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维迪雅度规 - 维基百科,自由的百科全书
维迪雅度规
描述了具有球对称的辐射引力场,是
史瓦西度规
在非静态情况下的推广,是维迪雅于1951年提出来的
[
1
]
。其数学表示为:
d
τ
2
=
(
M
˙
f
(
M
)
)
2
(
1
−
2
G
M
r
)
d
t
2
−
(
1
−
2
G
M
r
)
−
1
d
r
2
−
r
2
d
Ω
2
{\displaystyle \mathrm {d} \tau ^{2}={\bigg (}{\frac {\dot {M}}{f(M)}}{\bigg )}^{2}{\bigg (}1-{\frac {2GM}{r}}{\bigg )}\mathrm {d} t^{2}-{\bigg (}1-{\frac {2GM}{r}}{\bigg )}^{-1}\mathrm {d} r^{2}-r^{2}\mathrm {d} \Omega ^{2}}
其中
d
Ω
2
=
d
θ
2
+
sin
2
θ
d
φ
2
{\displaystyle \mathrm {d} \Omega ^{2}=\mathrm {d} \theta ^{2}+\sin ^{2}\theta \mathrm {d} \varphi ^{2}}
M
=
M
(
r
,
t
)
{\displaystyle M=M(r,t)}
f
(
M
)
=
M
′
(
1
−
2
G
M
r
)
{\displaystyle f(M)=M'(1-{\frac {2GM}{r}})}
M
˙
=
∂
M
/
∂
t
{\displaystyle {\dot {M}}=\partial M/\partial t}
M
′
=
∂
M
/
∂
r
{\displaystyle M'=\partial M/\partial r}
参考文献
[
编辑
]
^
Vaidya, P.C., 1951,
Proceedings of the Indian Academy of Sciences
, A
33
, 264
查
论
编
黑洞
類型
史瓦西
维迪雅
角動量
電荷
虚构
(
英语
:
Virtual black hole
)
超大質量黑洞
原初黑洞
尺度
微型
極值
(
英语
:
Extremal black hole
)
電子
(
英语
:
Black hole electron
)
恆星質量
中等質量
超大質量
特大质量
類星體
活动星系核
耀变体
超大類星體群
光學劇變
形成
恆星演化
坍缩
中子
相關模板
致密星
夸克
奇異
先子
Q
托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限
方程
白矮星
相關模板
超新星
相關模板
極超新星
伽玛射线暴
雙黑洞
性質
熱力學
史瓦西半徑
M-sigma 關係
(
英语
:
M–sigma relation
)
事件視界
准周期振动
(
英语
:
Quasi-periodic oscillation
)
光子层
(
英语
:
Photon sphere
)
動圈
潘羅斯過程
布蘭德福–日納傑過程
霍金輻射
邦迪吸积
(
英语
:
Bondi accretion
)
義大利麵效應
引力透镜
佩吉時間
模型
引力奇點
奇點定理
(
英语
:
Penrose–Hawking singularity theorem
)
原初黑洞
重力星
(
英语
:
Gravastar
)
暗星
暗能量星
黑星
(
英语
:
Black star (semiclassical gravity)
)
磁层永坍缩体
模糊球
(
英语
:
Fuzzball (string theory)
)
裸奇異點
环奇點
(
英语
:
Ring singularity
)
白洞
伊米尔齐参数
(
英语
:
Immirzi parameter
)
M理论范例
(
英语
:
Membrane paradigm
)
球形闪电
(
英语
:
Kugelblitz (astrophysics)
)
蟲洞
類星
(
英语
:
Quasi-star
)
爭論問題
無毛定理
黑洞資訊悖論
薩斯坎德-霍金爭論
宇宙审查假说
交替模型
(
英语
:
Nonsingular black hole models
)
全息原理
貝肯斯坦上限
黑洞互補理論
(
英语
:
Black hole complementarity
)
黑洞防火牆
ER=EPR
白洞热力学
度規
史瓦西
克爾
萊斯納-諾德斯特洛姆
克尔-紐曼
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(
英语
:
List of most massive black holes
)
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:
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(
英语
:
Black hole starship
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3C 273
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