ภายในช่วงเวลาร่วม 10 ปีที่ผ่านไปนี้ ทีมนักดาราศาสตร์นานาชาติร่วม 300 คน จาก 8 ประเทศ ได้พยายามและประสบความสำเร็จในการถ่ายภาพหลุมดำแล้ว 2 หลุม คือ หลุมที่อยู่ ณ ใจกลางของกาแล็กซี Messier 87 (ชื่อ M87) กับหลุมที่อยู่ใจกลางกาแล็กซีทางช้างเผือก (ชื่อ Sagittarius A* หรือที่เรียกสั้น ๆ ว่า Sgr A*) และวางแผนจะถ่ายภาพหลุมดำจำนวนนับล้านที่มีในเอกภพ ทั้งที่มีมวลมากมโหฬารและจิ๋ว เพื่อจะได้เข้าใจวิวัฒนาการความเป็นมาของหลุมดำ ว่าเกิดขึ้นเมื่อใด ก่อนหรือหลังกาแล็กซีที่มันแฝงตัวอยู่ หรือพร้อม Big Bang ตลอดจนถึงเหตุการณ์ที่จะเกิดกับมันต่อไปในอนาคต
ในการวิจัยเรื่องนี้ นักดาราศาสตร์จำเป็นต้องใช้เทคนิคเรื่องการแทรกสอดของคลื่นที่กล้องโทรทรรศน์วิทยุ 8 กล้อง ซึ่งอยู่ห่างกันเป็นระยะทางหลายพันกิโลเมตร โดยทุกกล้องทำงานร่วมกัน ดังนั้นเทคนิคนี้จึงได้ชื่อว่า Very-long-baseline interferometry (VLBI) ซึ่งทำให้จานรับคลื่นวิทยุมีเส้นผ่านศูนย์กลางยาวมากถึงระดับเส้นผ่านศูนย์กลางของโลก เพื่อถ่ายภาพขอบฟ้าของเหตุการณ์ (event horizon) ทรงกลมโฟตอน (photon sphere) และสมบัติด้าน polarization ของรังสีที่จะช่วยให้นักฟิสิกส์รู้ขนาด มวล ความเร็วในการหมุนรอบตัวเอง และประจุที่หลุมดำมี แล้วใช้ข้อมูลที่ได้ในการทดสอบความถูกต้องของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปที่ให้กำเนิดมัน กับทฤษฎีควอนตัมที่มันจะทำลายในระยะยาว รวมถึงความเป็นไปได้ที่มนุษย์จะใช้หลุมดำในการเดินทางไปสู่เอกภพอื่น ดังนั้นหลุมดำจึงเปรียบเสมือนประตูสู่นรก (เพราะอะไรที่ผ่านลงไป จะไม่ผุดไม่เกิดในสภาพเดิมอีก) ที่กวีชาวอิตาเลียนชื่อ Dante Alighieri ได้แต่งไว้ในวรรณกรรมเรื่อง “Divine Comedy” ในสมัยพ่อขุนศรีอินทราทิตย์ แห่งอาณาจักรสุโขทัย เมื่อ 800 ปีก่อน
สมบัติที่น่าสนใจมากที่สุดของหลุมดำ คือ การมีความสามารถดึงดูดสสารทุกรูปแบบด้วยแรงโน้มถ่วงที่มีค่ามากมหาศาล ตามแนวความคิดของ Isaac Newton ซึ่งเป็นผู้พบแรงชนิดนี้เมื่อปี 1687 แต่ความคิดนี้ได้รับการต่อต้านจากบรรดานักฟิสิกส์ทั่วไป เพราะไม่เชื่อว่า วัตถุสองก้อนที่อยู่ห่างกันจะมีแรงกระทำต่อกันได้ เพราะในความเข้าใจของคนทั่วไป ในการออกแรงดึงหรือผลักวัตถุ มือของเรากับวัตถุจะต้องสัมผัสกัน แรงจึงเป็นแบบ contact force ดังนั้นเหตุการณ์มีแรงกระทำที่ถูกส่งผ่านความว่างเปล่าระหว่างวัตถุ (action at a distance) ดังที่ Newton คิดจึงเป็นเรื่องอัศจรรย์ที่เหนือจริง แต่ในที่สุดทฤษฎีแรงโน้มถ่วงของ Newton ก็เป็นที่ยอมรับ เพราะได้รับการพิสูจน์โดยการทดลองทุกครั้งไปในทุกกรณี
ลุถึงปี 1783 เมื่อนักบวชชาวอังกฤษชื่อ John Michell ซึ่งสนใจวิทยาศาสตร์มาก ได้เสนอความคิดว่า ถ้าแสงเป็นสสาร แสงก็ควรแสดงพฤติกรรมที่เป็นไปตามกฎแรงโน้มถ่วงของ Newton แล้ว Michell ก็ได้พบว่า ในกรณีที่มีดาวฤกษ์ดวงหนึ่ง ซึ่งมีความหนาแน่นเท่าดวงอาทิตย์ แต่มีรัศมีมากกว่าประมาณ 500 เท่า แรงโน้มถ่วงที่มีค่ามากมหาศาลของดาวนี้ จะกระทำต่อแสงอย่างรุนแรง จนสามารถดึงดูดแสงที่มีความเร็วเท่าแสง ก็ไม่ให้เล็ดรอดหนีออกจากดาวได้ และเมื่อไม่มีแสงใด ๆ ออกมาจากดาว ผู้คนก็จะไม่เห็นดาวดวงนั้น มันจึงเป็นดาวมืด (dark star) แล้ว Michell ก็ได้พบว่า ดาวมืดดวงนี้มีความหนาแน่นเท่ากับ 1.86x10^19 กิโลกรัม/ลูกบาศก์เมตร คือ มีความหนาแน่นมากกว่าน้ำราว 1,000 ล้านล้านเท่า ผลงานนี้ได้รับการเผยแพร่ในวารสาร Philosophical Transactions of the Royal Society of London. ฉบับที่ 74, ปี 1784 (ซึ่งตรงกับรัชสมัยสมเด็จพระพุทธยอดฟ้าจุฬาโลก) เมื่อไม่มีสสารใด ๆ มีความหนาแน่นระดับนั้น ดังนั้นดาวมืดของ Michell จึงไม่ได้ทำให้ใครสนใจจะค้นหา เพราะคิดว่าถึงจะมี ก็คงไม่มีใครสามารถเห็นมันได้
อีก 13 ปีต่อมา นักคณิตศาสตร์ชาวฝรั่งเศสชื่อ Pierre Simon de Laplace ก็ได้คำนวณพบเช่นกันว่า ถ้าดาวฤกษ์ดวงหนึ่งมีมวลเป็นล้านเท่าของดวงอาทิตย์ แล้วดาวดวงนั้นก็สามารถดึงดูดแสงไว้ได้เช่นกัน ดังนั้นดาวมืดก็จะลอยอยู่ในอวกาศที่มืดสนิท ซึ่งมีผลทำให้ไม่มีใครเห็นมันได้อีกเช่นเดียวกับที่ Michell พบ
แต่แล้วโลกแห่งจินตนาการเรื่อง ดาวมืดก็ถูกตัดตอน เพราะในปี 1801 Thomas Young ซึ่งเป็นนักฟิสิกส์ชาวอังกฤษ และเป็นผู้พยายามอ่านภาษาอียิปต์โบราณจากศิลา Rosetta Stone ได้ทดลองให้แสงผ่านรูแคบ 2 รูที่อยู่ใกล้กัน และเห็นริ้วมืดกับริ้วสว่างของแสงเรียงสลับกันบนฉาก การทดลองเรื่องการแทรกสอดนี้ได้แสดงให้เห็นว่า แสงมีพฤติกรรมเหมือนคลื่น มิใช่สสารดังที่ Michell กับ Laplace คิด ดังนั้น Laplace จึงมิได้สืบสานความคิดของตนต่อ
ลุถึงปี 1905 เมื่อ Albert Einstein นักฟิสิกส์ชาวเยอรมัน เสนอความคิดเกี่ยวกับธรรมชาติของแสงว่า เวลาแสงทำปฏิกิริยากับสสาร แสงมีพฤติกรรมเสมือนเป็นอนุภาค (เรียก photon) การค้นพบนี้จึงทำให้ความคิดเรื่องดาวมืดได้กลับมามีชีวิตอีกครั้งหนึ่ง
อีก 10 ปีต่อมา คือ ในปี 1915 ที่ Einstein เสนอทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป เพื่ออธิบายที่มาของแรงโน้มถ่วงว่าเกิดจากการที่ปริภูมิ-เวลา (space-time) ในบริเวณรอบมวลถูกบิดโค้งเป็นแอ่งในบริเวณรอบมวล ดังนั้นมวลก้อนอื่นที่อยู่ใกล้มวลเดิมก็จะสามารถเคลื่อนที่ไปได้บนผิวโค้ง แบบเวียนวนไปรอบมวลแรก การเคลื่อนที่ลักษณะนี้จึงทำให้ดูเสมือนว่ามวลดึงดูดกัน แม้มวลทั้งสองนั้นจะอยู่ห่างกันก็ตาม
หลังจากที่ได้เสนอทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปแล้ว Einstein ก็ได้เขียนจดหมายถึงเพื่อนสนิทชื่อ Karl Schwarzschild พร้อมกับแนบทฤษฎีของตนไปให้ Schwarzschild ได้อ่าน ซึ่งในเวลานั้น Schwarzschild กำลังเป็นทหารในสนามรบ ขณะเกิดสงครามโลกครั้งที่ 1 แม้จะตกอยู่ในช่วงเวลาที่มีแต่ภัยอันตราย Schwarzschild ก็ยังมีเวลาอ่านทฤษฎีที่ซับซ้อนมาก และพบว่า สมการของ Einstein ที่เป็นสมการอนุพันธ์แบบแยกส่วนนี้จะให้คำตอบที่ง่ายที่สุด ถ้ามวลที่พิจารณามีลักษณะเป็นทรงกลม และไม่หมุนรอบตัวเองเลย คือ อยู่นิ่ง แล้วมวลจะไม่ปล่อยให้แสงเล็ดรอดออกจากตัวมันได้ ถ้ารัศมีของมวลมีค่ามากกว่า Rs = 2GM/c2 เมื่อ G คือ ค่านิจโน้มถ่วงสากล M คือ มวลของดาว และ c คือ ความเร็วแสงในสุญญากาศ
ในที่นี้ Rs คือ รัศมี Schwarzschild หรือที่เรียกว่า รัศมีขอบฟ้าของเหตุการณ์ (event horizon) ซึ่งใช้บอกบริเวณที่แสงไม่สามารถเล็ดรอดออกไปจากหลุมดำได้ และถ้า M คือ มวลดวงอาทิตย์ เราก็จะพบว่า รัศมี Schwarzschild มีค่าประมาณ 3 กิโลเมตร และความหนาแน่น ds จะมีค่าเท่ากับ 3c6/32πG3M2 ซึ่งถ้าแทนค่าต่าง ๆ ก็จะได้ ds = 1.86x(10^19) กิโลกรัม/ลูกบาศก์เมตร (ซึ่งมากกว่าความหนาแน่นของนิวเคลียสของธาตุทั่วไปประมาณ 100 เท่า) และความหนาแน่นที่มากเช่นนี้ ได้ทำให้ดาวมืดที่ดึงดูดแสงได้ก็ยังเป็นเพียงเรื่องในจินตนาการ
เพราะเหตุว่าหลุมดำจะมีอยู่ที่ใจกลางของกาแล็กซีแทบทุกกาแล็กซี ตามความคิดของ Donald Lynden-Bell ที่ได้เคยเสนอไว้ตั้งแต่ปี 1969 และมวลของหลุมดำแบบซูเปอร์หนัก (supermassive) มักจะอยู่ในช่วง 10^6 ถึง 10^9 เท่าของดวงอาทิตย์ ดังนั้นความหนาแน่นของหลุมดำแบบซูเปอร์หนักที่แปรผกผันกับมวลยกกำลังสอง จึงมีค่าประมาณ 18.6 กิโลกรัม/ลูกบาศก์เมตรเท่านั้นเอง นั่นคือ หลุมดำมวลมากจะมีความหนาแน่นน้อย และหลุมดำมวลน้อยจะมีความหนาแน่นมาก
สมการของ Schwarzschild ยังแสดงให้เห็นอีกว่ารัศมีของดาวมืด ซึ่งตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปนั้นจะ = c (3π/8 Gds)^1/2 ดังนั้น ถ้า ds มีค่ามากถึงอนันต์ รัศมีของดาวมืดก็จะเท่ากับ 0 นั่นคือ ถ้าดาวมืดมีขนาดเป็นจุด ความหนาแน่นก็จะมากถึงอนันต์ เหตุการณ์เช่นนี้ ทางคณิตศาสตร์ถือว่า เกิดขึ้นได้ แต่ทางฟิสิกส์จะถือว่า เป็นภาวะวิกฤตที่ยอมรับไม่ได้ และนี่ก็คือเหตุผลที่ทำให้ Einstein ไม่ยอมรับ และไม่เชื่อการบังเกิดของหลุมดำตามทฤษฎีที่ตนเองสร้างขึ้นมา
ทางออกสำหรับปัญหานี้ คือ ในกลศาสตร์แบบฉบับนั้น ความหนาแน่นเป็นเรื่องที่ทุกคนเข้าใจ แต่ในทฤษฎีควอนตัมของแรงโน้มถ่วง ตราบใดที่ยังไม่มีใครรู้ธรรมชาติที่แท้จริงของหลุมดำว่า มวลอยู่กระจัดกระจายกันอย่างไร การคำนวณเรื่องความหนาแน่นแบบง่าย ๆ จึงเป็นการคิดที่ปราศจากหลักฐานใด ๆ มาสนับสนุน อย่างไรก็ดี ประเด็นการหาความหนาแน่นโดยเฉลี่ยก็ยังให้ความรู้ได้ดีพอประมาณมาก เมื่อถึงวาระสุดท้ายของชีวิต มันจะระเบิดตัวเองเป็นดาว supernova ซึ่งทำให้เหลือมวลประมาณ 3 เท่าของดวงอาทิตย์ และกลายเป็นหลุมดำที่มีรัศมียาวประมาณ 10 กิโลเมตร
ความก้าวหน้าทางทฤษฎีได้เกิดขึ้นในทศวรรษของปี 1930 เมื่อS. Chandrasekhar ได้พบว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลมาก เมื่อถึงวาระสุดท้ายของชีวิต มันจะระเบิดตัวเองเป็นดาวsupernova ซึ่งทำให้เหลือมวลประมาณ3 เท่าของดวงอาทิตย์ และกลายเป็นหลุมดำที่มีรัศมียาวประมาณ 10 กิโลเมตร
สมมติว่าดวงอาทิตย์ของเรายุบตัวจริงๆ จนเป็นหลุมดำที่มีรัศมีดังกล่าว โลกก็จะไม่ถูกดึงดูดเข้าไปในทันทีทันใด เพราะที่ระยะไกล150 ล้านกิโลเมตรจากหลุมดำ แรงโน้มถ่วงที่กระทำต่อโลกจะไม่เปลี่ยนแปลงมาก แต่สิ่งที่คนบนโลกจะเห็นในทันทีทันใด คือ ท้องฟ้าจะมืดเพราะไม่มีแสงใดๆ ออกมาจากหลุมดำ และอากาศจะเย็นลงๆ
กระนั้นวิธีการคำนวณของSchwarzschild ก็ไม่สามารถนำมาใช้กับหลุมดำของจริงได้ เพราะSchwarzschild ไม่ได้พิจารณาสมบัติเรื่องการหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็วของหลุมดำและสมบัติที่การมีประจุไฟฟ้าของหลุมดำ อนึ่งเวลาหลุมดำหมุน ปริภูมิ-เวลาในบริเวณรอบตัวของหลุมดำจะถูกลากให้เคลื่อนตามไปด้วย และแรงหนีศูนย์กลางจะทำให้บริเวณขอบฟ้าของเหตุการณ์ตรงบริเวณศูนย์สูตรโป่งออก
ทฤษฎีของหลุมดำนี้ ถ้ามีการคำนวณแบบคลาสสิกจะให้ผลว่า สมบัติสำคัญของหลุมดำมี3 ประการ คือ มวล ประจุ
และความเร็วในการหมุนรอบตัวเอง(spin) ดังนั้นหลุมดำสองหลุมที่มีมวลประจุ และspin เท่ากัน จะมีสมบัติไม่แตกต่างกันเลย นั่นคือ จะไม่มีใครสามารถบอกได้ว่าหลุมดำแต่ละหลุมได้ดึงดูดสสารหรือธาตุอะไรเข้าไป และนี่ก็คือที่มาของปฏิทรรศน์หลุมดำ (black hole paradox) ที่อ้างว่า ข้อมูลในฟังก์ชันคลื่นของสสารทุกคลื่นได้ถูกทำลายไป เมื่อสสารเคลื่อนที่เข้าไปในหลุมดำ
นี่จึงเป็นเรื่องที่ขัดแย้งกับความรู้ในทฤษฎีควอนตัมที่แถลงว่า ข้อมูลทุกชนิดจะไม่มีวันสูญหายไปจากเอกภพ ความขัดแย้งที่รุนแรงนี้ จึงทำให้นักฟิสิกส์บางคนคิดว่า หลุมดำในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปได้อุบัติขึ้นมาเพื่อทำลายล้างวิชากลศาสตร์ควอนตัม
นอกเหนือจากความก้าวหน้าทางทฤษฎีของหลุมดำแล้ว ความก้าวหน้าทางการทดลองด้านดาราศาสตร์รังสีเอกซ์ก็ได้เกิดขึ้นเมื่อปี 1948 จากการพบว่า ดวงอาทิตย์สามารถเปล่งรังสีเอกซ์ได้ ความรู้นี้จึงชี้นำให้นักดาราศาสตร์รู้ว่า เราสามารถจะเห็นหลุมดำได้เช่นกัน เพราะเวลาสสารถูกหลุมดำดึงดูด อะตอมของสสารจะถูกเร่งให้มีความเร็วสูงมากจนมีความเร็วใกล้แสง และเมื่อประจุทั้งบวกและลบต่างก็ไหลวนลงหลุมดำ การเปลี่ยนทิศการเคลื่อนที่ตลอดเวลา ทำให้ประจุมีความเร่ง จึงแผ่รังสีในรูปคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าชนิดรังสีเอกซ์ออกมา ดังนั้นเราก็สามารถเห็นหลุมดำได้โดยดูรังสีเอกซ์ และรังสีอื่น ๆ ที่ออกมาจากบริเวณขอบฟ้าของเหตุการณ์ของหลุมดำ นี่จึงเป็นวิธีการทางอ้อมที่ช่วยให้เห็นหลุมดำได้
แต่ก็ยังไม่มีใครได้เห็น หรือสามารถถ่ายภาพของหลุมดำได้ เพราะที่ใจกลางของกาแล็กซีซึ่งมีหลุมดำอยู่นั้น มีดาวฤกษ์กระจัดกระจายอยู่กันอย่างหนาแน่น และมีทั้งเมฆฝุ่น กับแสงจากบรรดาดาวฤกษ์ที่โคจรไปรอบหลุมดำตลอดเวลา คลื่นแสงเหล่านี้ได้รบกวนแสงต่าง ๆ ที่ออกมาจากบริเวณรอบหลุมดำหมด นี่จึงเป็นอุปสรรคสำคัญที่ทำให้การสังเกตเห็นหรือการถ่ายภาพหลุมดำเป็นเรื่องที่ทำไม่ได้ จนกระทั่งนักวิทยาศาสตร์ต้องประดิษฐ์เทคโนโลยีการถ่ายภาพรูปแบบใหม่ขึ้นมา
ตามปกติเวลาเราจะเห็นภาพของวัตถุ ไม่ว่าด้วยกล้องโทรทรรศน์ที่รับแสงธรรมดา หรือกล้องโทรทรรศน์วิทยุที่รับคลื่นวิทยุ เราต้องการจะเห็นรายละเอียดต่าง ๆ บนผิวของวัตถุให้มากที่สุด นั่นคือ กล้องที่ใช้ควรมีกำลังการแยกชัด (resolution power) สูง ซึ่งตามปกติเป็นค่าที่หาได้จากสูตร θ = 1.22λ / D เมื่อ θ คือ กำลังการแยกชัดที่วัดเป็นเรเดียน λ คือ ความยาวคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่ใช้ และ D คือ เส้นผ่านศูนย์กลางของจานรับคลื่น ดังนั้นถ้าต้องการให้ θ มีค่าน้อย คือ ให้เห็นอย่างละเอียดมาก D ของจานรับคลื่นก็ต้องมีขนาดใหญ่มาก ส่วน λ นั้น เป็นความยาวคลื่นของคลื่นวิทยุ ที่มีค่าประมาณ 1.3 มิลลิเมตร
ในการจะให้ θ มีค่าน้อยมาก D ก็จำเป็นจะต้องมีค่ามาก และสามารถทำได้ โดยให้กล้องโทรทรรศน์ 2 กล้องที่อยู่ห่างกันมาก (เช่น กล้องหนึ่งอยู่ที่ Chile และอีกกล้องหนึ่งอยู่ที่ Hawaii) แล้วหันจานรับคลื่นไปโฟกัสที่ตำแหน่งเดียวกันบนหลุมดำ เพื่อรับคลื่นวิทยุ ดังนั้นเมื่อคลื่นเดินทางถึงกล้องทั้งสอง การรวมคลื่นที่เกิดขึ้นจะได้ภาพการแทรกสอด การวิเคราะห์รูปแบบการแทรกสอดที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์ที่ทำงานประสานกันเป็นคู่ ๆ รวม 4 คู่ในเวลาเดียวกัน ทำให้นักดาราศาสตร์ต้องเลือกข้อมูลขนาดใหญ่ (big data) ที่มีมากระดับ petabytes (10^15) มาสร้างเป็นภาพของหลุมดำได้ โดยให้กล้องคู่สำรวจทั้ง 4 คู่ ทำงานอย่างเป็นอิสระกัน เพื่อมิให้คู่ใดมีอิทธิพลในการชักจูงคู่อื่น ๆ และผลงานก็ได้ลงพิมพ์เผยแพร่ในวารสาร The Astrophysical Journal Letters ฉบับที่ 875 ปี 2018 ซึ่งแสดงให้เห็นภาพของหลุมดำ M87 ที่มีวงแหวนแสงโดยรอบ แต่แสงสีส้มที่เห็นมิได้มีความเข้มสม่ำเสมอ (แสงสีส้มมิใช่แสงจริง แต่เป็นแสงตบแต่งเพื่อให้เห็นรูปสวย) และสามารถบอกความเข้มของรังสีที่ออกมาจากพลาสมา (plasma) ร้อนว่ามีอุณหภูมิสูงเป็นล้านองศาเคลวิน และมีความยาวคลื่น 1.3 มิลลิเมตร การไหลวนของแสงรอบหลุมดำ ทำให้คลื่นข้างหนึ่งมีความสว่างมากกว่าอีกข้างหนึ่ง และบริเวณใจกลางของหลุมก็เป็นสีดำสนิท ซึ่งก็ตรงตามที่ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปได้ทำนายไว้ทุกประการ แม้ความคมชัดของภาพจะไม่ดีพอจะให้ข้อมูลด้านรัศมี มวล และความเร็วในการหมุนรอบตัวเองของหลุมดำอย่าละเอียดก็ตาม และนี่ก็คืองานที่นักดาราศาสตร์จะต้องทำเพิ่มเติมในอนาคต
รายงานการวิจัยฉบับดังกล่าวได้กล่าวถึงเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon Telescope (EHT) ว่า ได้เริ่มสังเกตดูหลุมดำ M87 ตั้งแต่ปี 2014 และพบว่า หลุมดำนี้มีมวลประมาณ 65 ล้านเท่าของดวงอาทิตย์ และอยู่ที่ใจกลางของกาแล็กซี Messier 87 ซึ่งอยู่ห่างจากโลก 55 ล้านปีแสง (16 เมกะพาร์เซก) โดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุทั้ง 8 กล้อง ดังนี้
1. กล้อง James Clerk Maxwell and Submillimeter Array ที่สเปน
2. กล้อง Large Millimeter Telescope ที่เม็กซิโก
3. กล้อง Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array ที่ชิลี
4. กล้อง Atacama Pathfinder Experiment ที่ชิลี
5. กล้อง South Pole Telescope ที่ขั้วโลกใต้
6. กล้อง Submillimeter Telescope ที่รัฐ Arizona อเมริกา
7. กล้อง IRAM (International research institute for Radio Astronomy Millimeter) ที่สเปน
8. กล้อง Max Planck Institute for Radio Astronomy ที่กรุง Bonn ใน ประเทศเยอรมนี
ซึ่งได้บันทึกข้อมูลติดต่อกันเป็นเวลานาน ในขณะที่โลกหมุนไป ๆ ภาพที่ได้จึงมีลักษณะเป็นวงแหวนแสง ที่อยู่ภายในเป็นขอบฟ้าของเหตุการณ์ ซึ่งเป็นเอกลักษณ์ที่สำคัญที่สุดของหลุมดำทุกหลุม
ในความเป็นจริงขอบฟ้าของเหตุการณ์ที่เห็นในภาพมิใช่ของจริง เพราะ James Bardeen แห่งมหาวิทยาลัย Washington ที่ Seattle ในสหรัฐอเมริกาได้พบในปี 1973 ว่า รัศมีขอบฟ้าของเหตุการณ์ที่เห็นนั้น มีขนาดใหญ่กว่าที่เป็นจริงประมาณ 5 เท่า จากการที่ปริภูมิ-เวลาในบริเวณใกล้หลุมดำถูกบิดเบนมาก ดังนั้นแสงที่บริเวณใกล้ขอบฟ้าจึงหักเหมาก เหมือนเวลาเราจุ่มช้อนลงในน้ำ แล้วเห็นช้อนมีขนาดใหญ่กว่าที่เป็นจริง และที่ระยะห่างจากจุกศูนย์กลางค่าหนึ่ง ซึ่งขึ้นกับมวลของหลุมดำ แสงจะเบนมากจนไหลวนเป็นวงแหวนแสง ที่เรียกว่า photon ring
จาก M87 เป้าหมายต่อไปก็คือ หลุมดำ Sagittarius A* (หรือที่เรียกสั้น ๆ ว่า Sgr A*) ซึ่งเป็นหลุมดำที่มีมวลประมาณ 1/1,600 เท่าของ M87 แม้จะอยู่ใกล้โลกยิ่งกว่า M87 แต่การถ่ายภาพทำได้ยากกว่ามาก เพราะสภาพแวดล้อมในบริเวณ Sgr A* มีความปั่นป่วนมากกว่า ดังนั้นเราจึงได้ภาพของ M87 ก่อน Sgr A* ในอดีตนักดาราศาสตร์ได้เคยพยายามถ่ายภาพของหลุมดำ Sgr A* ซึ่งอยู่ที่ใจกลางกาแล็กซีทางช้างเผือก โดยใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศ Chandra ที่สามารถรับรังสีเอกซ์ได้ดี แต่พบว่าที่ใจกลางดังกล่าวมีก้อนเมฆของแก๊สและดาวฤกษ์จำนวนมากในกลุ่มดาว Sagittarius ลุถึงปี 1974 B. Balick กับคณะก็ได้พบแหล่งให้กำเนิดคลื่นวิทยุจากดาว ดังนั้นจึงได้ตั้งชื่อว่า Sagittarius A* และพบว่ามีดาวฤกษ์นับล้านดวงโคจรอยู่ภายในรัศมี ที่มีระยะทางหนึ่งปีแสง จาก Sgr A* แต่ก็มีดาวฤกษ์ 3-4 ดวง ที่โคจรผ่าน Sgr A* ด้วยความเร็วที่สูงมาก คือ ประมาณ 5 ล้านกิโลเมตร/ชั่วโมง (หรือ 1,400 กิโลเมตร/วินาที) โดยดาวฤกษ์เหล่านี้เข้าใกล้ Sgr A* ได้มากที่สุดประมาณ 7 วันแสงเท่านั้นเอง
การใช้กฎแรงดึงดูดแบบโน้มถ่วงของ Newton แสดงให้เห็นว่ามวลของ Sgr A* มีค่ามากถึง 2.6 ล้านเท่าของดวงอาทิตย์ ดังนั้น Sgr A* จึงต้องเป็นหลุมดำอย่างแน่นอน และไม่ใช่ดาวมืดที่ไร้แสงซึ่งมีมวลมากเป็นแน่ แต่การจะเป็นหลุมดำได้นั้น เราจะต้องเห็นขอบฟ้าของเหตุการณ์ที่มันมี และเมื่อกล้องโทรทรรศน์อวกาศ Chandra รับรังสีเอกซ์จาก Sgr A* ได้ นั่นก็แสดงให้เห็นว่า แหล่งปล่อยรังสีเอกซ์ มีขนาดประมาณ 0.5 ฟิลิปดาเท่านั้นเอง ซึ่งคิดเป็นระยะทางประมาณ 1/20 ปีแสง ตั้งแต่นั้นเป็นต้นมาทุกคนก็ได้ยอมรับว่า Sgr A* คือ หลุมดำที่อยู่ใจกลางกาแล็กซีทางช้างเผือก ซึ่งสามารถดึงดูดแก๊สให้ไหลเข้าตัวมันได้ด้วยความเร็วกว่า 2,000 กิโลเมตร/วินาที
ผลการสังเกต แสดงให้เห็นว่า Sgr A* อยู่ห่างจากโลก 27,000 ปีแสง มีมวล 4.3 ล้านเท่าของดวงอาทิตย์ มีขนาดใหญ่ประมาณ 18 ล้านกิโลเมตร มีรัศมี Schwarzschild ที่ยาวประมาณ 32 ล้านกิโลเมตร และมุม θ ที่วัดได้มีค่า 10^(-8) เรเดียน และอุณหภูมิของแก๊สรอบขอบฟ้าของเหตุการณ์มีค่าประมาณ 100 ล้านองศาเซลเซียส
ในอนาคตนักดาราศาสตร์มีโครงการจัดตั้งเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มาก Extremely Large Telescope (ELT) ที่ประกอบด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุอีกเป็นจำนวนมาก ในการทำงานประสานกัน เพื่อศึกษาหลุมดำที่อยู่ในกาแล็กซีอื่น ๆ จนให้สามารถตอบคำถามได้ว่า หลุมดำได้อุบัติขึ้นหลัง Big Bang นานเพียงใดหรือไม่ และหลุมดำต้นกำเนิด (primordial black hole) เหล่านี้ ได้กระจัดกระจายอยู่ที่ใจกลางของกาแล็กซี หรือที่บริเวณอื่นของกาแล็กซีก่อน แล้วได้เคลื่อนย้ายไปอยู่ที่ใจกลางในเวลาต่อมา
อีกคำถามหนึ่งที่น่าสนใจ คือ สสารมืดที่ทุกคนต้องการจะรู้ธรรมชาติของมันนั้น เกี่ยวข้องกับหลุมดำเพียงใด และธรรมชาติของสิ่งที่อยู่ภายในหลุมดำเป็นเช่นไร รวมถึงต้องการจะรู้ด้วยว่าทฤษฎีควอนตัม และทฤษฎีสัมพัทธภาพที่สามารถใช้ได้ภายในหลุมดำนั้น มีรูปแบบเป็นอย่างไร
นอกจากนี้ทุกคนก็อยากจะรู้ว่า หลุมขาว (white hole) มีจริงหรือไม่ และเมื่อหลุมดำดึงดูดแสงไว้หมด หลุมขาวก็จะต้องแผ่แสงออกมาอย่างสว่างจ้าที่สุด และเมื่อทฤษฎีฟิสิกส์ระบุว่า หลุมขาวสามารถเกิดขึ้นได้ แต่ในการสังเกตตลอดเวลาที่ผ่านมา เรายังไม่เห็นหลุมขาวเลย
ในส่วนของรังสี Hawking ที่ Stephen Hawking ที่พยากรณ์ว่า จะเกิดขึ้นได้นั้น เพราะหลุมดำทุกหลุมมีอุณหภูมิ T=h(c^3)/16(π^2)GMkB โดยที่ h คือ ค่าคงตัวของ Planck และ kB คือ ค่าคงตัวของ Boltzmann สูตรนี้แสดงให้เห็นว่า อุณหภูมิ T ของหลุมดำ แปรผกผันกับมวลของมัน นั่นแสดงว่า หลุมดำขนาดไมโคร (micro blackhole) จะมีอุณหภูมิสูงกว่า supermassive blackhole ดังนั้นหลุมดำทุกหลุมจะระเหิดหมด นั่นคือในอนาคตอีกนานสุดแสนไกลโพ้น หลุมดำจะหมดหายไปจากเอกภพ ซึ่งเมื่อถึงเวลานั้น ก็ไม่รู้จะมีใครคอยดูอยู่ แต่ ณ วันนี้ ทุกคนก็รู้แล้วว่า แม้เวลาจะผ่านไปเพียง 107 ปี ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของ Einstein ก็ยังถูกต้องทุกประการ
อ่านเพิ่มเติมจาก Einstein's Monsters: The Life and Times of Black Holes โดย Chris Impey จัดพิมพ์โดย Norton ปี 2018
ศ.ดร.สุทัศน์ ยกส้าน: ประวัติการทำงาน - ราชบัณฑิต สำนักวิทยาศาสตร์ สาขาฟิสิกส์และดาราศาสตร์ และ ศาสตราจารย์ ระดับ 11 ภาควิชาฟิสิกส์ มหาวิทยาลัยศรีนครินทรวิโรฒ, นักวิทยาศาสตร์ดีเด่นและนักวิจัยดีเด่นแห่งชาติ สาขากายภาพและคณิตศาสตร์ ประวัติการศึกษา-ปริญญาตรีและโทจากมหาวิทยาลัยลอนดอน, ปริญญาเอกจากมหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย
อ่านบทความ "โลกวิทยาการ" ได้ทุกวันศุกร์
