنند. اصطکاک درون قرص سبب می‌شود تا تکانه زاویه‌ای به سوی بیرون منتقل شود و ماده بیشتر به سمت داخل سقوط می‌کند و انرژی پتانسیلی آزاد می‌کند که دمای گاز را افزایش می‌دهد. در مورد اجرام فشرده همچون کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاه‌چاله‌ها، گاز در نواحی داخلی به اندازه‌ای داغ می‌شود که تابش بسیاری (عمدتاً پرتو ایکس) از خود گسیل می‌کند که توسط تلسکوپ‌ها قابل ردیابی است. این فرایند برافزایش یکی از کاراترین فرایندهای تولید انرژی است که تا کنون شناخته شده است. تا ۴۰٪ باقی‌مانده ماده برافزوده ممکن است
شده است. تا ۴۰٪ باقی‌مانده ماده برافزوده ممکن است از طریق تابش منتشر شود(در یک همجوشی هسته‌ای تنها ۰٬۷٪ از باقی جرم به صورت انرژی منتشر می‌شود). در بسیاری از موارد این قرص با فواره‌های نسبیتی همراه است که در امتداد قطب‌ها منتشر می‌شوند و انرژی بسیاری در خود دارند. مکانیزم تشکیل این فواره‌ها هنوز به درستی فهمیده نشده است. بسیاری از پدیده‌های پرانرژی تر در جهان به برافزایش ماده در سیاه‌چاله‌ها نسبت داده می‌شود. به‌طور خاص، هسته کهکشانی فعال و اختروش‌ها گمان می‌شود که قرص‌های بر افزایشی سیاه‌چاله‌های کلان جرم
که قرص‌های بر افزایشی سیاه‌چاله‌های کلان جرم باشند. به همین ترتیب گمان می‌رود که دوتایی‌های پرتو ایکس منظومه‌های دوتایی هستند که یکی از این دو ستاره جسمی فشرده است که ماده را از ستاره ندیم برافزایش می‌کند. همچنین پیشنهاد شده است که برخی از منابع فوق درخشان پرتو ایکس ممکن است قرص‌های برافزایشی سیاه‌چاله‌های جرم متوسط باشند. دوتایی‌های پرتو ایکس. دوتایی‌های پرتو ایکس یا ستاره‌های دوتایی که در قسمت پرتو ایکس طیف، روشن هستند. این تابش‌های پرتو ایکس گمان می‌رود که توسط یکی از ستاره‌ها ایجاد می‌شود که جسمی فشرده
توسط یکی از ستاره‌ها ایجاد می‌شود که جسمی فشرده است و ماده را از ستاره معمولی همراهش برافزایش می‌کند. حضور یک ستاره معمولی در این منظومه‌های دوتایی موقعیتی منحصربه‌فرد برای مطالعه جسم دیگر و بررسی سیاه‌چاله بودن آن در اختیار می‌گذارد. اگر چنین منظومه‌ای سیگنال‌هایی منتشر کند که رد آن مستقیماً به جسم فشرده برسد، این جسم نمی‌تواند سیاه‌چاله باشد؛ هرچند که نبودن این سیگنال نیز احتمال ستاره نوترونی بودن جسم فشرده را ازبین نمی‌برد. با مطالعه ستاره ندیم (همراه) اغلب می‌توان پارامترهای مداری منظومه را به‌دست
اغلب می‌توان پارامترهای مداری منظومه را به‌دست آورده و تخمینی برای جرم جسم فشرده ارائه کرد. اگر این جرم به میزان قابل توجهی از حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف (که در واقع بیشینه جرم ممکن برای یک ستاره نوترونی پیش از رمبش است) بیشتر باشد، دیگر این جسم نمی‌تواند ستاره نوترونی باشد و پندار عمومی بر سیاه‌چاله بودن آن است. ماکیان ایکس-یک، اولین نامزد قوی برای سیاه‌چاله بودن، در سال ۱۹۷۲ به همین روش توسط چارلز توماس بولتون، لوییس وبستر و پل مردین کشف شد. هرچند که تردیدهایی در مورد سیاه‌چاله بودن آن وجود دارد زیرا
در مورد سیاه‌چاله بودن آن وجود دارد زیرا ستاره ندیم از ستاره‌ای که نامزد سیاه‌چاله بودن است بسیار سنگین تر است. اکنون نامزدهای بهتری برای سیاه‌چاله بودن در رده دوتایی‌های پرتو ایکس شناخته شده‌اند که متغیرهای پرتو ایکس نرم نامیده می‌شوند. در این منظومه‌ها ستاره ندیم نسبتاً کم جرم است و اجازه تخمین دقیقتری برای جرم سیاه‌چاله می‌دهد. افزون بر این، این منظومه‌ها تنها چند ماه در هر ۱۰ تا ۵۰ سال منبع فعال پرتو ایکس هستند. در طول دوره تابش کم پرتو ایکس (دوره خاموشی)، قرص برافزایشی کم نور است و امکان مشاهده جزئیات
قرص برافزایشی کم نور است و امکان مشاهده جزئیات ستاره ندیم در این دوره را فراهم می‌سازد. یکی از بهترین این دسته از نامزدها سیگنی وی-۴۰۴ (V404 Cygni) است. نوسان‌های نیمه متناوب. انتشار پرتو ایکس از قرص‌های برافزایشی در بسامدهای مشخصی دچار سوسو زدن می‌شود. این سیگنال‌ها را نوسان‌های نیمه متناوب می‌نامند. گمان می‌رود که این سیگنال‌ها ناشی از حرکت ماده در لبه داخلی قرص برافزایشی باشند (درونی‌ترین مدار دایره‌ای پایدار) و به همین دلیل با جرم جسم فشرده مرتبط‌اند. از این رو گاهی به عنوان راه جایگزینی برای تعیین جرم
این رو گاهی به عنوان راه جایگزینی برای تعیین جرم سیاه‌چاله‌های احتمالی به کار می‌روند. هسته کهکشانی. اخترشناسان برای توصیف کهکشان‌هایی که ویژگی‌های غیرمعمولی مانند خط طیفی غیرمعمولی یا تابش‌های رادیویی بسیار قوی دارند، از واژه "کهکشان فعال" استفاده می‌کنند. مطالعات نظری و تجربی نشان داده‌اند که فعالیت این هسته‌های کهکشانی فعال(AGN) را می‌توان با استفاده از سیاه‌چاله‌های کلان جرم توضیح داد. این گونه مدل‌های هسته‌های کهکشانی فعال از یک سیاه‌چاله کلان‌جرم، یک قرص برافزایشی و دو "فواره" عمود بر قرص برافزایشی
قرص برافزایشی و دو "فواره" عمود بر قرص برافزایشی تشکیل می‌شوند. اگرچه انتظار می‌رود که سیاه‌چاله‌های کلان جرم در مرکز همه هسته‌های کهکشانی فعال حضور داشته باشند؛ اما تنها برخی از هسته‌های کهکشانی مورد مطالعه دقیق برای شناسایی و اندازه‌گیری جرم واقعی این نامزدهای سیاه‌چاله کلان جرم، قرار گرفته‌اند. برخی از مهم‌ترین کهکشان‌ها با نامزدهایی برای سیاه‌چاله کلان جرم عبارتند از: کهکشان زن برزنجیر، مسیه ۳۲، مسیه ۸۷، ان‌جی‌سی ۳۱۱۵، ان‌جی‌سی ۳۳۷۷، ن‌جی‌سی ۴۲۵۸ و کهکشان کلاه‌مکزیکی. امروزه به گستردگی پذیرفته شده است
کلاه‌مکزیکی. امروزه به گستردگی پذیرفته شده است که در مرکز همه (تقریباً) کهکشان‌ها (نه تنها کهکشان‌های فعال) یک سیاه‌چاله کلان جرم قرار گرفته است. همبستگی تجربی نزدیک بین جرم این چاله و پراکندگی سرعت در بخش برآمده خود کهکشان که به رابطه‌ام-سیگما (M-Sigma)معروف است، قویا پیشنهاد می‌کند که ارتباطی بین شکل‌گیری سیاه‌چاله و شکل‌گیری خود کهکشان وجود دارد. در حال حاضر بهترین گواه برای یک سیاه‌چاله کلان جرم از مطالعه حرکات خاص ستارگان در نزدیکی مرکز کهکشان راه شیری خودمان به دست می‌آید. از سال ۱۹۹۵ اختر شناسان
خودمان به دست می‌آید. از سال ۱۹۹۵ اختر شناسان حرکت ۹۰ ستاره را در ناحیه‌ای به نام کمان ای* ردیابی نموده‌اند. با تطبیق حرکت این ستارگان بر مدارهای کپلری در سال ۱۹۹۸ به این نتیجه رسیدند که باید جرمی برابر ۲٫۶ میلیون جرم خورشیدی در حجمی به شعاع ۰٫۲ سال نوری قرار گرفته باشند. از آن زمان تا کنون یکی از این ستارگان - به نام اس-۲ - یک مدار کامل را پیموده است. آن‌ها موفق شدند از روی داده‌های مداری، محدودیت‌های مناسبتری برای جرم و اندازه این شی- که باعث حرکت مداری ستارگان ناحیه کمان ای* می‌شود- وضع کنند. آن‌ها
ستارگان ناحیه کمان ای* می‌شود- وضع کنند. آن‌ها دریافتند که یک جرم کروی برابر ۴٫۳ میلیون جرم خورشیدی در ناحیه‌ای به شعاع ۰٫۰۰۲ سال نوری قرار گرفته است. اگرچه این شعاع تقریباً ۳۰۰۰ برابر شعاع شوارتزشیلد متناظر با این جرم است، اما دست کم با این حقیقت که جسم مرکزی یک سیاه‌چاله کلان جرم باشد سازگار است. همگرایی گرانشی. تغییر شکل فضا زمان در اطراف یک جسم سنگین سبب می‌شود که پرتوهای نور شبیه به آنچه که در یک عدسی نوری رخ می‌دهد، همگرا شوند. این پدیده به نام همگرایی گرانشی خوانده می‌شود. مشاهداتی از یک همگرایی
گرانشی خوانده می‌شود. مشاهداتی از یک همگرایی گرانشی بسیار ضعیف صورت گرفته است که فوتون‌ها را تنها به اندازه چند ثانیه قوسی خم می‌کند. هرچند که این پدیده هرگز مستقیماً برای یک سیاه‌چاله مشاهده نشده است. یک راه ممکن برای مشاهده همگرایی گرانشی توسط یک سیاه‌چاله می‌تواند مشاهده ستاره‌ها در مدار پیرامون سیاه‌چاله باشد. چندین نامزد مختلف برای چنین مشاهداتی در ناحیه کمان-ای وجود دارند. امواج گرانشی. یکی از راه‌های کشف سیاه‌چاله‌ها استفاده از امواج گرانشی است که هنگام فروپاشی گسیل می‌دارند. هر جرم اختری از دید شکل
فروپاشی گسیل می‌دارند. هر جرم اختری از دید شکل نامتقارن تشعشع ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص به وجود آورد. جوزف وبر از دانشگاه مریلند، پیشکسوت رشته تشعشع گرانشی، رویدادهای زیادی را کشف کرده است که نمایان‌گر ویرانی وسیع ماده در جهان، از راه فروپاشی گرانشی است. کارافزار او عبارت است از آنتن‌های آلومینیومی، ابزاری که به‌وسیله سیم‌هایی در داخل اتاق‌های حفاظ‌داری آویزانند. این کارافزار او قادر به کشف سیاه‌چاله است، اما این کار را نمی‌تواند به دقت انجام دهد. امکان‌های دیگر. شاهد تجربی سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای
امکان‌های دیگر. شاهد تجربی سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای بر این قانون استوار است که حد بالایی برای جرم یک ستاره نوترونی وجود دارد. اندازه این حد نیز به میزان زیادی به فرضیاتی که در مورد خواص یک ماده چگال در نظر گرفته شده‌اند بستگی دارد. فازهای جدید و عجیب ماده ممکن است این حد را بالاتر ببرند. فازی از ماده که دارای کوارکهای آزاد با چگالی بالا ممکن است اجازه وجود ستاره‌های کوارکی چگال را بدهد و برخی مدل‌های ابرتقارنی نیز وجود ستارگان کیو را پیش‌بینی می‌کنند. برخی از گسترش‌های مدل استاندارد ادعای وجود ذراتی به نام
گسترش‌های مدل استاندارد ادعای وجود ذراتی به نام پرئون را دارند که از اجزای بنیادی سازنده کوارک‌ها و لپتونها هستند که به‌طور فرضی ممکن است تشکیل ستاره‌های پرئونی را بدهند. این مدل‌های فرضی پتانسیل آن را دارند که گروهی از مشاهدات مربوط به نامزدهای سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای را توضیح دهند، هرچند که گفتگوهای همگانی نسبیت عام نشان می‌دهد که هر گونه‌ای از این ستاره‌های فرضی نیز جرم بیشینه‌ای خواهند داشت. ازآنجا که چگالی متوسط یک سیاه‌چاله در درون شعاع شوارتزشیلدش با مربع جرم آن نسبت معکوس دارد. چگالی سیاه‌چاله‌های
مربع جرم آن نسبت معکوس دارد. چگالی سیاه‌چاله‌های کلان جرم بسیار کمتر از چگالی سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای است (چگالی متوسط سیاه‌چاله‌ای به جرم ۱۰۸ جرم خورشیدی با چگالی آب قابل مقایسه است). پس از این فیزیک ماده تشکیل دهنده یک سیاه‌چاله کلان جرم بسیار بهتر فهمیده شده است و گاهی از مدل‌های جایگزینی برای توضیح مشاهدات مربوط به سیاه‌چاله‌های کلان جرم استفاده می‌شود که دنیوی تر هستند. برای نمونه می‌توان یک سیاه‌چاله کلان جرم را به عنوان دسته‌ای از اجسام بسیار تاریک در نظر گرفت هرچند که این گونه مدل‌های توضیحی
در نظر گرفت هرچند که این گونه مدل‌های توضیحی جایگزینی به اندازه کافی استوار نیستند که بتوانند نامزدهای سیاه‌چاله‌های کلان جرم را توضیح دهند. شواهد موجود در مورد سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای و کلان جرم نشان‌گر آن هستند که برای اینکه سیاه‌چاله‌ها تشکیل نشوند، باید تئوری نسبیت عام به عنوان یک تئوری گرانش شکست بخورد. شاید این شکست در مقابل هجوم اصلاحات مکانیک کوانتومی باشد. یکی از ویژگی‌های پیش‌بینی شده در مورد یک تئوری گرانش کوانتومی این است که نقطه تکینگی نخواهد داشت (و در نتیجه سیاه‌چاله‌ای وجود نخواهد داشت). در
(و در نتیجه سیاه‌چاله‌ای وجود نخواهد داشت). در سال‌های اخیر مدل فازبال در نظریه ریسمان بیشترین توجه را به خود جلب نموده است. برپایه محاسبات انجام شده در شرایط به‌خصوص در نظریه ریسمان این گونه پیشنهاد می‌شود که وضعیت‌های منفرد یک سیاه‌چاله، افق رویداد یا تکینگی ندارند اما برای یک ناظر کلاسیک/نیمه کلاسیک، میانگین آماری این وضعیت‌های منفرد همچون سیاه‌چاله‌ای معمولی در نسبیت عام به نظر می‌رسد. پرسش‌های باز. آنتروپی و ترمودینامیک. در سال ۱۹۷۱ هاوکینگ نشان داد که در شرایط عمومی مساحت کل افق‌های رویداد هر
داد که در شرایط عمومی مساحت کل افق‌های رویداد هر مجموعه‌ای از سیاه‌چاله‌ها هرگز نمی‌تواند کاهش یابد حتی اگر با یکدیگر برخورد و در هم ادغام شوند. این نتیجه که امروزه به عنوان قانون دوم مکانیک سیاه‌چاله‌ها شناخته می‌شود شباهت قابل توجهی با قانون دوم ترمودینامیک دارد که بیان می‌کند که آنتروپی کل سیستم هرگز کاهش نمی‌یابد. تصور می‌شد که سیاه‌چاله‌ها هم همچون اجسام کلاسیکی که در دمای صفر مطلق هستند، آنتروپی صفر دارند. پذیرش این تصور سبب نقض قانون دوم ترمودینامیک می‌شود زیرا با ورود ماده دارای آنتروپی به
می‌شود زیرا با ورود ماده دارای آنتروپی به سیاه‌چاله بدون آنتروپی، آنتروپی کل در جهان به اندازه آنتروپی ماده‌ای که جذب سیاه‌چاله شده کاهش می‌یابد. از این رو بکنشتین پیشنهاد داد که یک سیاه‌چاله باید آنتروپی داشته باشد و آنتروپی آن با مساحت افق رویدادش متناسب است. پیوند با قوانین ترمودینامیک وقتی قویتر شد که هاوکینگ کشف کرد که طبق نظریه میدان‌های کوانتومی یک سیاه‌چاله باید تابش جسم سیاه در دمای ثابت را گسیل کند. به نظر می‌رسد که این به معنای نقض قانون دوم مکانیک سیاه‌چاله‌ها باشد زیرا این تابش انرژی را از
سیاه‌چاله‌ها باشد زیرا این تابش انرژی را از سیاه‌چاله می‌گیرد و باعث انقباض آن می‌شود. هرچند که این تابش مقداری از آنتروپی را نیز به بیرون منتقل می‌کند و زیر شرایط کلی می‌توان اثبات نمود که مجموع آنتروپی ماده‌ای که سیاه‌چاله و یک چارم افق رویداد آن را فراگرفته است دائماً رو به افزایش است. این موضوع اجازه فرمولبندی قانون اول مکانیک سیاه‌چاله‌ها را می‌دهد که همسنگ قانون اول ترمودینامیک است با این تفاوت که به جای انرژی، "جرم"؛ به جای دما، "گرانش سطحی" و به جای آنتروپی، "مساحت" قرار می‌گیرد. یکی از ویژگی‌های
آنتروپی، "مساحت" قرار می‌گیرد. یکی از ویژگی‌های گیج‌کننده این است که آنتروپی یک سیاه‌چاله با مساحت آن تغییر می‌کند تا حجم آن، حال آنکه آنتروپی کمیتی وابسته به حجم است که به صورت خطی با تغییر حجم تغییر می‌کند. این ویژگی عجیب، جرارد توفت و لئونارد ساسکیند را بر آن داشت تا اصل هولوگرافیک را ارائه دهند که پیشنهاد می‌کند که هر چیزی که درون حجمی از فضا-زمان رخ می‌دهد را می‌توان با داده‌های روی مرز آن حجم توصیف نمود. اگرچه می‌توان از نسبیت عام برای محاسباتی نیمه کلاسیک آنتروپی سیاه‌چاله‌ها استفاده نمود، اما این
کلاسیک آنتروپی سیاه‌چاله‌ها استفاده نمود، اما این شرایط از لحاظ نظری رضایت بخش نیست. در مکانیک آماری آنتروپی عبارت است از شمار پیکربندهای میکروسکوپیک یک سیستم که خواص میکروسکوپیک یکسانی (مانند جرم، بار، دما و…) دارند. بدون یک نظریه قابل قبول برای گرانش کوانتومی انجام چنین محاسباتی برای سیاه‌چاله‌ها امکانپذیر نیست. پیشرفت‌هایی در برخی دیدگاه‌ها نسبت به گرانش کوانتومی صورت گرفته است. در سال ۱۹۹۵ اندرو اشترومینگر و کامران وفا نشان دادند که با شمارش تعداد حالات کوانتومی یک سیاه‌چاله ابرمتقارن در نظریه ریسمان
کوانتومی یک سیاه‌چاله ابرمتقارن در نظریه ریسمان می‌توان فرمول آنتروپی هاوکینگ-بکنشتین را دوباره به دست آورد. از آن زمان تا کنون نتایج مشابهی برای سیاه‌چاله‌های متفاوت هم در نظریه ریسمان و هم در سایر دیدگاه‌ها به گرانش کوانتومی (مانند گرانش کوانتومی حلقه) گزارش شده‌اند. یگانگی سیاه‌چاله‌ها. یکی از پرسش‌های باز در فیزیک پایه، پارادوکس اطلاعات گمشده یا پارادوکس یگانگی سیاه‌چاله است. به‌طور کلاسیک قوانین فیزیک در هر دو جهت مستقیم و معکوس یکسان عمل می‌کنند. نظریه لیوویل (هامیلتونی) نگهداری حجم فضای فاز را - که
لیوویل (هامیلتونی) نگهداری حجم فضای فاز را - که می‌توان از آن به "نگهداری اطلاعات" تعبیر نمود - ضروری می‌داند، در نتیجه حتی در فیزیک کلاسیک هم مشکلاتی وجود دارد. در مکانیک کوانتومی این مسئله متناظر با یکی از خواص اساسی به نام یگانگی است که با نگهداری احتمالات مرتبط است. آن را می‌توان به عنوان نگهداری حجم فضای فاز کوانتومی، همانگونه که در ماتریس چگالی توصیف می‌شوند نیز در نظر گرفت. شمار سیاه‌چاله‌ها در جهان. شمار سیاه‌چاله‌ها در جهان به قدری زیاد است که شمردن آن‌ها امکانپذیر نیست. کهکشان راه شیری به تنهایی
آن‌ها امکانپذیر نیست. کهکشان راه شیری به تنهایی در حدود صد میلیارد ستاره دارد که از هر هزار ستاره تقریباً یکی به اندازه‌ای بزرگ هست که به سیاه‌چاله تبدیل شود. پس کهکشان ما باید در حدود صد میلیون سیاه‌چاله ستاره‌ای داشته باشد. اما تا کنون تنها یک دوجین از آن‌ها شناسایی شده‌اند. از آنجا که در محدوده‌ای از جهان که از زمین قابل مشاهده است در حدود صد میلیارد کهکشان وجود دارد و سیاه‌چاله‌های کلان جرم نیز در مرکز این کهکشان‌ها قرار دارند پس باید در حدود صد میلیارد سیاه‌چاله کلان جرم در این ناحیه از جهان وجود
سیاه‌چاله کلان جرم در این ناحیه از جهان وجود داشته باشد. نظریه جهان‌های درون سیاهچالگان. نیکدوم پاپلاوسکی، فیزیک‌دان نظری از دانشگاه ایندیانا پیشنهاد کرده است که ممکن است جهان ما درون سیاه‌چاله‌ای قرار گرفته باشد که خود آن در جهانی بزرگتر واقع شده است. نظریه پاپلاوسکی جایگزینی برای نظریه وجود تکینگی گرانشی در سیاه‌چاله هاست. او توضیحی نظری بر مبنای پیچش فضا زمان ارائه می‌دهد. پاپلاوسکی پیشنهاد می‌کند که اگر چگالی ماده در یک سیاه‌چاله به ۱۰۵۰ کیلوگرم بر متر مکعب برسد، پیچش به عنوان نیرویی به مقابله با گرانش
برسد، پیچش به عنوان نیرویی به مقابله با گرانش تبدیل می‌شود و به جای تشکیل تکینگی برود همچون فنر فشرده‌ای که به آن فشار وارد شده است باز می‌شود. او عنوان نموده است که میزان بسیار بالای پیچش ممکن است دلیل انبساط کیهانی باشد. علاوه بر این، این نظریه پیشنهاد می‌دهد که هر سیاه‌چاله‌ای یک کرم‌چاله می‌شود که دربرگیرنده جهان در حال انبساط جدیدی است که از یک جهش بزرگ در سیاه‌چاله به‌وجود آمده است؛ بنابراین سیاه‌چاله‌های مرکز کهکشان‌ها ممکن است پل‌هایی به جهان‌های دیگر باشند. بنابراین جهان خود ما نیز ممکن است درون
باشند. بنابراین جهان خود ما نیز ممکن است درون سیاه‌چاله‌ای باشد که خود در جهانی بزرگتر قرار گرفته است که پیش تر از این توسط راج پاتیرا مطرح شده بود.
باغ نو روستای کوچکی در دهستان دهتل از توابع بخش مرکزی شهرستان بستک در غرب استان هرمزگان در جنوب ایران واقع شده‌است. محدود باغ نو. از شمال ازدی، از جنوب کوه، از مغرب خلیل، و از سمت مشرق به کوه محدود می‌گردد. جمعیت. جمعیت آن ۱۲ نفر و (۲ خانوار) است. دارای مسجد، و آب‌انبار برکه، وچشمه کوچکی است. دارای ۳۰۰ اصله نخل، و در جنوب روستای دهستان دهتل واقع است. پیشه. پیشهٔ مردم روستا دامداری وکشاورزی است و از این راه امرار معاش می‌کنند.
کوسِه یا کوسه‌ماهی‌ها، گروه بزرگی از ماهی‌های غضروفی از زیرردهٔ نرم‌آبشش‌داران هستند. اقیانوس‌ها بیش از ۲۰ هزار گونه از ماهی‌ها را در خود جای داده‌اند که از این تعداد بیش از ۵۰۰ گونه، کوسه هستند. کوسه‌ها با پنج تا هفت شکاف آبششی در طرفین سر و باله‌های سینه‌ای که به سر جوش نمی‌خورد مشخص می‌شوند. مدت‌ها پیش از به وجود آمدن دایناسورها، کوسه‌ها فرمانروای آب‌ها بودند. آن‌ها نخستین بار بیش از ۴۰۰ میلیون سال پیش شکل گرفتند و در ۱۰۰ میلیون سال اخیر به ندرت دستخوش تغییر و دگرگونی شده‌اند. این شکارچیان بزرگ آبزی با
و دگرگونی شده‌اند. این شکارچیان بزرگ آبزی با خوردن جانداران ضعیف و زخمی، در بالای زنجیرهٔ غذایی دریایی قرار می‌گیرند. آن‌ها با این کار به حفظ تعادل در سیستم طبیعت کمک می‌کنند. از معروف‌ترین کوسه‌ها می‌توان به کوسهٔ سفید بزرگ، کوسهٔ آبی، کوسه‌نهنگ، کوسهٔ ببری، کوسهٔ ماکو، کوسهٔ دم‌دراز و کوسهٔ سرچکشی اشاره کرد. اندازهٔ کوسه‌ها از چراغ‌کوسه کوتاه ("Etmopterus perryi")، گونه‌ای کوسه در اعماق دریا به طول تا کوسه‌نهنگ ("Rhincodon typus")، بزرگ‌ترین ماهی در جهان، به طول تقریباً متغیر است. کوسه‌ها در همهٔ دریاها
به طول تقریباً متغیر است. کوسه‌ها در همهٔ دریاها و عموماً تا عمق یافت می‌شوند. آن‌ها به‌طور کلی در آب‌های شیرین زندگی نمی‌کنند، اما چند استثنا نیز وجود دارد، مانند گاوکوسه و کوسهٔ رودخانه‌ای که هم در آب شور دریاها و اقیانوس‌ها و هم در آب شیرین یافت می‌شوند. کوسه‌ها دارای پوششی از دندانه‌های پوستی هستند که علاوه بر بهبود پویایی مایعات، از پوست آن‌ها در برابر آسیب و انگل‌ها محافظت می‌کند. کوسه‌ها همچنین مجموعه‌های متعددی از دندان‌های قابل جایگزینی دارند. کوسه‌ها توسط انسان برای تهیهٔ گوشت کوسه یا سوپ بالهٔ
توسط انسان برای تهیهٔ گوشت کوسه یا سوپ بالهٔ کوسه صید می‌شوند. بسیاری از جمعیت کوسه‌ها توسط فعالیت‌های انسانی تهدید می‌شود. از سال ۱۹۷۰، جمعیت کوسه‌ها تا ۷۱ درصد عمدتاً به‌دلیل صید بی‌رویه کاهش یافته است. شنوایی و بویایی. کوسه‌ها جاندارانی هستند که برای شکار تخصص یافته‌اند. آن‌ها که متکی به حس شنوایی ویژه‌شان برای گرفتن شکار هستند، می‌توانند لرزش صدا را در فاصله‌ای بیش از ۳٬۰۰۰ پا تشخیص دهند. کوسه‌ها به ویژه به لرزش‌های با بسامد پایین که از سوی شکار پخش می‌شوند، حساسند. لرزش صدای بلندگوها که مانند صدای
می‌شوند، حساسند. لرزش صدای بلندگوها که مانند صدای ماهی زخمی است، کوسه‌ها را به حالت دیوانگی و از خود بیخودشدگی می‌برد. هرچه که کوسه به شکار نزدیک‌تر می‌شود، حس بویایی‌اش بیشتر به کار می‌افتد. کوسه‌ها می‌توانند یک قطرهٔ خون را در ۲۵ گالن (هر گالن معادل ۳٫۷۸۵۴۱۱۷۸۳۴ لیتر آب هست) آب تشخیص دهند. آب، درون سوراخ‌های بینی کوسه‌ها که در بخش زیرین حلزونی شکل قرار گرفته است جاری می‌شود. همچنین کوسه‌ها منافذی کوچک برای جذب سیگنال‌های الکتریکی، که در هنگام حرکت جانوران ایجاد می‌شود، دارند. این منفذها مانند یک حس اضافی
ایجاد می‌شود، دارند. این منفذها مانند یک حس اضافی می‌مانند که به کوسه‌ها در یافتن شکار یاری می‌رساند، حتی اگر این موجود در زیر شن‌ها پنهان شده باشد. همچنین دارای یک بخشی به نام آمپول لورنزینی نیز هستند که یک سیستم حسی بسیار قوی محسوب می‌شود که در بخش پشتی و زیرین پوزهٔ جانور قرار می‌گیرد. کالبدشناسی. دندان‌ها. کوسه‌ها به‌طور مداوم دندان‌هایشان را استفاده می‌کنند و از دست می‌دهند. برخی از گونه‌ها در درازای عمر خود نزدیک به ۳۰ هزار دندان درمی‌آورند. عمل جایگزینی دندان در این جانوران دریایی همیشه رخ می‌دهد.
دندان در این جانوران دریایی همیشه رخ می‌دهد. هریک از دندان‌های کوسه در ردیفی واقع شده است که با شکستن یکی، دیگری جایگزین آن می‌شود. وجه تمایز کوسه‌ها از دیگر حیوانات به جز دندان‌های آن‌ها در اسکلت‌شان است. اسکلت کوسه‌ها به جای استخوان، از مادهٔ غضروفی انعطاف‌پذیری است و چون غضروف از استخوان سبک‌تر است، بنابراین کوسه‌ها برای شنا کردن نسبت به یک ماهی استخوانی نیروی کمتری مصرف می‌کنند. پوست سختی تمام بدن کوسه را پوشش داده است و فلس‌های خمیده‌ای که جهت آن‌ها به عقب است، پوست را به سختی یک ورق سمباده می‌کنند که
عقب است، پوست را به سختی یک ورق سمباده می‌کنند که کوسه را از آسیب محافظت می‌نمایند. همچنین این فلس‌ها هنگامی که کوسه در حال شنا کردن است نیروی مقاوم آب را کاهش می‌دهند. اسکلت بدن. اسکلت کوسه‌ها با ماهی‌های استخوانی و مهره‌داران زمینی بسیار متفاوت است. کوسه‌ها و سایر ماهی‌های غضروفی (اسکیت‌ها و پرتوماهی‌ها) اسکلت‌هایی از غضروف و بافت همبند دارند. غضروف، انعطاف‌پذیر و بادوام است، اما تقریباً نصف تراکم طبیعی استخوان را داراست. این باعث کاهش وزن اسکلت و صرفه‌جویی در مصرف انرژی می‌شود. کوسه‌ها ساختار قفسهٔ سینه
در مصرف انرژی می‌شود. کوسه‌ها ساختار قفسهٔ سینه ندارند. اندام جنسی. غدد جنسی کوسه‌ها در بالای سینه و پشت کبد آن‌ها واقع شده است. اندام جنسی کوسه‌ها، همچون سایر ماهیان در سینه آن‌هاست. فیزیولوژی. تنظیم دمای بدن. بیشتر کوسه‌ها «خونسرد» هستند، به این معنی که دمای داخلی بدن آن‌ها با محیط اطرافشان مطابقت دارد. اعضای خانوادهٔ سفیدکوسگان (مانند کوسهٔ ماکو باله کوتاه و کوسهٔ بزرگ سفید) گرمازا هستند و دمای بدنشان بالاتر از آب اطراف است. در این کوسه‌ها، نواری از ماهیچهٔ قرمزی که در نزدیکی مرکز بدن قرار دارد، گرما را
قرمزی که در نزدیکی مرکز بدن قرار دارد، گرما را تولید می‌کند که بدن از طریق مکانیسم تبادل جریان مخالف توسط سیستمی از رگ‌های خونی به نام rete mirabile (شبکهٔ معجزه‌آسا) آن را حفظ می‌کند. کوسهٔ دم‌دراز معمولی نیز سازوکار مشابهی برای حفظ دمای بدن دارد. تنفس. مانند سایر ماهی‌ها، کوسه‌ها اکسیژن را از آب دریا هنگام عبور از آبشش‌ها استخراج می‌کنند. برخلاف سایر ماهی‌ها، شکاف‌های آبششی کوسه پوشیده نیست، بلکه پشت سر در یک ردیف قرار دارند. شکاف اصلاح شده‌ای به نام روزنک (اسپیراکل) درست در پشت چشم قرار دارد که به کوسه