ประวัติของ "หลุมดำ" และการพบว่าหลุมดำที่ประกอบด้วยแสงล้วนๆ เป็นเหตุการณ์ที่เกิดขึ้นไม่ได้

ปี 1783 เป็นเวลาที่คนบางคนได้ข่าวเป็นครั้งแรกว่า เอกภพอาจจะมีดาวฤกษ์บางดวงเป็น “ดาวมืด” (dark star) เพราะแม้ดาวจะมีแสงในตัวเองก็ตาม แต่โลกภายนอกก็มิอาจเห็นมันได้ เนื่องจากแสงที่ดาวเปล่งออกมา ได้ถูกแรงโน้มถ่วงที่มากมหาศาลของดาวดึงดูดไว้ จนแสงไม่สามารถเล็ดรอดออกมาได้ จินตนาการที่ได้กลายเป็นความจริงในเวลาต่อมา ได้เกิดขึ้นเมื่อ John Michell(1724-1793) ซึ่งเป็นนักวิทยาศาสตร์ชาวอังกฤษ ได้เสนอรายงานการวิจัยต่อสมาคม Royal Society ของอังกฤษว่า ถ้าดาวฤกษ์ดวงใดมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 500 เท่า แสงซึ่งเป็นอนุภาคที่มีมวลตามแนวคิดของ Isaac Newton จะถูกแรงโน้มถ่วงของดาวดวงนั้นดึงดูดไว้ จนไม่สามารถพุ่งหนีจากดาวฤกษ์ได้ ดาวจึงมีสภาพเป็น “ดาวมืด” ที่ไม่มีใครเห็น แต่นักวิทยาศาสตร์ก็จะสามารถเห็นมันได้ โดยการสังเกตดูลักษณะการโคจรของดาวดวงอื่นที่อยู่ใกล้ๆ มัน




ความคิดที่มีลักษณะเหมือนดาวในนวนิยายจินตนาการแนววิทยาศาสตร์นี้ จึงไม่มีใครสนใจ เพราะไม่มีใครคิดว่า แรงโน้มถ่วงจะสามารถดึงดูดแสงได้


จนอีกสามปีต่อมา เมื่อ Pierre Simon de Laplace (1749–1827) นักคณิตศาสตร์ชาวฝรั่งเศสเขียนตำราชื่อ “Exposition du système du monde” เขาได้นำความคิดเดียวกับที่ Michell เคยเสนอ ไปลงในตำราที่เขาเขียน แต่ในการพิมพ์ครั้งที่สอง Laplace ได้ตัดบทความเรื่องดาวมืดออกไป เพราะคิดว่าแรงโน้มถ่วงของดาวไม่น่าจะมีอิทธิพลใด ๆ ต่อแสง

แต่เมื่อถึงปี 1915 เมื่อ Albert Einstein (1879-1955) เสนอทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป เพื่ออธิบายที่มาของแรงโน้มถ่วง ทฤษฎีนี้ได้พยากรณ์ว่า เวลารังสีแสงจากดาวฤกษ์ผ่านใกล้ขอบของของอาทิตย์ ซึ่งเป็นบริเวณที่ปริภูมิ-เวลา (space-time) ถูกมวลของดวงอาทิตย์กระทำ จนบริเวณถูกบิดโค้ง ดังนั้นเวลารังสีแสงจากดาวฤกษ์เดินทางถึงบริเวณนี้ แสงจะเดินทางเป็นเส้นโค้ง ทำให้เราสามารถเห็นดาวฤกษ์ที่อยู่เบื้องหลังดวงอาทิตย์ได้ โดยมันจะมิได้อยู่ ณ ตำแหน่งที่จริงของมัน


นั่นคือ Einstein คิดว่า แรงโน้มถ่วงมีอิทธิพลต่อการเคลื่อนที่ของแสง และคำทำนายของ Einstein ก็ได้รับการยืนยันว่า เป็นจริง โดย Arthur Eddington (1882-1944) เมื่อ Eddington รายงานการเห็นดาวฤกษ์ที่อยู่เบื้องหลังดวงอาทิตย์ได้ ในปรากฏการณ์สุริยุปราคาเต็มดวง เมื่อวันที่ 29 พฤษภาคม ปี 1919 อันเป็นเวลาหลังจากที่สงครามโลกครั้งที่ 1 สิ้นสุดไม่นาน


แม้อังกฤษจะเป็นศัตรูกับเยอรมันในสงครามโลกครั้งนั้น แต่นักวิทยาศาสตร์ของทั้งสองฝ่ายก็ยังเป็นมิตรกัน ดังนั้น Eddington จึงแอบส่งบทความที่เกี่ยวกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของ Einstein ไปให้เพื่อนชาวเยอรมันของเขา ชื่อ Karl Schwarzschild (1873-1916) อ่าน ในระหว่างที่สงครามโลกกำลังดำเนินอยู่ เมื่อ Schwarzschild อ่านเข้าใจแล้ว เขาก็ได้ตีพิมพ์ผลงานเกี่ยวกับดาวฤกษ์ที่อยู่นิ่ง คือ ไม่หมุนรอบตัวเอง และได้พบว่า ถ้าดาวฤกษ์ดวงนั้นมีรัศมี Rs = 2MG/c^2 เมื่อ M, G, c คือ มวลของดาวฤกษ์, ค่าโน้มถ่วงสากลของ Newton และความเร็วแสง ตามลำดับ

เราเรียก Rs ว่า รัศมี Schwarzschild จากสูตรข้างบนนี้ เราจะได้ว่า ถ้าดาวมีรัศมีน้อยกว่า Rs พลังงานศักย์โน้มถ่วงจะมีค่ามาก และอนุภาคแสงก็จะหนีออกจากดาวไปไม่ได้ เพราะถ้าอนุภาคจะหนีได้ อนุภาคนั้นจะต้องมีความเร็วมากกว่าแสง

ในกรณีของดวงอาทิตย์ Rs มีค่าเท่ากับ 3 กิโลเมตร ในขณะที่รัศมีจริงของดวงอาทิตย์มีค่า 695,700 กิโลเมตร เพราะรัศมี Rs ของดวงอาทิตย์มีค่าน้อยกว่า ระยะทางจริงที่โลกอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์มาก (คือ 149 ล้านกิโลเมตร) ดังนั้น แม้ดวงอาทิตย์จะกลายเป็นหลุมดำ ในวันนี้ คนบนโลกก็ยังไม่ถูกดวงอาทิตย์ดึงดูดลงไปในหลุมดำ

ในปี 1916 Schwarzschild ได้เสียชีวิตลงด้วยโรคภูมิแพ้ ขณะมีวัย 42 ปี และมีชื่อเสียงมากว่า เป็นบุคคลแรกที่สามารถแก้สมการสนามของ Einstein ในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปได้ ในเวลาต่อมาวงการดาราศาสตร์จึงได้ตั้งชื่อดาวเคราะห์น้อยดวงที่ 837 ว่า 837 Schwarzschild และได้กำหนดให้หลุมอุกกาบาตหลุมหนึ่งที่อยู่บนดวงจันทร์ที่หันออกจากโลกตลอดเวลา มีชื่อหลุมอุกกาบาต Schwarzschild


วันเวลาได้ผ่านไปๆ จนกระทั่งถึงปี 1932 Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) ซึ่งเป็นนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน เชื้อชาติอินเดีย ได้ศึกษาเรื่องวิวัฒนาการและโครงสร้างของดาวฤกษ์ ตั้งแต่ที่มันถือกำเนิด จนกระทั่งถึงเวลาดับขันธ์ และได้พบว่าดาวฤกษ์จะมีจุดจบได้ 2 รูปแบบ คือ เป็น supernova หรือเป็นดาวแคระขาว (white dwarf) เพราะเวลาเชื้อเพลิงนิวเคลียร์ในดาวหมดสิ้น แรงโน้มถ่วงของดาวจะดึงดูดทำให้เนื้อดาวยุบตัวลง แต่การยุบตัวก็จะถูกแรงต้านที่เกิดจากแรงดันของพลาสมาภายในดาว และเมื่อแรงต้านมีค่าน้อยลง ๆ ดังนั้นเนื้อดาวก็จะถูกอัดแน่นมากขึ้น ๆ นั่นคือ ดาวยิ่งมีมวลมาก รัศมีของดาวจะยิ่งน้อย จนกระทั่งถึงขีดจำกัดหนึ่ง ซึ่งถ้ามวลของดาวมีค่ามากกว่า 1.44 เท่าของดวงอาทิตย์ ดาวนั้นจะกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ ขีดจำกัดนั้นมีชื่อเรียกว่า ขีดจำกัด Chandrasekhar

ผลงานด้านดาราศาสตร์ฟิสิกส์ที่มากมายของ Chandrasekhar ทำให้เขาได้รับรางวัลโนเบลฟิสิกส์ประจำปี 1983 ร่วมกับ William A. Fowler (1911–1995)

ในปี 1961 Ann Ewing นักหนังสือพิมพ์ชาวอเมริกัน เป็นบุคคลแรกที่เรียกดาวมืดว่า “หลุมดำ” แต่ชื่อนี้ก็ยังไม่มีใครเรียกตาม จนกระทั่ง John Wheeler (1911-2008) ผู้เป็นอาจารย์ของ Richard Phillips Feynman (1918-1988) และ Hugh Everett (1930-1982) เจ้าของความคิดเรื่องพหุภพ Kip Thorne (1940-ปัจจุบัน) และ John Peebles (1935-ปัจจุบัน) ที่มีชื่อเสียง เพราะ Feynman, Thorne และ Peebles ได้รับรางวัลโนเบลฟิสิกส์ปี 1965, 2017 และ 2019 ตามลำดับ


ในปี 1967 Jocelyn Bell Burnell (1943-ปัจจุบัน) ได้พบดาว pulsar ที่ส่งสัญญาณคลื่นวิทยุออกมาเป็นจังหวะ ๆ อย่างสม่ำเสมอ เมื่อเธอได้สังเกตเห็นสัญญาณปรากฏบนเทปกระดาษที่ยาว 29 เมตร ความสม่ำเสมอของสัญญาณทำให้เธอคิดไปว่า มันคงเป็นสัญญาณที่ส่งมาจากมนุษย์ต่างดาว


แต่ Antony Hewish (1924–2021) ซึ่งเป็นอาจารย์ที่ปรึกษาหลังปริญญาเอกของเธอ กลับไม่คิดเช่นนั้น โดยให้เหตุผลว่า เพราะสัญญาณที่ส่งมามีคาบสม่ำเสมอ คือ ทุก 1.337302088331 วินาที และห้วงสัญญาณมีความกว้าง 0.04 วินาที การรู้ความเข้มของสัญญาณ ทำให้รู้ระยะทางที่แหล่งกำเนิดสัญญาณอยู่ห่างจากโลก จากข้อมูลเหล่านี้ ได้ทำให้ Hewish รู้ว่า แหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุเป็นดาวนิวตรอนที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางยาวประมาณ 20 กิโลเมตร

ผลงานนี้ทำให้ Hewish ได้รับครึ่งหนึ่งของรางวัลโนเบลฟิสิกส์ประจำปี 1974 ร่วมกับ Martin Ryle (1918–1984) ที่ได้รับรางวัลจากผลงานการสร้างอุปกรณ์แทรกสอดคลื่นวิทยุที่ประกอบด้วยจานรับคลื่นวิทยุหลายจาน ส่วน Jocelyn Bell Burnell นั้น ไม่ได้รับรางวัลอันทรงเกียรตินี้ เหตุการณ์นี้ได้ทำให้วงการวิชาการมีประเด็นถกเถียงกันมาก หลายคนได้ตั้งข้อสังเกตสำหรับเรื่องนี้ว่า คงเป็นเพราะในงานวิจัยที่รายงานการพบ pulsar เป็นครั้งแรกนั้น มี Hewish เป็นชื่อแรก และ Jocelyn Bell Burnell เป็นชื่อที่สองกับคนอื่น ๆ อีก 3 คน นอกจากประเด็นนี้แล้ว เธอก็เป็นเพียงนิสิตหลังปริญญาเอกที่ยังไม่มีใครรู้จัก และประการสำคัญอีกประการหนึ่งก็คือ เธอเป็นผู้หญิง เพราะสตรีที่ได้รับรางวัลโนเบลฟิสิกส์มีเพียง 2 คน คือ Marie Curie (1867-1934) จากการศึกษาธรรมชาติของธาตุกัมมันตรังสี และ Maria Goeppert Mayer (1906-1972) ซึ่งได้รับรางวัลจากผลงานทฤษฎีโครงสร้างของนิวเคลียส ซึ่งประกอบด้วยโปรตอนและนิวตรอน(shell model) ส่วนสาเหตุสำคัญที่คณะกรรมการรางวัลโนเบลตัดสินไม่ให้เธอได้รางวัล คือ การเห็นเหตุการณ์เป็นคนแรก โดยไม่รู้ว่า ตนเห็นอะไร ไม่ได้มีความสำคัญมากเท่ากับการรู้ว่า สิ่งที่เห็นนั้นคืออะไร และมีความสำคัญเพียงใด

การพบ pulsar ในครั้งนั้น ซึ่ง ณ วันนี้ มีจำวนมากกว่า 3,000 ดวงแล้ว ได้ชี้นำให้นักดาราศาสตร์รู้ว่า การพบหลุมดำจะเกิดขึ้นในเวลาอีกไม่นาน


ในปี 1971 Paul Murdin (1942-ปัจจุบัน) กับ Louise Webster (1941-1990) แห่ง Institute of Physics ในอังกฤษ ได้รายงานการเห็นหลุมดำหลุมแรก อยู่ในกลุ่มดาวหงส์ Cygnus X-1 (X แสดงว่า เป็นรังสีเอกซ์ที่สว่างจ้าในบริเวณรอบหลุมดำ) และเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่เปล่งออกมาจากแก๊สร้อน ที่กำลังถูกหลุมดำดึงดูดเข้าสู่ตัวมัน และเมื่ออนุภาคที่มีประจุในแก๊สร้อนถูกเร่ง อนุภาคนั้นจะแผ่รังสี แต่เมื่อรังสีเดินทางถึงโลก ก็จะถูกไอน้ำในบรรยากาศโลกดูดกลืนหมด ดังนั้นการสังเกตเห็นรังสี จึงจำเป็นต้องใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศในการสังเกตดู


ปัจจุบัน นักดาราศาสตร์ได้พบแล้วว่า หลุมดำที่มีในกาแล็กซีทางช้างเผือกมีประมาณ 30 หลุม และทั้งเอกภพมีหลุมดำประมาณ 4*10^19 หลุม โดยหลุมดำที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุดชื่อ Gaia BH1 (BH มาจากคำ “black hole” และ gaia มาจากคำ Global Astrometric Interferometer for Astrophysics ซึ่งเป็นกล้องโทรทรรศน์ที่ใช้ทำแผนที่สามมิติของทางช้างเผือก) หลุมดำ Gaia BH1 นี้ มีมวล 9.6 เท่า ของดวงอาทิตย์ และอยู่ห่างจากโลก 1,560 ปีแสง ส่วนหลุมดำที่มีมวลมากที่สุด คือหลุมดำชื่อ TON618 (จากคำเต็มว่า Tonantzintla 618) ซึ่งมีมวล 66,000 ล้านเท่าของดวงอาทิตย์ หลุมดำนี้จึงเป็นหลุมดำประเภท ultramassive


โดยทั่วไปหลุมดำมีหลายชนิดแยกตามขนาดของมวล เช่น

1) Primordial black hole หรือ Miniature black hole เป็นหลุมดำที่ถือกำเนิดเมื่อเอกภพมีอายุยังน้อย คือ หลังจากที่เกิดเหตุการณ์ Big Bang ไม่นาน ประมาณ 10^(-6) วินาที และอาจจะมีเป็นจำนวนมาก โดยมันอาจจะถูกดาวฤกษ์ที่ถือกำเนิดในเวลาเดียวกันกลืน และมันจะกินดาวฤกษ์จากภายใน หลุมดำชนิดนี้มีมวลตั้งแต่อนุภาคโปรตอน จนกระทั่งถึงมวลของดวงอาทิตย์ นักดาราศาสตร์บางคนคิดว่า หลุมดำชนิดนี้ คือ คำตอบส่วนหนึ่งของสสารมืด (dark matter) ที่ยังไม่มีใครพบเห็น

2) Stellar mass black hole เป็นหลุมดำที่มีมวลตั้งแต่ 2-100 เท่าของดวงอาทิตย์

3) Intermediate black hole เป็นหลุมดำขนาดปานกลาง มีมวลมากประมาณ 100-1,000 เท่าของดวงอาทิตย์ และสามารถเปล่งรังสีเอกซ์ได้มาก

4) Supermassive และ Ultramassive black hole เป็นหลุมดำ super หนัก และ ultra หนัก เพราะมีมวลมากตั้งแต่พันเท่าถึงหมื่นแสนล้านเท่าของดวงอาทิตย์ขึ้นไป

เมื่อหลุมดำมีหลายขนาดเช่นนี้ โดยเริ่มตั้งแต่ขนาด mini ที่สามารถสร้างขึ้นได้ในเครื่องเร่งอนุภาคที่มีพลังงานสูง ไปจนถึงหลุมดำที่มีขนาดมโหฬารมหาศาล (ultramassive black hole) เช่น หลุมดำสัมพัทธภาพ (relativistic black hole) และหลุมดำควอนตัม (quantum black hole) ซึ่งมีขนาดต่าง ๆ กัน อีกทั้งอยู่ห่างจากโลกเป็นระยะทางมากด้วย ดังนั้นความพยายามที่จะเห็นวัตถุอวกาศที่สุดลึกลับมากนี้ จำเป็นต้องใช้เทคโนโลยีพิเศษ เพื่อให้นักดาราศาสตร์สามารถจะเห็นหลุมดำทุกรูปแบบได้


สมบัติประการแรกของกล้องโทรทรรศน์ทั้งบนโลกและในอวกาศที่จะสามารถเห็นหลุมดำได้ก็คือ กล้องจะต้องสามารถเห็นจุดสองจุดที่อยู่ใกล้กัน เป็นภพของจุดสองจุดที่อยู่แยกกัน มิใช่เป็นจุดสองจุดที่ซ้อนทับหรือเหลื่อมกัน นั่นคือ กล้องจะต้องมีอำนาจในการแยกภาพค่อนข้างสูง (high resolving power) ที่สามารถหาค่าได้จากสูตร




แต่กล้องโทรทรรศน์เพียงลำพังกล้องเดียวไม่สามารถจะเห็นถ่ายภาพหลุมดำที่มีขนาดเล็ก และอยู่ไกลได้ ดังนั้น นักดาราศาสตร์จึงต้องสร้างกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon Telescope (EHT) โดยการรวบรวมข้อมูลที่กล้องโทรทรรศน์ 8 กล้องมาประมูลร่วมกัน ซึ่งกล้องทั้ง 8 นั้น ติดตั้งอยู่ในทวีปยุโรป อเมริกาเหนือ อเมริกาใต้ และแอนตาร์กติกา (ตั้งแต่เกาะฮาวายจนถึงเทือกเขา Andes) และทำงานประสานกัน อย่างพร้อมเพรียงกัน เป็นเทคโนโลยี Very-long-baseline interferometry (VLBI) เพื่อศึกษาขอบฟ้าของเหตุการณ์ (event horizon) ของหลุมดำชนิดซูเปอร์หนัก ที่อยู่ ณ ใจกลางของกาแล็กซีทางช้างเผือก (Milky Way) และมีชื่อเรียกว่า Sagittarius A* (เรียกสั้นๆ ว่า Sgr A*) ที่มีมวล 4 ล้านเท่าของดวงอาทิตย์ และสามารถจะเห็นหลุมดำที่อยู่ ณ ใจกลางของกาแล็กซี Andromeda M-87 (ที่มีชื่อเรียกสั้น ๆ ว่า M87*) ซึ่งมีมวล 6,000 ล้านเท่าของดวงอาทิตย์ได้


ในการสังเกตดูหลุมดำนั้น นักดาราศาสตร์จำเป็นต้องให้ท้องฟ้าเหนือบริเวณทั้ง 8 แห่งที่กล้องอยู่ มีความสว่างไสวและปราศจากเมฆ เป็นเวลานานประมาณ 2 สัปดาห์ เพื่อให้จานรับคลื่นวิทยุ สามารถรับข้อมูล 2*10^15 บิท ได้ทุกคืน แล้วนำข้อมูลเหล่านั้นมาสังเคราะห์ เพื่อให้เห็นขอบฟ้าของเหตุการณ์ ซึ่งเป็น “ผิวสมมติ” ของหลุมดำที่สามารถจะบอกได้ว่า ภายในผิวนั้น แรงโน้มถ่วงจะมีค่าสูงมาก จนแสงก็ไม่สามารถทะลุออกมาได้


การสามารถเห็นและถ่ายภาพหลุมดำได้ จะช่วยให้นักดาราศาสตร์มีความรู้ใหม่ และจะช่วยในการทดสอบความถูกต้องอย่างสมบูรณ์แบบของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปว่า มีอะไร ที่จะต้องแก้ไขหรือไม่ จุดจบของหลุมดำจะเกิดขึ้นภายใต้เงื่อนไขอย่างไร รังสี Hawking มีจริงหรือไม่ หลุมดำเกิดก่อนกาแล็กซี หรือกาแล็กซีเกิดก่อนหลุมดำ หลุมดำมีอุณหภูมิสูงเพียงใด สสารภายในหลุมดำและภาวะเอกฐาน (singularity) ของหลุมดำมีธรรมชาติเป็นอย่างไร การมีหลุมดำจะแก้ปัญหาความขัดแย้งระหว่างทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป กับทฤษฎีกลศาสตร์ควอนตัมได้หรือไม่ และท้ายที่สุดหลุมดำประดิษฐ์ (artificial black hole) ที่นักฟิสิกส์จะสร้างในห้องทดลองนั้น มีประโยชน์อย่างไร และจะทำลายโลกหรือไม่ ถ้าหลุมดำนั้น เกิดอุบัติเหตุ “หลุด” ออกมาจากห้องทดลอง เหล่านี้ คือ คำถาม ที่ยังไม่มีคำตอบ

ในวารสาร Physical Review Letters, 133, 041401 ฉบับวันที่ 23 มิถุนายน ปี 2024 นี้ Alvarez-Dominguez แห่งมหาวิทยาลัย Universidad Complutense de Madrid ในสเปนกับคณะ ได้เสนอรายงานว่า นักวิทยาศาสตร์ไม่สามารถจะใช้แสงที่มีพลังงานมากในการสร้างหลุมดำได้

ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของ Einstein นั้น ได้พิสูจน์ให้เห็นแล้วว่า ถ้าดาวฤกษ์มีมวลมากพอ เมื่อดาวถึงกาลดับขันธ์ ดาวจะเปลี่ยนสภาพไปเป็นเป็นหลุมดำ และในเวลาเดียวกันทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษก็ได้พิสูจน์ให้เห็นแล้วว่า E=mc2 ซึ่งแสดงให้เห็นว่า พลังงานกับมวลเป็นสิ่งเดียวกัน ที่สามารถเปลี่ยนไป-มากันได้ ดังนั้นถ้าดาวมีมวลมาก ดาวก็จะมีพลังงานมากด้วย


ส่วนแสงก็มีพลังงาน ดังนั้น ดาวที่ประกอบด้วยแสงล้วน ๆ ก็จะเป็นดาวที่มีมวลมาก ซึ่งสามารถทำให้ปริภูมิ - เวลาในบริเวณรอบ “ก้อนแสง” บิดเบี้ยว กลายเป็น “หลุมแสง” (kugelblitz ในภาษาเยอรมัน) ซึ่งเป็นหลุมดำ ซึ่งอาจมีขนาดเล็กเท่าอนุภาคโปรตอน หรือใหญ่เท่าดาวพฤหัสบดีก็ได้ โดยการโฟกัสแสงเลเซอร์ที่มีพลังงานและความเข้มสูงมากให้พุ่งตรงไปที่จุดหนึ่งๆ

แต่ทีมนักวิจัยจากสเปนได้เสนอรายงานวิจัยที่แสดงให้เห็นว่า หลุมแสงหรือก้อนแสงไม่สามารถจะเกิดขึ้นได้ในธรรมชาติ เพราะถูกทฤษฎีกลศาสตร์ควอนตัมสั่ง “ห้าม”


อนุภาค electron กับ positron ที่เกิดขึ้นพร้อมกันนี้ เป็นปรากฏการณ์ Schwinger (Schwinger effect) ที่ Julian Schwinger (1918-1994) ซึ่งได้รับรางวัลโนเบลปี 1965 ได้พบว่า สุญญากาศมีอนุภาค-ปฏิอนุภาคที่มี polarization ไม่ตรงกัน เวลาอนุภาคหนึ่งจะถูกสนามไฟฟ้าดึงดูดไว้ อีกอนุภาคหนึ่งก็จะถูกผลักออกไป นั่นคือ การสลายตัวของหลุมแสงหรือก้อนแสง

นั่นคือ kugelblitz จึงไม่สามารถจะถือกำเนิดได้ เพราะหลุมแสงจะไม่มีวันมีมวลมากพอ

ความจริงไม่ใช่เพียงแต่แสงเท่านั้นที่มีพลังงาน ความร้อนและเสียงก็มีพลังงานและมวลได้เช่นกัน ดังนั้นถ้าจะว่ากันตามหลักการแล้ว หลุมความร้อนและหลุมเสียงที่มีความสามารถในการดึงดูดมวลได้ในลักษณะเดียวกับหลุมดำ ก็อาจจะมีได้ในธรรมชาติ หรือในห้องทดลอง นี่จึงเป็นเรื่องที่จะต้องศึกษาต่อไปในอนาคต


อ่านเพิ่มเติมจาก Overbye, Dennis (24 January 2024). "That Famous Black Hole Gets a Second Look - Repeated studies of the supermassive black hole in the galaxy Messier 87 confirm that it continues to act as Einstein's theory predicted it would". The New York Times. Archived from the original on 24 January 2024. Retrieved 25 January 2024


ศ.ดร.สุทัศน์ ยกส้าน : ประวัติการทำงาน - ราชบัณฑิตสำนักวิทยาศาสตร์ สาขาฟิสิกส์และดาราศาสตร์ และ ศาสตราจารย์ ระดับ 11 ภาควิชาฟิสิกส์ มหาวิทยาลัยศรีนครินทรวิโรฒ, นักวิทยาศาสตร์ดีเด่นและนักวิจัยดีเด่นแห่งชาติ สาขากายภาพและคณิตศาสตร์ ประวัติการศึกษา-ปริญญาตรีและโทจากมหาวิทยาลัยลอนดอน, ปริญญาเอกจากมหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย

อ่านบทความ "โลกวิทยาการ" ได้ทุกวันศุกร์