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视界(物理定义)

定义一:一个事件刚好能被观察到的那个时空界面称为视界。譬如,发生在黑洞里的事件不会被黑洞外的人所观察到,因此我们可以称黑洞的界面为一个视界。 定义二:黑洞的边界称为视界。

对于经典黑洞而言,黑洞外的物质和辐射可以通过视界进入黑洞内部,而黑洞内的任何物质和辐射均不能穿出视界或是反射,因此又称视界为单向膜。视界并不是物质面,它表示外部观测者从物理意义上看,除了能知它(指视界)所包含的总质量、总电荷等基本参量外,其他一无所知.球状黑洞的视界是以引力半径值(即史瓦西半径r=2GM/c^2,式中G为引力常数,M为黑洞质量,c为光速)为径向半径的.对于有旋转运动的黑洞(克尔黑洞),视界的径向坐标则不同于史瓦西半径。

在全局几何下可以证明有些时空中存在被称作视界的分界线,它们将时空中的一部分区域隔离起来。这样的最著名例子是黑洞:当质量被压缩到空间中的一块足够小的区域中后(相关长度为史瓦西半径),没有光子能从内部逸出。而由于任何有质量的粒子速度都无法超过光速,黑洞内部的物质也被封闭在视界内。不过,从视界之外到视界之内的通道依然是存在的,这表明黑洞的视界作为一种分界线并不是物理性质的屏障。

一个旋转黑洞的能层,在从旋转黑洞抽取能量的过程中扮演着重要角色。早期的黑洞研究主要依赖于求得爱因斯坦场方程的精确解,著名的解包括球对称的史瓦西解(用来描述静态黑洞)和反对称的克尔解(用来描述旋转定态黑洞,并由此引入了能层等有趣的属性)。而后来的研究通过全局几何揭示了更多的关于黑洞的普适性质:研究表明经过一段相当长的时间后黑洞都逐渐演化为一类相当简单的可用十一个参数来确定的星体,包括能量、动量、角动量、某一时刻的位置和所带电荷。这一性质可归纳为黑洞的唯一性定理:“黑洞没有毛发”,即黑洞没有像人类的不同发型那样的不同标记。例如,星体经过引力坍缩形成黑洞的过程非常复杂,但最终形成的黑洞的属性却相当简单。更值得一提的是黑洞研究已经得到了一组制约黑洞行为的一般性定律,这个定律被称作黑洞(热)力学,这些定律与热力学定律有很强的类比关系。例如根据黑洞力学的第二定律,一个黑洞的视界面积永不会自发地随着时间而减少,这类似于一个热力学系统的熵;这个定律也决定了通过经典方法(例如,彭罗斯过程)不可能从一个旋转黑洞中无限度地抽取能量。这些都强烈暗示了黑洞力学定律实际是热力学定律的一个子集,而黑洞的表面积和它的熵成正比。从这个假设可以进一步修正黑洞力学定律。例如,由于黑洞力学第二定律是热力学第二定律的一部分,则可知黑洞的表面积也有可能减小,只要有某种其它过程来保证系统的总熵是增加的。而热力学第三定律认为不存在温度为绝对零度的物体,可以进一步推知黑洞应该也存在热辐射;半经典理论计算表明它们确实存在有热辐射,在这个机制中黑洞的表面引力充当着普朗克黑体辐射定律中温度的角色,这种辐射称作霍金辐射(参见下文量子理论一节)。

广义相对论 [1] 还预言了其他类型的视界模型:在一个膨胀宇宙中,观察者可能会发现过去的某些区域不能被观测(所谓“粒子视界”),而未来的某些区域不能被影响(事件视界)。即使是在平直的闵可夫斯基 [2] 时空中,当观察者处于一个加速的参考系时也会存在视界,这些视界也会伴随有半经典理论中的盎鲁辐射。

在对黑洞的研究过程中产生了很多的视界概念,如弱孤立视界,动力学视界,未来外陷俘视界,柯西视界等等。


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