หน้าแรก › Space › หลุมดำ
1783 → 2026 · อวกาศและฟิสิกส์
หลุมดำ
บริเวณที่แรงโน้มถ่วงรุนแรงจนแม้แต่แสงก็หนีออกมาไม่ได้ นี่คือเรื่องราวว่าแนวคิดจากปี 1783 กลายเป็นคำตอบหนึ่งของสมการไอน์สไตน์ แล้วกลายเป็นวัตถุจริงบนท้องฟ้า ที่เราชั่งน้ำหนักได้จากดาวที่โคจรรอบมัน ได้ยินผ่านระลอกคลื่นของกาลอวกาศ และในที่สุดก็ถ่ายภาพได้
Interactive 3D film 6 นาที 1783 to 2026 เผยแพร่ 2026-10-13
Read in English
สารบัญ บทนำ บทที่ I · ดาวมืด บทที่ II · กาลอวกาศโค้ง บทที่ III · การยุบตัว บทที่ IV · ยักษ์ใจกลางทางช้างเผือก บทที่ V · ระลอกคลื่นในกาลอวกาศ บทที่ VI · เงามืด บทที่ VII · ที่ขอบหลุม บทที่ VIII · ยักษ์รุ่นแรก บทส่งท้าย บทนำ กันยายน 2026 · วารสาร Nature
หลุมดำ ที่ซึ่งแรงโน้มถ่วงชนะทุกสิ่ง แม้แต่แสงก็หนีออกมาไม่ได้
เดือนกันยายน 2026 งานวิจัยในวารสาร Nature เสนอว่าจุดสีแดงประหลาดที่กล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เว็บบ์ พบนั้น คือหลุมดำอายุน้อยที่กำลังโตเร็วอย่างน่าทึ่ง
หลุมดำคือบริเวณในอวกาศที่แรงโน้มถ่วงรุนแรงจนไม่มีสิ่งใดหนีออกมาได้ แม้แต่แสง
เรามองไม่เห็นตัวหลุมเอง แต่เห็นผลของมัน ทั้งแก๊สร้อนที่หมุนวนรอบ ๆ และแสงดาวด้านหลังที่ถูกดัดจนโค้งเป็นวง
ตลอดสองศตวรรษ หลุมดำเป็นเพียงความคิด นี่คือเรื่องราวว่ามันกลายเป็นสิ่งที่เราชั่งน้ำหนัก ฟังเสียง และถ่ายภาพได้อย่างไร
บทนำ · หลุมดำคืออะไร
ที่ซึ่งแม้แสงก็ติดกับ
หลุมดำคือบริเวณของกาลอวกาศที่แรงโน้มถ่วงรุนแรงจนสิ่งใดก็ตามที่ข้ามขอบเขตของมัน ซึ่งเรียกว่า ขอบฟ้าเหตุการณ์ (event horizon) จะกลับออกมาไม่ได้อีก แนวคิดนี้ย้อนไปได้ถึงปี 1783 ปัจจุบันเรารู้จักหลุมดำที่หนักกว่าดวงอาทิตย์ไม่กี่เท่า ไปจนถึงหลุมดำยักษ์ที่หนักกว่าหลายล้านหรือหลายพันล้านเท่า เมื่อเดือนกันยายน 2026 งานวิจัยในวารสาร Nature ใช้ซูเปอร์คอมพิวเตอร์จำลองและเสนอว่า “จุดแดงจิ๋ว” (little red dots) ปริศนาที่กล้องเจมส์ เว็บบ์ พบ คือหลุมดำอายุน้อยที่โตอย่างรวดเร็วในเอกภพยุคแรก
ขอบฟ้าเหตุการณ์ rs = 2GM/c² รัศมีชวาร์ซชิลด์ แปรผันตรงกับมวล
ทรงกลมโฟตอน 1.5 rs ระยะที่แสงโคจรรอบหลุมได้
วงโคจรเสถียรวงในสุด 3 rs ขอบในของจานแก๊สเรืองแสง (หลุมดำไม่หมุน)
เงามืดเมื่อมองจากไกล ~2.6 rs รัศมีที่ขยายใหญ่ขึ้นเพราะแสงถูกดัด
ภาพนี้คำนวณขึ้นในเบราว์เซอร์ของคุณ รังสีแสงแต่ละเส้นถูกดัดให้โค้งตามกาลอวกาศรอบหลุมดำที่ไม่หมุน ด้านไกลของจานแก๊สร้อนจึงปรากฏโค้งขึ้นเหนือและลอดใต้เงามืด และดาวด้านหลังถูกยืดเป็นเส้นโค้ง จานด้านหนึ่งสว่างกว่า เพราะแก๊สด้านนั้นพุ่งเข้าหาเราด้วยความเร็วใกล้แสง (relativistic beaming) ตัวจานและสีเป็นภาพประกอบ
วิธีใช้: เลือกบทใต้ภาพ หรือกด ← → เพื่อเปลี่ยนขั้น · ▶ เล่นขั้นนั้น · ลากเพื่อหมุน เลื่อนหรือถ่างนิ้วเพื่อซูม · “เล่นทั้งเรื่อง” จะเล่นทุกขั้นแบบเต็มจอ
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
Wikipedia: Black hole ;
Wikipedia: Schwarzschild radius ;
Wikipedia: Schwarzschild metric ;
Wikipedia: Photon sphere ;
Wikipedia: Messier 87 ;
Chon et al., Nature (16 Sep 2026) บทที่ I · ดาวมืด 27 พฤศจิกายน 1783 · ราชสมาคมแห่งลอนดอน
ดาวมืด นักบวชชาวอังกฤษคนหนึ่งตั้งคำถามง่าย ๆ ว่า ถ้าแรงโน้มถ่วงของดาวแรงเกินกว่าที่แสงของมันเองจะหนีออกมาได้ล่ะ
โยนลูกบอลขึ้นฟ้า มันก็ตกกลับลงมา แต่ถ้าโยนเร็วพอ มันจะไม่กลับมาอีกเลย ความเร็วหลุดพ้นจากผิวโลกอยู่ที่ราว 11 กิโลเมตรต่อวินาที
ปี 1783 จอห์น มิเชลล์ นักบวชและนักปรัชญาธรรมชาติชาวอังกฤษ มองว่าแสงประกอบด้วยอนุภาคเล็ก ๆ ที่แรงโน้มถ่วงทำให้ช้าลงได้
เขาคำนวณว่า ดาวที่หนาแน่นเท่าดวงอาทิตย์แต่ใหญ่กว่า 500 เท่า จะมีความเร็วหลุดพ้นสูงกว่าความเร็วแสง แสงของมันจึงต้องตกกลับ
ดาวมืดเช่นนี้คงมองไม่เห็น แต่เขาเห็นว่าอาจค้นพบมันได้จากแรงดึงที่มันกระทำต่อดาวคู่ที่มองเห็นได้ จำแนวคิดนี้ไว้ให้ดี
บทที่ I · ขั้นที่ 1 · ปี 1783
ดาวมืดของมิเชลล์
ความเร็วหลุดพ้นจากผิวของวัตถุคือ v = √(2GM/r) บทความของมิเชลล์ซึ่งเขียนเป็นจดหมายถึงเฮนรี คาเวนดิช ถูกอ่านต่อราชสมาคมเมื่อวันที่ 27 พฤศจิกายน 1783 และตีพิมพ์ในปี 1784 โดยอาศัยแนวคิดของนิวตันที่ว่าแสงเป็นอนุภาค หากดาวดวงหนึ่งมีความหนาแน่นเท่าดวงอาทิตย์แต่มีรัศมีใหญ่กว่า 500 เท่า ความเร็วหลุดพ้นจะสูงกว่าความเร็วแสง และแสงของมันจะมาไม่ถึงเรา
ความเร็วหลุดพ้น โลก 11.2 กม./วินาที จากผิวโลก
ความเร็วหลุดพ้น ดวงอาทิตย์ 617.7 กม./วินาที จากผิวดวงอาทิตย์
ดาวของมิเชลล์: หนาแน่นเท่าเดิม ใหญ่ขึ้น 500 เท่า ≈ 500 × 617.7 ≈ 309,000 กม./วินาที เร็วกว่าแสง (299,792 กม./วินาที) เมื่อความหนาแน่นคงที่ มวลเพิ่มตามรัศมียกกำลังสาม ความเร็วหลุดพ้นจึงเพิ่มตามรัศมีโดยตรง
ในภาพ ดาวขยายใหญ่ขึ้นโดยความหนาแน่นคงเดิม ขณะที่อนุภาคแสงถูกยิงออกจากผิวดาวด้วยความเร็วแสง เมื่อความเร็วหลุดพ้นเกินความเร็วแสง อนุภาคจะลอยขึ้น หยุด แล้วตกกลับ นี่เป็นภาพแบบนิวตันซึ่งต่อมาถูกแทนที่ด้วยทฤษฎีของไอน์สไตน์ ในปี 1796 ปีแยร์-ซีมง ลาปลาซ ก็เสนอแนวคิดคล้ายกันโดยอิสระในหนังสือ Exposition du Système du Monde ว่าดาวที่ใหญ่พออาจมองไม่เห็น
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
Wikipedia: John Michell ;
Wikipedia: Black hole ;
Wikipedia: Escape velocity บทที่ II · กาลอวกาศโค้ง 25 พฤศจิกายน 1915 · สถาบันวิทยาศาสตร์ปรัสเซีย กรุงเบอร์ลิน
แรงโน้มถ่วงคือเรขาคณิต ทฤษฎีใหม่ของไอน์สไตน์บอกว่ามวลทำให้อวกาศและเวลาโค้ง และทุกสิ่ง รวมทั้งแสง ต้องเคลื่อนที่ไปตามความโค้งนั้น
วันที่ 25 พฤศจิกายน 1915 อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ นำเสนอสมการชุดสุดท้ายของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป
ในทฤษฎีนี้ แรงโน้มถ่วงไม่ใช่แรงที่ดึงข้ามที่ว่าง แต่มวลและพลังงานทำให้กาลอวกาศโค้ง และวัตถุก็เคลื่อนที่ไปตามเส้นทางที่ตรงที่สุดเท่าที่ทำได้
แสงก็ต้องเดินตามความโค้งนั้นเช่นกัน รังสีแสงที่ผ่านใกล้ดาวมวลมากจะเลี้ยวเข้าหาดาว
ระหว่างสุริยุปราคาเดือนพฤษภาคม 1919 คณะสำรวจที่แฟรงก์ ไดสัน และอาเธอร์ เอดดิงตัน จัดขึ้น วัดได้ว่าแสงดาวเลี้ยวโค้งรอบดวงอาทิตย์จริงตามที่ไอน์สไตน์ทำนาย
บทที่ II · ขั้นที่ 2 · ปี 1915–1919
มวลบอกให้อวกาศโค้ง
ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปอธิบายแรงโน้มถ่วงว่าเป็นความโค้งของกาลอวกาศที่เกิดจากมวลและพลังงาน วัตถุที่เคลื่อนที่อย่างอิสระ รวมทั้งแสง จะไปตามเส้นทางที่ตรงที่สุดในเรขาคณิตที่โค้งนั้น ใกล้มวลที่อัดแน่นมาก เส้นทางเหล่านี้จะโค้งอย่างเห็นได้ชัด
สมการสนาม 25 พ.ย. 1915 นำเสนอต่อสถาบันวิทยาศาสตร์ปรัสเซีย กรุงเบอร์ลิน
การทดสอบด้วยสุริยุปราคา 29 พ.ค. 1919 ที่โซบรัล (บราซิล) และเกาะปรินซิปี (นอกชายฝั่งแอฟริกาตะวันตก)
การเลี้ยวเบนของแสงดาวที่ขอบดวงอาทิตย์ตามคำทำนาย 1.75 พิลิปดา เป็นสองเท่าของค่าที่คำนวณแบบนิวตัน
ตารางยางที่ยุบลงเป็นการเปรียบเทียบที่นิยมใช้ ไม่ใช่ภาพจริง เพราะกาลอวกาศจริงมีสี่มิติ ในภาพนี้ดาวถูกวาดให้อัดแน่นกว่าดวงอาทิตย์มาก เพื่อให้เห็นการเลี้ยวเบนชัดเจน ส่วนเส้นทางของแสงคำนวณตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
Wikipedia: Einstein field equations ;
Wikipedia: Black hole ;
Wikipedia: Gravitational lens ;
Wikipedia: Eddington experiment ธันวาคม 1915 · แนวรบด้านรัสเซีย
จุดที่ไม่มีวันหวนกลับ นักดาราศาสตร์ในเครื่องแบบทหารพบคำตอบแม่นตรงชุดแรกของสมการไอน์สไตน์ ภายในไม่กี่สัปดาห์หลังสมการถูกเผยแพร่
คาร์ล ชวาร์ซชิลด์ กำลังรับราชการในกองทัพเยอรมันที่แนวรบด้านรัสเซีย เดือนธันวาคม 1915 เขาเขียนจดหมายถึงไอน์สไตน์ว่า เขาแก้สมการสำหรับอวกาศรอบมวลทรงกลมก้อนเดียวได้แล้ว
คำตอบของเขามีรัศมีพิเศษค่าหนึ่ง ปัจจุบันเรียกว่ารัศมีชวาร์ซชิลด์ ถ้าบีบมวลใดก็ตามให้เล็กกว่ารัศมีนี้ จะไม่มีสิ่งใดหนีออกมาได้ ผิวนั้นคือขอบฟ้าเหตุการณ์
ที่ระยะหนึ่งเท่าครึ่งของรัศมีนี้ แสงโคจรวนรอบหลุมได้ แสงที่เข้าใกล้กว่านั้นจะถูกกลืน ส่วนแสงที่ผ่านห่างออกไปจะถูกเหวี่ยงไปในทิศทางใหม่
ชวาร์ซชิลด์เสียชีวิตเมื่อเดือนพฤษภาคม 1916 ขณะอายุเพียง 42 ปี ลองใช้เครื่องคำนวณดูว่า โลก ดวงอาทิตย์ หรือหลุมดำยักษ์ จะต้องถูกบีบให้เล็กแค่ไหน
บทที่ II · ขั้นที่ 3 · ปี 1916
รัศมีชวาร์ซชิลด์
คำตอบของชวาร์ซชิลด์ซึ่งตีพิมพ์ในเดือนมกราคม 1916 อธิบายกาลอวกาศภายนอกมวลทรงกลมที่ไม่หมุน ที่รัศมี rs = 2GM/c² สมการมีพฤติกรรมแปลกประหลาด และไม่มีใครเข้าใจความหมายของมันอยู่หลายสิบปี จนปี 1958 เดวิด ฟินเคลสไตน์ ชี้ว่าผิวนี้คือขอบฟ้าเหตุการณ์ เปรียบเหมือนเยื่อทางเดียวที่ข้ามได้เฉพาะขาเข้า
ถ้าบีบโลกให้เป็นหลุมดำ 8.87 มม. รัศมีชวาร์ซชิลด์
ดวงอาทิตย์ 2.95 กม. รัศมีชวาร์ซชิลด์
ทรงกลมโฟตอน 1.5 rs วงโคจรวงกลมของแสงที่ไม่เสถียร
ชื่อ “หลุมดำ” (black hole) 1967 จอห์น วีลเลอร์ ทำให้แพร่หลาย ก่อนหน้านั้นมีผู้ใช้มาบ้างแล้ว
กรวยในภาพแสดงรูปทรงของอวกาศรอบหลุมดำ (Flamm’s paraboloid) ลงไปจนถึงขอบฟ้าเหตุการณ์ (วงสีส้ม) เส้นแสงเลี้ยวโค้งตามคำตอบของชวาร์ซชิลด์ แสงที่เล็งเข้าใกล้ศูนย์กลางไม่เกินราว 2.6 rs จะตกลงไป ส่วนที่ห่างกว่านั้นเล็กน้อยจะวนอ้อมก่อนหลุดออกไป
ใช้เครื่องคำนวณบนภาพเพื่อหา rs = 2GM/c² ของวัตถุต่าง ๆ
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
Wikipedia: Karl Schwarzschild ;
Wikipedia: Schwarzschild metric ;
Wikipedia: Schwarzschild radius ;
Wikipedia: Photon sphere ;
Wikipedia: Black hole บทที่ III · การยุบตัว ทศวรรษ 1930 · ดาวที่ดับแล้ว
หลุมดำเกิดขึ้นได้อย่างไร เมื่อดาวใช้เชื้อเพลิงหมด แรงโน้มถ่วงจะบีบสิ่งที่เหลืออยู่ คำถามเดียวคือ อะไรจะต้านไว้ได้
ดาวส่องแสงด้วยปฏิกิริยาฟิวชัน และความร้อนก็ดันออกไปต้านแรงโน้มถ่วงของตัวมันเอง เมื่อเชื้อเพลิงหมด แกนกลางจะถูกบีบอัด
ปี 1930 สุพรหมัณยัน จันทรเศขร หนุ่มน้อยชาวอินเดีย พบขีดจำกัดว่า แกนที่หนักเกินราว 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์ จะคงอยู่เป็นดาวแคระขาวขนาดเท่าโลกไม่ได้
แกนที่หนักกว่านั้นจะยุบต่อจนกลายเป็นดาวนิวตรอนที่กว้างเพียงราว 20 กิโลเมตร แต่ดาวนิวตรอนก็มีขีดจำกัดมวลเช่นกัน อยู่ที่มากกว่าสองเท่าของดวงอาทิตย์เล็กน้อย
ปี 1939 รอเบิร์ต ออพเพนไฮเมอร์ และฮาร์ตแลนด์ สไนเดอร์ แสดงว่าแกนที่หนักกว่านั้นจะยุบตัวต่อไปเรื่อย ๆ จนหายไปหลังขอบฟ้าเหตุการณ์ของตัวเอง
บทที่ III · ขั้นที่ 4 · ปี 1930–1939
ดาวตายได้สามแบบ
สิ่งที่ค้ำแกนดาวที่ดับแล้วไว้คือแรงดันเชิงควอนตัม ไม่ใช่ความร้อน อิเล็กตรอนต่อต้านการถูกบีบเข้าหากัน นิวตรอนก็เช่นกัน แต่ทั้งสองต้านได้ถึงระดับหนึ่งเท่านั้น ดาวที่มีมวลมากกว่าราว 8 เท่าของดวงอาทิตย์จะจบชีวิตด้วยซูเปอร์โนวาแบบแกนยุบ ทิ้งดาวนิวตรอนหรือหลุมดำไว้
ดาวแคระขาว ต่ำกว่า ~1.4 M☉ (ขีดจำกัดจันทรเศขร) · มวลราวดวงอาทิตย์ในขนาดเท่าโลก ดาวนิวตรอน ถึง ~2.2–2.9 M☉ (ขีดจำกัด TOV) · รัศมี 10–12 กม. หลุมดำ หนักกว่านั้น · ยังไม่รู้จักสิ่งใดที่หยุดการยุบได้
ขีดจำกัดจันทรเศขร ~1.44 M☉ เริ่มคำนวณในปี 1930 · รางวัลโนเบลปี 1983
ออพเพนไฮเมอร์–สไนเดอร์ 1939 ผู้สังเกตที่อยู่ไกลจะเห็นการยุบตัวราวกับหยุดนิ่งที่ขอบฟ้า
M☉ คือมวลของดวงอาทิตย์ ขนาดในภาพย่อสัดส่วนแล้ว วงสีส้มบางรอบแกนด้านขวาคือรัศมีชวาร์ซชิลด์ของมัน ในปี 1965 โรเจอร์ เพนโรส พิสูจน์ว่าตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป การยุบตัวเช่นนี้ต้องจบลงที่ภาวะเอกฐาน (singularity) ผลงานนี้ได้รับรางวัลโนเบลปี 2020 ครึ่งหนึ่ง
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
Wikipedia: Chandrasekhar limit ;
Wikipedia: White dwarf ;
Wikipedia: Neutron star ;
Wikipedia: Oppenheimer–Snyder model ;
Wikipedia: Black hole ;
NobelPrize.org: Physics 2020 press release 1971–1973 · หงส์ X-1 (Cygnus X-1)
ผู้ต้องสงสัยรายแรก ดาวยักษ์ใหญ่สีน้ำเงินที่โคจรรอบบางสิ่งที่มองไม่เห็น มีมวลมาก และเปล่งรังสีเอกซ์เจิดจ้า
ปี 1964 จรวดที่บรรทุกเครื่องตรวจรังสีเอกซ์พบแหล่งรังสีเอกซ์ที่สว่างในกลุ่มดาวหงส์ ชื่อว่าหงส์ X-1
ปี 1971 นักดาราศาสตร์ระบุได้ว่าตำแหน่งของมันตรงกับดาวยักษ์ใหญ่สีน้ำเงินที่ร้อนจัด แต่รังสีเอกซ์ที่กะพริบถี่นั้นมาจากวัตถุที่เล็กกว่ามาก
ปี 1972 นักดาราศาสตร์สองทีมวัดการส่ายของดาวดวงนี้ ทุก ๆ ห้าวันครึ่ง มันโคจรรอบดาวคู่ที่มองไม่เห็นซึ่งหนักเกินกว่าจะเป็นดาวนิวตรอน
แก๊สที่ถูกดึงออกจากดาวจะร้อนขึ้นขณะหมุนวนเข้าไป และเปล่งรังสีเอกซ์ออกมา ตรงกับที่มิเชลล์เคยคาดไว้ วัตถุมืดถูกเปิดเผยด้วยดาวคู่ที่มองเห็นได้
บทที่ III · ขั้นที่ 5 · ปี 1964–1974
หงส์ X-1
การสังเกตรังสีเอกซ์ของทีมริคคาร์โด จาคโคนี ในปี 1971 พบการกะพริบรวดเร็วจากแหล่งที่เล็กมาก การสังเกตคลื่นวิทยุในปีเดียวกันระบุว่าแหล่งนี้คือดาว HDE 226868 ปี 1972 หลุยส์ เว็บสเตอร์ กับพอล เมอร์ดิน และชาลส์ โบลตัน ซึ่งทำงานแยกกัน ใช้การเลื่อนดอปเพลอร์ในแสงของดาวแสดงว่าดาวคู่ที่มองไม่เห็นหนักกว่าดาวนิวตรอนใด ๆ ที่เป็นไปได้ พอสิ้นปี 1973 นักดาราศาสตร์ส่วนใหญ่ก็ยอมรับว่ามันคือหลุมดำ นับเป็นหลุมดำดวงแรกที่ระบุได้
คาบการโคจร 5.6 วัน รอบจุดศูนย์กลางมวลร่วม
ระยะทาง ~7,300 ปีแสง จากโลก
มวลหลุมดำ ~21 M☉ ค่าประเมินปี 2021 · งานปี 2025 เสนอราว 14–18
ดาวคู่ HDE 226868 ดาวยักษ์ใหญ่สีน้ำเงิน
ปี 1974 สตีเฟน ฮอว์คิง พนันกับคิป ธอร์น ว่าหงส์ X-1 ไม่ใช่หลุมดำ โดยหวังจะแพ้ และเขาก็ยอมแพ้ในปี 1990 ภาพนี้ไม่ได้สัดส่วนจริง สายแก๊สและจานถูกวาดไว้เพื่อให้เห็นกลไก
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
Wikipedia: Cygnus X-1 ;
Wikipedia: Black hole บทที่ IV · ยักษ์ใจกลางทางช้างเผือก ตั้งแต่ต้นทศวรรษ 1990 · ใจกลางทางช้างเผือก
ชั่งน้ำหนักยักษ์ด้วยดวงดาว ตลอดสามทศวรรษ นักดาราศาสตร์สองทีมเฝ้าติดตามดาวที่พุ่งวนรอบจุดมืดใจกลางดาราจักรของเรา
ที่ใจกลางดาราจักรของเรา ห่างออกไปราว 27,000 ปีแสง มีดาวหลายดวงหมุนวนรอบจุดหนึ่งที่แทบไม่เปล่งแสงเลย
ตั้งแต่ต้นทศวรรษ 1990 ทีมของไรน์ฮาร์ด เก็นท์เซิล และแอนเดรีย เกซ เฝ้าติดตามดาวเหล่านั้น ดาว S2 โคจรครบรอบทุก 16 ปี
วงโคจรของมันเผยว่ามีมวลราวสี่ล้านเท่าของดวงอาทิตย์อัดอยู่ในบริเวณที่ไม่ใหญ่กว่าระบบสุริยะ มีเพียงหลุมดำเท่านั้นที่อธิบายได้ ทั้งสองได้รับรางวัลโนเบลร่วมกันในปี 2020
เดือนสิงหาคม 2026 นักดาราศาสตร์รายงานการค้นพบดาว S301 ซึ่งเฉียดเข้าไปใกล้ราว 12 เท่าของระยะโลกถึงดวงอาทิตย์ ด้วยความเร็วกว่าร้อยละแปดของความเร็วแสง
บทที่ IV · ขั้นที่ 6 · ทศวรรษ 1990–2026
ซาจิทาเรียส เอ* (Sagittarius A*)
กฎของเคปเลอร์ช่วยแปลงวงโคจรให้เป็นมวลได้ ขนาดและคาบของวงโคจร S2 บอกว่ามีมวลเท่าใดอยู่ภายใน คำตอบคือราว 4.3 ล้านเท่าของดวงอาทิตย์ ในบริเวณที่เล็กเกินกว่าจะเป็นกระจุกดาว ในปี 2018 ขณะ S2 เฉียดเข้าใกล้ที่สุด นักดาราศาสตร์ยังวัดการเลื่อนไปทางแดงเนื่องจากแรงโน้มถ่วงได้ตรงตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป
มวล 4.3 ล้าน M☉ รัศมีชวาร์ซชิลด์ ~12 ล้าน กม. (0.08 AU)
ระยะทาง ~27,000 ปีแสง จากโลก
S2 16.05 ปี เข้าใกล้สุด ~120 AU ที่ ~7,650 กม./วินาที (พ.ค. 2018)
S301 (2026) 8.7 ปี เข้าใกล้สุด ~12 AU ที่ ~25,000 กม./วินาที
รางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ 2020 ไรน์ฮาร์ด เก็นท์เซิล และแอนเดรีย เกซ “จากการค้นพบวัตถุอัดแน่นมวลยิ่งยวดที่ใจกลางดาราจักรของเรา” อีกครึ่งหนึ่งมอบให้โรเจอร์ เพนโรส
S301 ถูกค้นพบด้วยอุปกรณ์ GRAVITY+ บนกล้องแทรกสอด VLTI ของหอดูดาวยุโรปซีกฟ้าใต้ (ESO) และตีพิมพ์ใน Nature เดือนสิงหาคม 2026 มันเข้าใกล้จนรับรู้การหมุนของหลุมดำได้ ทีมวิจัยหวังจะวัดการหมุนนั้นได้ภายในสิบปี หลังการเฉียดใกล้ครั้งถัดไปในปี 2031 วงโคจรทั้งสองวาดตามสัดส่วนเมื่อเทียบกัน (1 AU คือระยะโลกถึงดวงอาทิตย์) ส่วนดาวดวงอื่น ความเอียงของวงโคจร และแสงเรืองตรงกลางเป็นภาพประกอบ
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
NobelPrize.org: Physics 2020 press release ;
Wikipedia: Sagittarius A* ;
Wikipedia: S2 (star) ;
ESO press release eso2612 on S301 (19 Aug 2026) บทที่ V · ระลอกคลื่นในกาลอวกาศ 14 กันยายน 2015 เวลา 09:50:45 UTC · LIGO
เสียงของหลุมดำสองดวง ระลอกคลื่นในกาลอวกาศที่เดินทางมานานกว่าพันล้านปี ยืดเครื่องตรวจวัดสองแห่งในสหรัฐอเมริกาไปเพียงหนึ่งในพันของความกว้างโปรตอน
ปี 1916 ไอน์สไตน์ทำนายว่ามวลที่เคลื่อนที่จะส่งระลอกคลื่นออกไปในกาลอวกาศ เรียกว่าคลื่นความโน้มถ่วง มันยืดและหดทุกสิ่งที่มันผ่าน
หลุมดำสองดวงที่โคจรใกล้กันจะเสียพลังงานไปกับคลื่นเหล่านี้ จึงหมุนวนเข้าหากันเร็วขึ้นเรื่อย ๆ จนรวมเป็นดวงเดียว
วันที่ 14 กันยายน 2015 เครื่องตรวจวัด LIGO ทั้งสองแห่งจับสัญญาณเช่นนี้ได้ ภายในราวสองในสิบวินาที ความถี่ไต่จาก 35 ขึ้นไปถึง 250 เฮิรตซ์ เหมือนเสียงนกร้องจิ๊บ
หลุมดำมวลราว 35 และ 30 เท่าของดวงอาทิตย์รวมตัวกัน มวลราวสามเท่าของดวงอาทิตย์กลายเป็นคลื่นความโน้มถ่วง กดปุ่มบนภาพเพื่อฟังเสียงจิ๊บนี้
บทที่ V · ขั้นที่ 7 · ปี 2015
GW150914: เสียงจิ๊บครั้งแรก
LIGO มีเครื่องตรวจวัดรูปตัว L สองแห่ง แขนยาว 4 กม. ที่แฮนฟอร์ด รัฐวอชิงตัน และลิฟวิงสตัน รัฐลุยเซียนา ห่างกันราว 3,000 กม. แสงเลเซอร์ใช้วัดความยาวแขน คลื่นจาก GW150914 ทำให้ความยาวเปลี่ยนไปเพียงราวหนึ่งในพันของความกว้างโปรตอน และไปถึงลิฟวิงสตันก่อนแฮนฟอร์ดราว 7 มิลลิวินาที
มวล ~35 + 30 M☉ รวมเป็นหลุมดำเดียว ~62 M☉
ที่แผ่ออกไป ~3 M☉ มวล-พลังงานที่กลายเป็นคลื่นความโน้มถ่วง
ระยะทาง ~1,400 ล้านปีแสง ราว 440 เมกะพาร์เซก
ประกาศผล 11 ก.พ. 2016 รางวัลโนเบลปี 2017: ไวส์ แบริช และธอร์น
ตารางที่กระเพื่อมเป็นภาพจำลอง คลื่นจริงเล็กกว่าที่เห็นราว 1020 เท่า กราฟคลื่นบนภาพเป็นแบบจำลองอย่างง่าย (เสียงจิ๊บตามตำราของมวลสองก้อนที่โคจรรอบกัน ตามด้วยการสั่นจนสงบ) คำนวณจากมวลทั้งสองด้วยสูตรมวลจิ๊บ (chirp mass) ไม่ใช่ข้อมูลจากเครื่องตรวจวัด ก่อนหน้านั้น พัลซาร์คู่ฮัลส์–เทย์เลอร์ที่พบในปี 1974 ให้หลักฐานทางอ้อมของคลื่นความโน้มถ่วง (รางวัลโนเบลปี 1993)
กดปุ่มเหตุการณ์บนภาพเพื่อเล่นการรวมตัวซ้ำและฟังเสียง ครั้งแรกที่ความเร็วและระดับเสียงจริง ครั้งที่สองช้าลงสี่เท่าที่ระดับเสียงเดิม
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
Wikipedia: Gravitational wave ;
Wikipedia: GW150914 ;
Wikipedia: LIGO ;
Wikipedia: Chirp mass 2015 → 2026 · LIGO, Virgo และ KAGRA
ประสานเสียงของการชน สิบปีผ่านไป เครื่องตรวจวัดได้ยินการชนกันของหลุมดำแล้วหลายร้อยครั้ง
นับตั้งแต่ปี 2015 LIGO ร่วมกับ Virgo ในอิตาลี และ KAGRA ในญี่ปุ่น เฝ้าฟังต่อเนื่อง แค็ตตาล็อกที่เผยแพร่เดือนพฤษภาคม 2026 มีเหตุการณ์ที่ยืนยันแล้ว 390 ครั้ง
เดือนมกราคม 2025 ได้สัญญาณที่ชัดที่สุดเท่าที่เคยมี คือ GW250114 ซึ่งยืนยันคำทำนายของสตีเฟน ฮอว์คิง ตั้งแต่ปี 1971 ว่าเมื่อหลุมดำรวมกัน พื้นที่ขอบฟ้ารวมจะไม่มีวันลดลง
การรวมตัวที่หนักที่สุดเท่าที่พบคือ GW231123 ซึ่งให้หลุมดำมวลราว 225 เท่าของดวงอาทิตย์ หลุมดำมีหลายขนาดกว่าที่นักดาราศาสตร์เคยคาด
บทที่ V · ขั้นที่ 8 · ปี 2015–2026
การรวมตัวของหลุมดำหลายร้อยครั้ง
เสียงจิ๊บแต่ละครั้งบอกมวลของหลุมดำทั้งสอง ซึ่งวัดได้จากความเร็วที่ความถี่ไต่ขึ้น คู่ที่หนักกว่าจะรวมตัวที่ความถี่ต่ำกว่า เสียงจิ๊บจึงสั้นและทุ้มกว่า ลองเปรียบเทียบด้วยปุ่มบนภาพ
GWTC-5.0 (26 พ.ค. 2026) 390 เหตุการณ์ ยืนยันแล้วนับตั้งแต่กันยายน 2015
GW250114 33.6 + 32.2 → 62.7 M☉ อัตราส่วนสัญญาณต่อสัญญาณรบกวน ~80 · ทดสอบทฤษฎีบทพื้นที่ของฮอว์คิง
GW231123 ~137 + 103 → 225 M☉ การรวมตัวของหลุมดำคู่ที่หนักที่สุดเท่าที่รู้
เครื่องตรวจวัด LIGO (สหรัฐฯ) · Virgo (อิตาลี) · KAGRA (ญี่ปุ่น) การสังเกตรอบที่สี่สิ้นสุด พ.ย. 2025
ทฤษฎีบทพื้นที่ (area theorem) บอกว่าพื้นที่ขอบฟ้าของหลุมดำที่เกิดใหม่ต้องไม่น้อยกว่าผลรวมพื้นที่ของสองดวงเดิม สัญญาณ GW250114 ชัดพอจะวัดได้ทั้งก่อนและหลัง ผลงานนี้ตีพิมพ์ใน Physical Review Letters เดือนกันยายน 2025
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
GEO600: the GWTC-5.0 catalogue (26 May 2026) ;
Wikipedia: GW250114 ;
Wikipedia: GW231123 ;
Wikipedia: LIGO บทที่ VI · เงามืด 10 เมษายน 2019 · กล้องโทรทรรศน์ขอบฟ้าเหตุการณ์
กล้องขนาดเท่าโลก เพื่อจะเห็นเงามืดของหลุมดำ นักดาราศาสตร์เชื่อมจานวิทยุตั้งแต่ฮาวายไปจนถึงขั้วโลกใต้
แม้แต่หลุมดำยักษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุด เมื่อมองจากโลกก็ยังเล็กจิ๋ว จะแยกรายละเอียดได้ต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดเท่าดาวเคราะห์
เดือนเมษายน 2017 กล้องโทรทรรศน์ขอบฟ้าเหตุการณ์ (EHT) จึงเชื่อมกล้องวิทยุแปดตัวในหกพื้นที่ ตั้งแต่ฮาวาย แอริโซนา เม็กซิโก ชิลี สเปน ไปจนถึงขั้วโลกใต้
ทุกกล้องบันทึกคลื่นวิทยุยาว 1.3 มิลลิเมตร ฮาร์ดดิสก์ถูกส่งทางเครื่องบินไปยังศูนย์ประมวลผลสองแห่ง แล้วคอมพิวเตอร์ก็รวมสัญญาณเข้าด้วยกัน
วันที่ 10 เมษายน 2019 ทีมงานเผยผลลัพธ์ นั่นคือภาพแรกของหลุมดำ ที่ใจกลางดาราจักร M87
บทที่ VI · ขั้นที่ 9 · ปี 2017–2019
กล้องโทรทรรศน์ขอบฟ้าเหตุการณ์
เทคนิคอินเทอร์เฟอโรเมตรีแบบฐานยาวมาก (VLBI) รวมกล้องที่อยู่ห่างกันหลายพันกิโลเมตรให้ทำงานเหมือนจานเดียวที่กว้างเกือบเท่าโลก ที่ความยาวคลื่น 1.3 มม. ได้ความละเอียดราว 25 ไมโครอาร์กวินาที เพียงพอจะเห็นวงแหวนของ M87* ที่กว้างราว 42 ไมโครอาร์กวินาที
กล้องแปดตัวในเดือนเมษายน 2017
ชิลี ALMA และ APEX บนที่ราบสูงชัคนันตอร์
สเปน IRAM 30 ม. บนยอดปีโกเบเลตา
เม็กซิโก กล้องโทรทรรศน์มิลลิเมตรขนาดใหญ่ (LMT)
แอริโซนา กล้องโทรทรรศน์ซับมิลลิเมตร (SMT)
ฮาวาย กล้องเจมส์ เคลิร์ก แมกซ์เวลล์ (JCMT) และ Submillimeter Array (SMA)
แอนตาร์กติกา กล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้ (SPT)
M87* 6,500 ล้าน M☉ ห่างออกไป ~53.5 ล้านปีแสง
ภาพแรก 10 เม.ย. 2019 จากข้อมูลที่บันทึกเมื่อเมษายน 2017
เส้นโค้งบนลูกโลกแสดงเส้นฐาน (baseline) ระหว่างกล้อง ตำแหน่งเป็นค่าประมาณ ลูกโลกใช้ภาพ Blue Marble ของ NASA
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
Wikipedia: Event Horizon Telescope ;
EHT FAQ: the eight telescopes of April 2017 ;
Wikipedia: Messier 87 2019 และ 2022 · M87* และ Sagittarius A*
เงามืด ใจกลางมืดในวงแหวนสว่างที่ไม่สมมาตร ตรงตามที่ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปทำนาย
นี่คือแบบจำลองหลุมดำจากคอมพิวเตอร์ของเรา มองจากมุมสูงเหนือจาน คล้ายกับที่เรามองเห็น M87*
ทีนี้ลองทำให้ภาพเบลอเท่ากับความคมชัดของ EHT รายละเอียดเล็ก ๆ หายไป แต่เงามืดและวงแหวนสว่างยังอยู่
วงแหวนด้านหนึ่งสว่างกว่า เพราะแก๊สที่พุ่งเข้าหาเราส่งแสงพุ่งมาทางเรามากกว่า เงามืดกว้างกว่าขอบฟ้าเหตุการณ์จริงราวสองเท่าครึ่ง เพราะแสงถูกดัดอ้อมรอบมัน
เดือนพฤษภาคม 2022 ทีมเดียวกันเผยภาพของซาจิทาเรียส เอ* หลุมดำของดาราจักรเราเอง แม้จะเบากว่า M87* กว่าพันเท่า แต่วงแหวนกลับดูคล้ายกันอย่างน่าทึ่ง
บทที่ VI · ขั้นที่ 10 · ปี 2019–2024
ภาพนั้นแสดงอะไรกันแน่
ภาพจาก EHT ไม่ใช่ภาพถ่ายของตัวหลุม แต่เป็นคลื่นวิทยุจากแก๊สร้อนที่อยู่นอกหลุมเพียงเล็กน้อย ซึ่งถูกแรงโน้มถ่วงดัดจนเป็นวงแหวนล้อมบริเวณมืด สำหรับ M87* รัศมีของเงามืดราว 2.6 เท่าของรัศมีชวาร์ซชิลด์ ตรงตามที่ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปทำนาย
ภาพ M87* 10 เม.ย. 2019 วงแหวนกว้าง ~42 ไมโครอาร์กวินาที · ด้านหนึ่งสว่างกว่าเพราะ relativistic beaming
ภาพ Sgr A* 12 พ.ค. 2022 จากการสังเกตชุดเดียวกันในปี 2017
แสงโพลาไรซ์ M87*: 2021 · Sgr A*: 2024 แผนที่สนามแม่เหล็กใกล้ขอบฟ้า
อัตราส่วนมวล ~1,500 เท่า M87* (6,500 ล้าน M☉) เทียบกับ Sgr A* (4.3 ล้าน M☉)
ภาพสีส้มที่เบลอคือแบบจำลองสามมิติของเราเอง ทำให้นุ่มลงราวความคมชัดของ EHT และใส่สีให้คล้ายภาพที่เผยแพร่ เป็นภาพจำลอง ไม่ใช่ข้อมูลจาก EHT
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
Wikipedia: Event Horizon Telescope ;
Wikipedia: Messier 87 ;
Wikipedia: Sagittarius A* บทที่ VII · ที่ขอบหลุม การทดลองทางความคิด
ปล่อยยานสำรวจลงไป ใกล้ขอบฟ้าเหตุการณ์ เวลาเองเดินช้าลง ผู้ที่เฝ้ามองจากไกลจะเห็นยานค่อย ๆ หยุดนิ่งและจางหายไป
ลองนึกภาพว่าเราส่งยานสำรวจพร้อมนาฬิกาไปยังหลุมดำมวลสิบเท่าของดวงอาทิตย์ จรวดของยานช่วยให้มันลอยนิ่งอยู่ที่แต่ละระยะ
ยิ่งลอยใกล้เท่าไร นาฬิกาบนยานก็ยิ่งเดินช้ากว่าของเรา ด้วยตัวคูณจากคำตอบของชวาร์ซชิลด์ คือรากที่สองของหนึ่งลบรัศมีชวาร์ซชิลด์หารด้วยระยะทาง
สัญญาณวิทยุจากยานมาถึงเราแบบถูกยืดและแดงขึ้น ที่ระยะสูงกว่าขอบฟ้าเพียงร้อยละหนึ่ง หนึ่งชั่วโมงบนยานเท่ากับราวสิบชั่วโมงของเรา
ทีนี้ปล่อยให้มันตก ผู้ที่มองจากไกลจะไม่มีวันเห็นยานข้ามขอบฟ้า มันจะดูช้าลง แดงขึ้น และจางหายไปที่ขอบฟ้า แต่สำหรับยานเอง มันข้ามไปอย่างรวดเร็ว หากแรงไทดัลยังไม่ฉีกมันเป็นชิ้น ๆ เสียก่อน
บทที่ VII · ขั้นที่ 11 · เวลาใกล้หลุมดำ
การยืดออกของเวลาเนื่องจากแรงโน้มถ่วง
สำหรับนาฬิกาที่ลอยนิ่งอยู่ที่ระยะ r นอกหลุมดำที่ไม่หมุน คำตอบของชวาร์ซชิลด์ให้อัตราเดินของมันเทียบกับนาฬิกาที่อยู่ไกลออกไปดังนี้
tยาน = tไกล × √(1 − rs /r)
ที่ 10 rs 0.949 ช้าลงราว 5%
ที่ 1.5 rs 0.577 1 ชม. บนยาน = 1.73 ชม. ที่ไกลออกไป
ที่ 1.01 rs 0.0995 1 ชม. บนยาน ≈ 10 ชม. ที่ไกลออกไป
ที่ผิวโลก −0.0219 วินาที ต่อปี เมื่อเทียบกับนาฬิกาที่อยู่ไกลมาก
สปาเก็ตตีฟิเคชัน (spaghettification) แรงโน้มถ่วงดึงปลายด้านใกล้ของวัตถุที่กำลังตกแรงกว่าปลายด้านไกล วัตถุจึงถูกยืดออก ใกล้หลุมดำมวลไม่กี่เท่าของดวงอาทิตย์ แรงไทดัลนี้จะฉีกยานก่อนถึงขอบฟ้า แต่ขอบฟ้าของหลุมดำมวลยิ่งยวดใหญ่มากจนยานอาจข้ามไปได้โดยไม่เสียหาย และถูกทำลายภายหลังเมื่ออยู่ข้างในแล้ว
ใช้ปุ่มบนภาพเพื่อให้ยานลอยนิ่งที่ระยะต่าง ๆ หรือปล่อยให้ตก สูตรนี้ใช้กับนาฬิกาที่ลอยนิ่งเท่านั้น นาฬิกาที่กำลังตกต้องคำนวณอีกแบบ
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
Wikipedia: Gravitational time dilation ;
University of Maryland ASTR 350 lecture notes on black holes ;
Wikipedia: Spaghettification ;
Wikipedia: Oppenheimer–Snyder model 1974 · สตีเฟน ฮอว์คิง
ไม่ได้ดำสนิท ทฤษฎีควอนตัมบอกว่าหลุมดำควรเปล่งแสงเรืองจาง ๆ และค่อย ๆ ระเหยหายไป
ปี 1974 สตีเฟน ฮอว์คิง นำทฤษฎีควอนตัมมารวมกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป และพบสิ่งที่น่าตกใจ หลุมดำควรแผ่รังสีออกมาได้
ยิ่งหลุมดำใหญ่ แสงเรืองของมันยิ่งเย็น หลุมดำมวลเท่าดวงอาทิตย์จะร้อนกว่าศูนย์สัมบูรณ์เพียงราวหกสิบในพันล้านองศา
นั่นเย็นกว่าแสงเรืองที่หลงเหลือจากบิกแบงมาก หลุมดำเหล่านี้ในปัจจุบันจึงดูดกลืนพลังงานมากกว่าที่แผ่ออกมา และยังไม่เคยมีใครสังเกตรังสีฮอว์คิงได้
มันยังนำไปสู่ปริศนาลึกซึ้ง หากหลุมดำระเหยกลายเป็นความร้อนที่ไร้ลักษณะเฉพาะ ข้อมูลของทุกสิ่งที่ตกลงไปจะหายไปไหน นักฟิสิกส์ยังถกเถียงกันอยู่
บทที่ VII · ขั้นที่ 12 · ปี 1974 → ปัจจุบัน
รังสีฮอว์คิงและปริศนาข้อมูลข่าวสาร
ฮอว์คิงแสดงว่าหลุมดำควรแผ่รังสีเหมือนวัตถุอุ่น ๆ โดยมีอุณหภูมิแปรผกผันกับมวล: T = ħc³ / (8πGMkB ) เมื่อเสียพลังงาน หลุมดำก็สูญเสียมวล ร้อนขึ้น และในที่สุดก็ควรหายไป
หลุมดำมวลเท่าดวงอาทิตย์ ~6 × 10⁻⁸ K จากสูตรข้างต้น
รังสีพื้นหลังของเอกภพ 2.7 K อุ่นกว่าหลุมดำมวลดาวฤกษ์ทุกดวงมาก
เวลาที่หลุมดำมวลเท่าดวงอาทิตย์จะระเหยหมด มากกว่า 1067 ปี เอกภพมีอายุราว 1.4 × 1010 ปี
ปริศนาข้อมูลข่าวสาร (information paradox) ปี 1976 ฮอว์คิงเสนอว่ารังสีนี้ไม่ได้พาบันทึกใด ๆ ของสิ่งที่ตกลงไปออกมาด้วย ซึ่งจะขัดกับกฎพื้นฐานของกลศาสตร์ควอนตัม ปี 1993 ดอน เพจ อธิบายว่าข้อมูลในรังสีควรมีพฤติกรรมอย่างไรหากไม่มีสิ่งใดสูญหาย (Page curve) และการคำนวณตั้งแต่ปี 2019 ก็สนับสนุนภาพนั้น ปัจจุบันนักฟิสิกส์ส่วนใหญ่เชื่อว่าข้อมูลไม่สูญหาย แต่ยังไม่มีคำตอบที่สมบูรณ์และเป็นที่ยอมรับร่วมกัน ตราบใดที่ยังไม่มีทฤษฎีความโน้มถ่วงเชิงควอนตัม ประกายในภาพเป็นเพียงแผนภาพ
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
Wikipedia: Hawking radiation ;
Wikipedia: Black hole information paradox ;
Wikipedia: Black hole บทที่ VIII · ยักษ์รุ่นแรก 2022 → 2026 · กล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เว็บบ์
ยักษ์แห่งรุ่งอรุณของเอกภพ เว็บบ์กำลังพบหลุมดำที่ใหญ่โตตั้งแต่เอกภพยังเยาว์วัย พวกมันโตเร็วขนาดนั้นได้อย่างไร
กล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เว็บบ์ ซึ่งปล่อยขึ้นสู่อวกาศในวันคริสต์มาสปี 2021 มองเห็นดาราจักรในสภาพเมื่อกว่าหนึ่งหมื่นสามพันล้านปีก่อน
ปี 2023 รังสีเอกซ์จากกล้องจันทรา ประกอบกับข้อมูลจากเว็บบ์ เผยให้เห็น UHZ1 หลุมดำมวลราวสี่สิบล้านเท่าของดวงอาทิตย์ เพียงราว 470 ล้านปีหลังบิกแบง
เว็บบ์ยังพบวัตถุขนาดเล็กสีแดงจัดจำนวนมาก ได้ฉายาว่าจุดแดงจิ๋ว ในปี 2026 งานวิจัยหลายชิ้นเสนอว่าพวกมันคือหลุมดำอายุน้อยที่ห่อหุ้มด้วยรังแก๊สหนาทึบ
แบบจำลองเมื่อเดือนกันยายน 2026 เสนอว่าเมล็ดพันธุ์หลุมดำมวลราวหนึ่งล้านเท่าของดวงอาทิตย์อาจก่อตัวขึ้นตั้งแต่ยุคแรก แล้วโตอย่างรวดเร็วขณะซ่อนอยู่ในแก๊ส ข้อถกเถียงนี้ยังไม่จบ
บทที่ VIII · ขั้นที่ 13 · ปี 2022–2026
หลุมดำรุ่นแรกโตเร็วได้อย่างไร
หลุมดำที่เริ่มต้นจากซากของดาวดวงเดียวต้องใช้เวลากลืนกินสสาร การพบหลุมดำยักษ์เพียงไม่กี่ร้อยล้านปีหลังบิกแบงจึงชี้ว่า พวกมันอาจโตเร็วมาก หรือเริ่มจาก “เมล็ดพันธุ์มวลมาก” (heavy seeds) ที่ใหญ่ตั้งแต่ต้น ข้อมูลจากเว็บบ์กำลังทดสอบทั้งสองแนวคิด
UHZ1 (พ.ย. 2023) ~4 × 10⁷ M☉ ~470 ล้านปีหลังบิกแบง · จันทรา + JWST
จุดแดงจิ๋ว (ม.ค. 2026) หลุมดำอายุน้อยในรังแก๊ส มหาวิทยาลัยโคเปนเฮเกน, Nature : เบากว่าที่เคยคิดราว 100 เท่า
MoM-BH*-1 (ส.ค. 2026) z ≈ 7.76 หลุมดำที่ถูกแก๊สหนาแน่นห่อหุ้มจนแดงจัด
แบบจำลอง (ก.ย. 2026) ~10⁶ → 3 × 10⁷ M☉ เมล็ดพันธุ์มวลมากโตในช่วงสั้น ๆ ที่ถูกซ่อนไว้ (Chon และคณะ)
z คือค่าการเลื่อนไปทางแดง (redshift) z ≈ 7.76 หมายความว่าเราเห็นวัตถุในสภาพเมื่อเอกภพมีอายุไม่ถึงพันล้านปี ภาพนี้เป็นภาพศิลปะของดาราจักรที่อยู่ไกลมาก จุดสีแดงแทนจุดแดงจิ๋วและไม่ใช่ตำแหน่งจริง การตีความจุดแดงจิ๋วยังเป็นที่ถกเถียงกันอยู่
แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ):
Wikipedia: James Webb Space Telescope ;
Wikipedia: UHZ1 ;
University of Copenhagen news on little red dots (14 Jan 2026) ;
Naidu et al., Nature (12 Aug 2026) ;
Chon et al., Nature (16 Sep 2026) บทส่งท้าย 1783 → 2026 และต่อจากนี้
จากความคิดสู่วัตถุจริง สองศตวรรษก่อน ดาวมืดเป็นเพียงการทดลองทางความคิด วันนี้เราชั่งน้ำหนักหลุมดำ ฟังเสียงพวกมันชนกัน และเห็นเงามืดของมัน
มิเชลล์จินตนาการถึงดาวมืด ไอน์สไตน์และชวาร์ซชิลด์ให้รูปร่างที่แม่นยำแก่มัน จันทรเศขร ออพเพนไฮเมอร์ และสไนเดอร์ แสดงว่าดาวสร้างมันขึ้นได้อย่างไร
หงส์ X-1 เป็นผู้ต้องสงสัยรายแรกตัวจริง ดาวที่พุ่งวนรอบใจกลางทางช้างเผือกช่วยชั่งน้ำหนักยักษ์ LIGO ได้ยินหลุมดำรวมตัวกัน และกล้อง EHT ก็เห็นเงามืดของพวกมัน
ต่อไป ดาว S301 อาจเผยว่าหลุมดำของดาราจักรเราหมุนเร็วเพียงใด และการสังเกตรอบใหม่ของเครื่องตรวจวัดจะจับการชนได้อีกมาก
ที่ขอบของหลุมดำทุกหลุม แรงโน้มถ่วงกับฟิสิกส์ควอนตัมมาบรรจบกัน สิ่งที่เกิดขึ้นตรงนั้นยังคงเป็นหนึ่งในคำถามใหญ่ที่สุดของวิทยาศาสตร์
นี่คือเนื้อหาฉบับเต็มของภาพยนตร์ 3 มิติแบบโต้ตอบบน PlanetPast ประกอบด้วยคำบรรยายและบันทึกประกอบแต่ละฉาก ภาพนิ่งในภาพยนตร์เป็นภาพประกอบที่สร้างด้วย AI
ดูภาพยนตร์ 3 มิติแบบโต้ตอบ
