一般相対論

一般相対論

 

1915年には、アルベルト・アインシュタインが一般相対論を考案して、重力が光の動きに影響しを見せた。

 

わずか数ヶ月後に、カールシュワルツシルトが点質量と旧質量の重力場を記述するアインシュタイン方程式の解を求めた（シュワルツシルト解）[17]シュワルツシルトからもう数ヶ月後に、ヘンドリック・ローレンツの地図学生であるヨハネスドローマスターシュワルツシルトとは独立して点質量の同じ害を求めており、その性質をより広範に記述した

 

この年は、アインシュタイン方程式の一部項無限大となる重力特異点を持つ特異な行動を見て、これを今日シュワルツシルト半径と呼ぶ。この時までは、この表面の性質は、確実に理解されなかった。 1924年には、アーサー・エディントンが座標系の修正を介して（エディントン - フィンケルスタイン座標系）重力特異をなくすことができていることを示したが、シュワルツシルト半径の特異点が非物理的な座標特異点であることを意味するということは、1933年になってようやくジョルジュ・ルメートルが明らかにした。

 

一方、アーサーエディントンは1926年の著書である星がシュワルツシルト半径以下の大きさでチャブラの可能性について、次のように論じた。アインシュタインの理論は、ベテルギウスのような巨大な星がゴジラ密度を有することを不可能にする。理由はすなわち「半径2億5千万キロの恒星は、太陽のように高い密度を持つことができない。まず、重力が大きくなりすぎ、光がその星から脱出することができないものであり、まるで地球にされ落下する石のように光線があまりされて落ちるだろう。第二に、スペクトル線の赤方がが大きすぎて、スペクトルが消滅する状況にほうである。第三に、質量が大きすぎるほどの時空間の歪みも大きく発生してスペースが星を癒え隠してしまうだろう。

1931年には、スブラマニアン・チャンドラセカールは、特殊な相対論を利用して、電子縮退物質からなる回転しない天体は、特定の臨界質量（チャンドラセカール限界。1.4M☉）を超えると、安定してが存在することができないことを示した。 

 

しかしエディントン、ランドーをはじめ当代の学者たちは、まだ明らかにされていないプロセスは崩壊を防ぐことができるという理由から、チャンドラセカールの主張に反対した。[24]これらの既成の学者たちの主張は、部分的には正しかった。チャンドラセカール限界を超え白色矮星（電子軸トゥェアプに形を維持）は、崩壊を起こし中性子星（中性子軸トゥェアプに形を維持する）がされ、

 

パウリの排他原理によって安定になる。しかし1939年には、ロバート・オッペンハイマーなどは質量3M☉（トルモン - オッペンハイマー - ボルコフ限界）を超え中性子星はチャンドラセカール限界のような理由から、崩壊にされることを見せ、どの物理法則にも、いくつかの星がブラックホールの状況まで崩壊することを防ぐことはできないだろうと結論下る。

オッペンハイマーと彼の共著者は、シュワルツシルト半径境界で発生する特異点を時間が止まるの泡の境界と解釈した。これはブラックホールの外部の観察者が見るには、妥当な解釈であるが（ブラックホール外を見るには、ブラックホールの中に落下物がますます遅くなるように思われる）、ブラックホールの中に落ちている観察者には適用されない。この性質のために中性子星が再度崩壊したコンパクト星を "氷結性（frozen stars）」と呼んでいたが、

 

外部の観測者が見るの星の表面が星シュワルツシルト半径以下に崩壊する瞬間の後の変更なし"凍結つい「しまったかのように見えるようになるからである。