중화사전망 - 명인 명언 - 블랙홀이란 무엇입니까?
블랙홀이란 무엇입니까?
블랙홀에는 빛과 다른 어떤 물질도 튀어나올 수 없는 닫힌 경계가 있다. 이 경계는 블랙홀의 시야입니다. 일반 상대성 이론에 따르면, 공 대칭의 중력이 무너지는 과정에서, 붕괴된 코어의 질량이 충분히 크면 반드시 블랙홀로 붕괴될 것이다. 블랙홀이 형성되면 특이점까지 붕괴됩니다.
1960 년대 이후 Penrose 등은 전체 미분기하학을 도입하는 방법을 도입하여 이론적으로 블랙홀과 중력붕괴에 대한 연구를 크게 추진했다. 1960 년대 말, Penros 는 특이성이 블랙홀에만 나타날 수 있다고 생각하거나 중력의 붕괴가 벌거벗은 특이점을 형성하지 못하며 블랙홀 밖의 사람들은 볼 수 없다고 주장하는' 우주 정보 검사 가설' 을 제안했다. 이 추측은 매우 근거가 있지만, 지금까지 엄격한 증명을 받지 못했다.
초신성이 폭발한 후, 질량이 2.4 개 이상의 태양의 질량을 넘으면 균형상태는 더 이상 존재하지 않을 것이며, 별은 무한히 수축되고, 별의 반경은 점점 작아지고 밀도는 점점 커진다. 결국 밀도가 무한하고 무한히 작은 특이점이 되어 사람들의 시선에서 사라진다. 이 특이점 주위에는 돌아올 수 없는 영역이 있다. 이 영역의 경계는 "뷰 필드" 또는 "이벤트 뷰 필드" 라고 하며, 이 영역의 반경은 "슈바르츠실트 반지름" 이라고 합니다. 빛을 포함하여 이 지역에 들어가는 어떤 물질도 이 특이점의 거대한 중력을 벗어날 수 없다. 그것들은 마치 바닥이없는 구멍에 빠진 것처럼, 마치 어두운 바닥이없는 구멍과 같아서 "블랙홀" 이라고 불린다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 블랙홀이 천체에 접근하면, 그것은 그 천체의 일부 물질을 빨아들인다. 끌리는 물질은 나선형으로 회전하고, 원자 입자는 나선형을 따라 블랙홀 가장자리에서 중심쪽으로 떨어지며, 초당 900 여 킬로미터에 이를 때까지 속도가 점점 빨라진다. 물체가 블랙홀에 삼켜지면, 서로 충돌하여 온도가 수백만 도까지 상승하여 엑스레이와 감마선을 방출한다. 우주에서 블랙홀만이 밀집된 궤도에서 물체를 이렇게 높은 속도로 가속시킬 수 있다. 블랙홀만이 이런 방식으로 χ선과 γ 선을 방출합니다. 천문학자에 의해 탐지되면 중력장을 그려서 블랙홀을 발견할 수 있다. 1996 년 천문학자들은 은하 중심에서 거대한 블랙홀을 발견했다. 그것은 초당 200 킬로미터의 속도로 은하계의 중심을 돌고 있다. 중심에 가까울수록 속도가 빠를수록 중심의 사전 에너지는 크지만 부피는 작다.
블랙홀이 어떻게 형성되는지 이해하기 위해서는 먼저 별의 수명 주기를 이해해야 한다. 별들이 노년에 들어와 연료를 다 소모할 때, 그것은 냉각하고 수축하기 시작한다. 1928 년, 인도 대학원생인 살라마니 안 찬드라세카 (Saramani Ann Chandra Seka) 가 배를 타고 영국 케임브리지로 왔고, 사단은 영국 천문학자 아서 에딩턴 경 (일반 상대론자) 인도에서 영국으로의 여행에서, 그는 별이 모든 연료를 다 소모한 후에도 계속해서 자신의 중력에 저항하고 자신을 유지할 수 있는 능력이 얼마나 되는지 계산했다. 이 아이디어는 별이 작아지면 물질 입자가 매우 가깝다는 것입니다. 파울리 비호환성의 원리에 따라 서로 분산시키기 위해서는 매우 다른 속도가 있어야 한다는 것입니다. 균형을 이루고 반경을 일정하게 유지하는 것은 중력이 생명 초기에 열량에 의해 균형을 이루는 것과 같다. 입자의 최대 속도는 상대성론에 의해 광속으로 제한된다. 즉, 별이 충분히 촘해지면 비호환성 원리로 인한 반발력이 중력보다 작다는 뜻입니다. 찬드라세카는 태양 질량의 약 1.44 배에 달하는 별이 자신의 중력에 저항하는 것을 지지하지 않는다고 계산했다. (이 품질은 현재 강드라세카 한계라고 불린다. ) 소련 과학자 레프 데이비드 도비치 랜도는 거의 동시에 비슷한 발견을 했다. 롱도는 별에 또 다른 가능한 최종 상태가 있다고 지적했다. 그것의 최종 질량은 태양 질량의 약 두 배 혹은 두 배이지만, 그것의 부피는 심지어 백란성보다 훨씬 작다. 이 별들은 중성자와 양성자가 호환되지 않는 원리의 반발력에 의해 지지되며, 전자 사이의 반발력이 아니다. 그래서 그들은 중성자 별이라고 불립니다. 하지만 그것을 한계 밖으로 밀면 어떻게 될까요? 무한 밀도로 붕괴될까요? 에딩턴은 이에 대해 충격을 받았고, 그는 찬드라세카의 결과를 믿지 않았다. 에딩턴은 별이 한 점으로 붕괴될 수 없다고 생각한다. 이것은 대부분의 과학자들의 견해이다: 아인슈타인은 별의 부피가 0 으로 줄어들지 않을 것이라는 논문을 직접 썼다. 에딩턴의 적개심은 찬드라세카로 하여금 이 일을 포기하고, 다른 천문 문제 (예: 성단 운동) 를 연구하게 했다. 그러나 그는 1983 노벨상을 받았다. 일반 상대성 이론에 따르면 질량이 태양의 1.44 배인 별은 어떻게 될까요? 이 문제는 젊은 미국인 로버트 오펜하이머가 1939 년에 처음 해결했다. 그러나 그가 얻은 결과는 당시 망원경으로 관측하면 아무런 결과도 없을 것이라는 것을 보여준다. 나중에 제 2 차 세계대전의 방해로 오펜하이머 본인은 원자폭탄 계획에 매우 밀접하게 참여했다. 하지만 1960 년대에는 현대 기술의 응용이 천문 관측의 범위와 수를 크게 증가시켜 다시 한 번 흥미를 불러일으켰다. 오펜하이머는 별의 중력장이 빛의 경로를 바꾸는 사진을 받았는데, 이는 별이 없는 경로와는 다르다. 광콘은 빛이 맨 위에서 방출된 후 시공간에 전파되는 궤도를 나타냅니다. 광콘은 별의 표면 부근에서 약간 안쪽으로 편향되어 일식할 때 먼 별에서 나오는 빛을 관찰하여 관찰할 수 있다. 별이 수축할 때, 그 표면의 중력장은 매우 강해지고, 빛은 안쪽으로 더 많이 편향되어, 빛이 별에서 벗어나기가 더 어려워진다. 먼 관찰자에게 빛은 더 어둡고 빨갛게 변했다. 마지막으로, 별이 임계 반경으로 수축하면 표면의 중력장이 너무 강해져서 빛이 더 이상 빠져나갈 수 없게 됩니다. 상대성론에 따르면 빛보다 더 빨리 전파할 수 있는 것은 없다. 이렇게 하면 빛이 빠져나갈 수 없고, 다른 것도 도망갈 수 없고, 모두 중력에 의해 끌려올 것이다. 즉, 사건의 집합이나 공간, 즉 시간 영역, 빛이나 그 어떤 것도 이 영역에서 빠져나와 먼 관찰자에 도달할 수 없다는 것이다. 이제 우리는 이 지역을 블랙홀이라고 부르는데, 그 경계는 사건의 지평선이라고 불리는데, 이는 빛이 블랙홀에서 빠져나온 궤적과 딱 일치한다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)
197 1 년, 존 아치볼드 윌러는 빛이 빠져나갈 수 없기 때문에 이런 것을' 블랙홀' 이라고 불렀다. 수많은 증거에 따르면 천문학자들은 블랙홀의 후보 천체라고 생각하는 이들이 많다. (증거는 그것들의 거대한 질량이 다른 천체와의 상호 작용에서 얻을 수 있다는 증거다.) (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 때때로 그들은 X-레이를 방출하는데, 이것은 그 안에 떨어지는 물질로 여겨진다.
일반 상대성 이론은 무거운 물체를 움직이면 중력파의 복사가 발생할 것이라고 예언한다.
이스라엘의 결과는 회전되지 않은 물체에 의해 형성된 블랙홀만 처리했다. 1963 년 뉴질랜드인 로이 켈 (Roy Kerr) 이 회전 블랙홀을 묘사한 일반 상대성론 방정식의 한 무더기를 발견했다. 이 켈 블랙홀은 일정한 속도로 회전하며, 크기와 모양은 질량과 회전 속도에만 따라 달라집니다. 회전이 0 이면 블랙홀은 완벽한 구체입니다. 해법은 같습니다. 자전이 있다면, 적도 부근에서 블랙홀이 솟아오르면 (태양이 자전으로 인해 솟아오르는 것처럼) 자전이 빠를수록 빨라진다. Israel 의 결과를 회전체를 포함하도록 확장하면 블랙홀이 붕괴된 후 결국 Kerr 솔루션이 설명하는 정지 상태에 있는 것으로 추정됩니다. 중력이 무너진 후 블랙홀은 결국 회전할 수 있지만 뛰지 못하는 상태로 진화해야 한다. 그것의 크기와 모양은 그것의 질량과 회전 속도에만 달려 있으며, 블랙홀로 붕괴된 원물체의 성질과는 관계가 없다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 이 결과는 잘 알려진 속담이다: "블랙홀에는 머리카락이 없다." 무모정리는 블랙홀의 가능한 유형을 크게 제한하기 때문에 큰 실질적인 중요성을 가지고 있다.
블랙홀은 과학사에서 가장 희귀한 사례 중 하나이다. 그 이론이 정확하다는 관찰 증거가 없는 상황에서, 그것은 이미 매우 상세한 수학 모델로 발전했다. 사실, 이것은 종종 블랙홀에 반대하는 주된 논점입니다. 의심스러운 일반 상대성 이론에 근거한 계산을 기반으로 한 물체를 어떻게 믿을 수 있습니까? 천문학자들은 이미 일부 쌍성계를 관찰했는데, 그중 한 개의 보이는 별만 다른 보이지 않는 동반성 주위를 돌고 있다. 물론, 사람들은 바로 이 동반자가 블랙홀이라고 단정할 수는 없다. 그것은 너무 어두워서 보이지 않는 별일 뿐이다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 그러나 Swan X- 1 이라는 것도 정확히 강력한 X-레이 소스입니다. 이 현상에 대한 가장 좋은 설명은 보이는 별의 표면에서 물질이 불어와 보이지 않는 동반성으로 떨어질 때 나선형 궤도 (욕조에서 흘러나오는 물과 유사) 로 발전하여 매우 뜨거워져 엑스레이를 방출한다는 것이다. 이런 메커니즘이 작용하려면 보이지 않는 물체는 반드시 매우 작아야 한다. 예를 들면 백란성, 중성자성, 블랙홀이다. 보이는 별의 궤도를 관찰함으로써 사람들은 보이지 않는 물체의 최소 가능한 질량을 계산할 수 있다. 백조 X- 1 을 예로 들자면, 이 보이지 않는 별의 질량은 태양의 약 6 배이다. 강드라세카의 결과에 따르면, 그것의 질량은 너무 커서 백란성이나 중성자성이 될 수 없고 블랙홀로만 간주될 수 있다.
자, 우리 은하와 마젤란 구름이라는 두 개의 인접한 은하에는 백조 X- 1 과 같은 블랙홀의 증거가 몇 개 있습니다. 하지만, 거의 확실한 것은 블랙홀의 수가 이것보다 훨씬 많다는 것이다! 우주의 긴 역사에서, 많은 별들은 핵연료를 다 소모하여 붕괴해야 한다. 블랙홀의 수는 보이는 별의 수보다 훨씬 큽니다. 우리 은하에만 약 1000 억 개의 보이는 별이 있습니다. 이렇게 거대한 블랙홀의 추가 중력은 왜 우리 은하가 현재 이런 자전 속도를 가지고 있는지 설명할 수 있다. 보이는 별의 질량만으로는 충분하지 않다. 우리 은하 중심에는 태양의 약 654.38+ 백만 배에 달하는 더 큰 블랙홀이 있다는 증거도 있습니다. 은하의 별 중 하나가 블랙홀에 매우 가깝다면, 가까운 곳과 먼 곳에 작용하는 중력차나 조수력이 그것을 찢을 것이며, 그들의 잔해와 다른 별들이 던진 기체가 블랙홀로 떨어질 것이다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) Swan X- 1 과 마찬가지로 가스는 나선형 궤도로 움직이고 가열됩니다. Swan X- 1 만큼 뜨겁지는 않지만, 은하 중심에서 관찰되는 매우 촘촘한 전파 및 적외선 소스를 설명하는 데 사용할 수 있습니다.
퀘이사의 중심에도 비슷한 블랙홀이 있다고 생각하지만, 그 질량은 태양의 약 1 억배이다. 이 과체중 블랙홀에 빠진 물질은 이 물체들이 방출하는 엄청난 에너지를 설명하기에 충분한 에너지만을 제공할 수 있다. 물질이 블랙홀로 스핀할 때, 블랙홀을 같은 방향으로 회전시켜 블랙홀이 지구의 자기장과 비슷한 것을 만들어 낼 수 있게 한다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 떨어지는 물질은 블랙홀 근처에서 매우 높은 에너지 입자를 생성합니다. 자기장이 너무 강해서 이 입자들은 블랙홀의 회전축, 즉 북극과 남극을 따라 분출되는 분출에 초점을 맞추고 있다. 이런 분출은 확실히 많은 은하와 퀘이사에서 관찰되었다.
사람들은 태양보다 질량이 훨씬 작은 블랙홀의 가능성도 고려할 수 있다. 그들의 질량이 찬드라세카 한계보다 낮기 때문에 중력이 무너져 내릴 수는 없습니다. 즉, 핵연료를 다 써버린 후에도 중력에 대항하는 작은 질량의 별이 스스로를 지탱할 수 있습니다. 물질이 매우 큰 압력에 의해 매우 촘촘한 상태로 압축되어야 이 작은 블랙홀을 형성할 수 있다. 거대한 수소폭탄은 이런 조건을 제공할 수 있다. 더 현실적인 것은 우주 초창기의 고온 고압 조건 하에서 이런 작은 블랙홀이 생길 수 있다는 것이다. 항성과 은하 형성의 무작위성은 초기 우주의 조건의 세부 사항에 따라 상당한 수의' 원시' 블랙홀의 형성으로 이어졌다. 따라서 현재 얼마나 많은 원시 블랙홀이 있는지 확인할 수 있다면, 우리는 우주의 초기 많은 상황을 이해할 수 있을 것입니다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)
활성 뷰 필드 (즉, 블랙홀의 경계) 의 빛이 서로 가까이 갈 수 없는 경우, 활성 뷰 필드의 영역은 변하지 않거나 시간이 지남에 따라 증가할 수 있지만 결코 줄어들지는 않습니다. 사실, 물질이나 방사선이 블랙홀에 떨어지면 이 면적이 늘어납니다. 또는 두 개의 블랙홀 충돌이 하나의 블랙홀로 결합되면 마지막 블랙홀의 뷰 필드 영역은 원래 블랙홀의 뷰 필드 영역 합계보다 크거나 같습니다. 이벤트 뷰 필드 영역의 비감소 특성은 블랙홀의 가능한 동작에 중요한 제한을 가합니다.
블랙홀 근처에는 제 2 법칙을 쉽게 위반할 수 있는 방법이 있습니다. 가스 한 상자와 같이 엔트로피가 큰 물체를 블랙홀에 던지면 됩니다. 블랙홀 밖의 물체의 총 엔트로피가 낮아집니다. 물론, 사람들은 블랙홀의 엔트로피를 포함한 총 엔트로피가 줄어들지 않았다고 말할 수 있습니다. 하지만 블랙홀 내부를 볼 수 없기 때문에, 우리는 내부 물체의 엔트로피가 얼마인지 알 수 없습니다. 블랙홀 면적 정리의 발견 (즉, 한 물체가 블랙홀에 떨어지면 지평선 면적이 커진다), 프린스턴의 한 대학원생은 제이콥 버켄스탄이라는 대학원생이 시야 면적이 블랙홀 엔트로피의 측정이라고 제안했다. 엔트로피가 있는 물질이 블랙홀에 떨어지면서 시야 면적이 커지기 때문에 블랙홀 밖의 물질의 엔트로피와 시야 면적의 합은 결코 줄어들지 않습니다.
블랙홀에 엔트로피가 있다면 온도도 있어야 합니다. 그러나 특정 온도를 가진 물체는 반드시 일정한 속도로 방사선을 방출해야 한다. 열역학 제 2 법칙을 위반하지 않기 위해서는 이런 방사선이 필요하다. 그래서 블랙홀은 반드시 방사선을 방출합니다. 양자역학의 불확실성 원리에 따르면 회전하는 블랙홀은 입자를 생성하고 방사해야 한다. 이 복사의 입자 스펙트럼은 단지 열체 복사의 스펙트럼일 뿐, 블랙홀이 정확한 속도로 입자와 방사선을 발사하는 것은 단지 제 2 법칙이 위반되는 것을 막기 위해서일 뿐, 그 온도는 블랙홀의 질량에만 달려 있다. 질량이 클수록 온도가 낮아진다.
우리는 블랙홀의 시야를 벗어날 수 있는 것은 아무것도 없다는 것을 알고 있다. 블랙홀은 왜 입자를 발사할까요? 양자론은 입자가 블랙홀 내부가 아니라 사건 외부에서 블랙홀 근처의' 빈' 공간에서 나온 것이라고 대답했다. 우리는 중력장, 전자기장 등 모든 필드가 정확히 0 이어야 한다는 것을 의미하기 때문에' 진공' 이라고 생각하는 공간은 완전히 비어 있을 수 없다는 것을 이해할 수 있다. 필드 값과 시간 변화율은 불확실성 원리가 나타내는 입자 위치 및 속도와 같습니다. 한 양이 정확할수록 다른 양이 더 정확하지 않다는 것을 알 수 있다. 따라서 빈 공간에서 필드는 정확한 값 (0) 과 정확한 변경률 (0) 을 모두 가지므로 엄격하게 0 으로 고정할 수 없습니다. 필드의 값에는 반드시 일정한 최소 부정확성이나 양자 등락이 있어야 한다. 사람들은 이러한 파동을 한 쌍의 빛이나 중력의 입자로 이해할 수 있다. 그것들은 동시에 나타나고, 서로 떠나고, 서로 접근하여 서로 인멸한다. 이 입자 가속기는 직접 탐지됩니다. 그러나, 그들의 간접적인 영향은 측정할 수 있다. 예를 들어, 원자를 둘러싸고 움직이는 전자의 에너지의 미세한 변화는 이론적 예측과 너무 일치하여 놀랍다. (윌리엄 셰익스피어, 원자, 원자, 원자, 원자, 원자, 원자, 원자, 원자) 불확실성 원리는 또한 전자쌍, 쿼크 쌍과 같은 가상 물질 입자 쌍의 존재를 예언한다. 그러나 이 경우 입자 쌍의 한 멤버는 입자이고 다른 멤버는 반입자입니다 (빛과 중력의 반입자는 입자와 정확히 동일).
에너지는 무에서 태어날 수 없기 때문에, 입자 반입자 쌍의 참가자 중 한 명은 양의 에너지를 가지고 있고 다른 한 명은 음의 에너지를 가지고 있기 때문이다. 정상적인 상황에서 실제 입자는 항상 양의 에너지를 가지고 있기 때문에 음의 에너지를 가진 입자는 단명한 허입자로 정해져 있다. 파트너를 찾아 없애야 합니다. 그러나 질량이 큰 물체에 가까운 실제 입자는 물체에서 멀어질 때보다 에너지가 적다. 왜냐하면 물체의 중력에 저항하여 그것을 멀리 밀어낼 에너지가 필요하기 때문이다. 정상적인 상황에서 이 입자의 에너지는 여전히 긍정적이다. 하지만 블랙홀의 중력은 너무 강해서, 그곳에서도 실제 입자의 에너지는 음수가 될 것이다. 따라서 블랙홀이 존재하면 음의 에너지를 가진 가상 입자가 블랙홀에 빠져 실제 입자나 실제 반입자가 될 수 있습니다. 이 경우, 그것은 더 이상 파트너와 함께 인멸할 필요가 없고, 버려진 파트너도 블랙홀에 빠질 수 있다. 양의 에너지를 가진 것은 블랙홀 근처에서 실제 입자나 진짜 반입자로 빠져나올 수도 있다. 먼 관찰자에게 블랙홀에서 방출되는 입자처럼 보입니다. 블랙홀이 작을수록 음의 에너지 입자가 실제 입자가 되기 전에 이동해야 하는 거리가 짧아지므로 블랙홀의 방사율과 표관 온도도 커진다. 방사선의 양의 에너지는 블랙홀의 음의 에너지 입자 흐름의 균형에 빠진다. 아인슈타인의 방정식 E=mc2(E 는 에너지, M 은 질량, C 는 광속) 에 따르면 에너지와 질량이 손실되면 사건의 시야 면적이 작아지지만 방사된 방사선의 엔트로피가 블랙홀의 엔트로피 감소를 과도하게 보정하기 때문에 제 2 법칙은 위반된 적이 없다.
마찬가지로 블랙홀의 질량이 작을수록 온도가 높아집니다. 이렇게 하면 블랙홀이 질량을 잃으면 온도와 방사율이 증가하므로 질량이 더 빨리 손실됩니다. 블랙홀의 질량이 결국 극도로 변할 때 어떤 일이 일어날지 아직 분명하지 않다. 그러나 가장 합리적인 추측은 결국 수백만 개의 수소폭탄에 해당하는 거대한 발사 폭발로 사라질 것이라는 것이다. 질량은 태양의 블랙홀보다 몇 배나 높으며 절대 온도는 천분의 1 도에 불과하다. 이것은 우주를 가득 채운 마이크로웨이브 복사 (약 2.7K) 의 온도보다 훨씬 낮기 때문에 이 블랙홀의 복사는 흡수된 것보다 적다. 만약 우주가 영원히 팽창할 운명이라면, 마이크로파 복사의 온도는 결국 이 블랙홀의 온도보다 낮아져 질량을 잃기 시작할 것이다. 하지만 그때도 온도가 매우 낮았기 때문에 100 억년 (1 뒤이어 66 O) 이 있어야 완전히 증발할 수 있다. 이것은 우주의 나이보다 훨씬 길다. 우주의 나이는 대략 100 ~ 200 억년 (1 또는 2 뒤에 10) 에 불과하다. 반면에 우주의 매우 초기 단계에서는 무작위성으로 인한 붕괴로 인해 매우 작은 원시 블랙홀이 형성되었습니다. 이런 작은 블랙홀은 더 높은 온도와 더 빠른 복사 속도를 가질 수 있다. 초기 질량이 654.38+0 억 톤인 원시 블랙홀의 수명은 우주의 나이와 거의 같다. 초기 질량이 작은 원시 블랙홀은 증발해야 하지만, 초기 질량이 큰 블랙홀은 여전히 엑스레이와 감마선을 발사하고 있다. 이 엑스레이와 감마선은 광파와 같지만 파장은 훨씬 짧다. 이런 블랙홀은 거의 검은 별명을 받을 자격이 없다. 실제로는 하얗고 약 1 억 메가와트의 전력으로 에너지를 방출한다. 이제 우리는 이것을 백동이라고 부릅니다.
원시 블랙홀은 매우 드물기 때문에, 우리가 단일 감마선원으로 관찰할 수 있을 만큼 가까운 블랙홀이 존재할 가능성은 거의 없습니다. 하지만 중력은 원시 블랙홀을 어떤 물질과도 더 가깝게 끌어당기기 때문에 은하와 은하 주변의 밀도가 훨씬 더 높아야 합니다. 감마선 배경은 입방광년당 300 개가 넘는 원시 블랙홀이 있을 수 없다는 것을 알려 주지만, 은하계에 있는 원시 블랙홀의 밀도는 알려 주지 않습니다. 예를 들어 밀도가 654.38+0 억배 더 높으면 가장 가까운 블랙홀은 우리에게서 약 654.38+0 억 킬로미터, 혹은 알려진 가장 먼 행성 명왕성만큼 멀리 떨어져 있을 수 있습니다. 이 거리에서 블랙홀의 상수 방사선을 재검토하는 것은 매우 어렵다. 비록 그 전력이 1 MW 일지라도. 사람들은 합리적인 시간 간격 (예: 일주일) 내에, 같은 방향에서 감마선 양자를 몇 개 감지해야만 초기 블랙홀을 관찰할 수 있다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 그렇지 않으면 배경의 일부일 수 있습니다. 감마선의 주파수가 매우 높기 때문에 플랑크의 양자 질량 원리에서 알 수 있듯이, 모든 감마선 양자는 매우 높은 에너지를 가지고 있기 때문에 10,000 MW 를 발사해도 많은 양자가 필요하지 않습니다. 명왕성에서 온 입자를 이렇게 적게 관찰하기 위해서는 지금까지 어떤 것보다도 큰 감마선 탐지기가 필요하다. 그리고 감마선이 대기를 관통하지 않기 때문에, 이 탐사선은 어디든 놓아야 한다.
첨부: 웜홀
공혈은 신개념으로 제기된 지 70 여 년이 되었다. 아인슈타인이 일반 상대성 이론을 제시한 지 얼마 되지 않아 물리학자들은 공동에 관심을 갖기 시작했다. 대규모 공동은 일반 상대성 이론 아인슈타인장 방정식의 한 해법으로 시공간의 기하학적 구조를 상징한다. 이 구조에서 우주의 두 영역은 짧고 좁은' 인후 부분' 으로 연결되어 있다. 1916 Karl Schwartz Childre 는 Eines 를 풀었지만, 일반 상대성 이론의 필드 방정식에서 얻은 Schwartz Childre 캐비티는 동적 구조를 가지고 있습니다. 구멍은 0 반지름에서 최대 반지름까지 팽창한 다음 다시 0 으로 수축합니다. 이 과정은 매우 빠르게 진행되어 광속으로 움직여도 한 구멍에서 다른 구멍으로 도달할 수 없다. 또한, 빈 공간에는 강한 중력이 있어, 사람이 그것으로부터 아직 상당한 거리가 있을 때 중력에 의해 산산조각이 난다. (윌리엄 셰익스피어, 햄릿, 중력명언) 물론 이런 공동은 여행의 통로가 될 수 없다.
소인 등은 웜홀을 통과할 수 있는 기하학 구조를 구상했고, 웜홀의 인후는 개방되어 있었고, 사람들은 통과할 때 적당한 가속도와 조수력만 받았다. 아인슈타인의 필드 방정식은 들어갈 수 있는 모든 공동에 어떤 형태의 이상한 물질이 포함되어야 한다는 것을 보여준다. 이 이상한 물질은' 음압' 을 가지고 있는데, 약간 늘어나는 스프링과 비슷해서 아직 그것이 존재하는지 아무도 모른다. 이 물질이 존재하고 다른 물질과의 상호 작용이 약해서 여행자에게 해를 끼치지 않는다면 통행할 수 있는 구멍이 존재할 가능성이 있다. 쏜이 상상했던 웜홀을 찾을 수 있다면, 우리는 태양 근처에서 웜홀의 한쪽 구멍을 열고, 천금자리의 직녀 스타 근처에서 다른 쪽 구멍을 열 수 있을 것이다. (데이비드 아셀, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 남녀명언) 우리는 로켓을 타고 웜홀을 따라 여행하여 단시간에 25 광년 떨어진 직녀 스타에 도착할 수 있다. 물론 이 모든 것은 이론의 확장일 뿐이다. 지금까지 아무도 이 공허함을 관찰하지 못했다.
웜홀에 두 개의 구멍이 있다고 가정해 보겠습니다. A 와 B 는 구멍 B 를 빛의 속도에 가까운 가속도로 움직이게 하고 구멍 A 는 정지하게 합니다. 특수 상대성 이론의 예측 효과에 따르면, B 구멍의 시계는 A 구멍보다 느리다 .. 이때 로켓은 광속에 가까운 속도로 A 구멍에서 B 구멍으로 이동하며, B 구멍에 도착하는 시간은 A 구멍에서 출발할 때보다 빠르다. 이때 나는 즉시 웜홀을 통해 돌아왔고, 떠날 때보다 한 개의 구멍이 시작점에 도착했다. 즉, 10 시에는 빛의 속도에 가까운 속도로 A 홀에서 B 동으로 이동하지만, B 동에 도착했을 때는 9 시였고, 바로 웜홀을 통해 A 동으로 돌아갔는데, 이는 10 도 채 되지 않아 웜홀을 통과하는 역시간여행을 마쳤습니다. 과학적 환상은 해결하기 어려운 구체적인 문제를 많이 피하고 후세 사람들에게 연구할 수 있는 반면, 과학적 추론은 반드시 이러한 문제에 직면해야 하며, 역시간여행 시 자연현상의 인과관계와 시간진화의 개념을 재평가해야 한다. 예를 들어, 역 시간 여행에서 태어나 기 전에 부모님을 만난다면, 그들을 쏘려고 할 때 해결해야 할 문제가 있습니다. 총에 맞으면 어떻게 이 세상에 왔습니까? (데이비드 아셀, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 남녀명언) 과학자들은 자연계의 진화가 모순되지 않도록 몇 가지 기본 원리, 즉 인과율을 보완하기 위해 호환성 원리를 사용해야 한다고 생각한다. 즉, 총은 벙어리가 아니거나 맞히지 않았다는 것이다.
Thorne 이 대규모 캐비티의 새로운 특징을 발표한 이후 많은 물리학자들이 그것에 관심을 갖기 시작했고, 일부 학자들은 새로운 가설을 제시했다. 또 어떤 사람들은 공혈 이론이 성립될 수 없다고 생각하는데, 이는 물리의 큰 전제 인과 법칙을 파괴할 뿐만 아니라 많은 물리 법칙을 흔들기 때문이다. 적어도 현재의 인간의 인식으로 볼 때 충치의 존재는 여전히 큰 불확실성을 가지고 있다.
과학기술이 발달하면서 새로운 연구에 따르면' 웜홀' 의 초강력장은' 음의 질량' 에 중화되어' 웜홀' 의 에너지장을 안정시킬 수 있는 것으로 나타났다. 과학자들은 에너지를 생성하는' 정물질' 에 비해 반물질도' 음의 질량' 을 가지고 있어 주변의 모든 에너지를 흡수할 수 있다고 생각한다. 웜홀과 마찬가지로' 음의 질량' 도 이론에만 존재하는 것으로 여겨졌지만, 현재 세계 여러 실험실이 현실 세계에서' 음의 질량' 이 존재할 수 있다는 것을 증명하고 우주선을 통해 우주에서 소량의' 음의 질량' 을 포착하는 데 성공했다.
미국 워싱턴대학교 물리학과 연구원의 계산에 따르면' 음의 질량' 으로' 웜홀' 을 통제할 수 있다. 그들은' 음의 질량' 이 원래의 작은 웜홀을 확대해서 우주선이 통과할 수 있을 정도로 넓힐 수 있다고 지적했다. 그들의 연구 성과는 각국 우주부문의 큰 흥미를 불러일으켰고, 많은 나라들은 웜홀 연구에 자금을 지원하는 것을 고려하고 있으며,' 웜홀' 이 실제로 우주 항법에 사용될 수 있기를 희망하고 있다. (윌리엄 셰익스피어, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 과학명언)
빅뱅과 블랙홀
어떤 사람들은 빅뱅이 블랙홀이 아닌 이유를 이해하기 어렵다고 생각합니다. 결국, 물질의 처음 몇 분의 1 초 동안의 밀도는 알려진 모든 별의 밀도보다 훨씬 높기 때문에 고밀도 물질은 시공간을 강하게 왜곡해야 한다. 밀도가 충분히 크면 내부 질량에 비해 슈바르츠실트 반지름보다 작은 면적이 있어야 합니다. 그러나 빅뱅은 자신이 만든 블랙홀에 국한된 것을 피하는 데 성공했다. 특이점 부근의 공간은 실제로 촘촘하게 말려있는 것이 아니라 편평하다는 것은 믿을 수 없다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 어떻게 된 거야?
간단한 대답은 다음과 같습니다. 빅뱅은 초기 순간에 빠르게 팽창한 다음 팽창률이 점차 낮아져 블랙홀이 되는 것을 피했습니다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 공간은 평평해질 수 있지만 시공간은 그렇지 않다. 컬링은 시공간 척도의 시간 부분에서 나올 수 있다. 이 척도는 우주 팽창의 감속을 결정한다. 따라서 시공간의 회전도의 합은 물질 밀도와 관련이 있지만, 어떤 공간의 팽창과 회전도 모두 영향을 미친다. 슈바르츠실트의 중력 방정식에 대한 해법은 정적이며, 정적 구체가 블랙홀로 무너지기 전의 한계이다. 슈바르츠실트 한계는 빠르게 팽창하는 물질에는 적용되지 않는다.
표준 빅뱅 모델은 일반 상대성 이론의 레이드만-로버트슨-워커 중력장 방정식의 해계이다. 이러한 해법은 개방적이거나 폐쇄된 우주를 묘사하는 데 사용될 수 있다. 모든 FRW 우주는 시간 원점에 빅뱅을 나타내는 특이점을 가지고 있다. 블랙홀에도 특이점이 있습니다. 빛이 없이 빠져나갈 수 있는 폐쇄된 우주의 정의는 블랙홀의 정의와 똑같다. 그럼 어떤 차이가 있나요?
첫 번째 뚜렷한 차이점은 FRW 모델의 특이점은 우주의 모든 사건의 과거에 존재하고 블랙홀의 특이점은 미래에 존재한다는 것이다. 그래서 빅뱅은 시간에 따라 블랙홀로 반전되는 백동에 더 가깝다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 고전적인 일반 상대성 이론에 따르면, 블랙홀이 파괴될 수 없는 것처럼 백동은 존재할 수 없다. 만약 그것들이 존재한다면, 그것은 적용되지 않을 것이다.
그러나 표준 FRW 블랙홀 모델도 백동과 다르다. 백동에는 블랙홀로 반전되는 시야가 있다. 백동의 시야에 들어갈 수 있는 것도 없고 블랙홀의 시야에서 벗어날 수도 없다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 대충 말하자면, 이것이 바로 백동의 정의이다. 이 책은 FRW 모델과 표준 블랙홀 또는 백동 모델 (예: 정적 슈바르츠실트 또는 회전켈 솔루션) 의 차이점을 비교하는 데 간단히 사용될 수 있습니다. 하지만 더 일반적인 블랙홀이나 백동보다 훨씬 더 어렵습니다. 진짜 차이점은 FRW 모델이 블랙홀이나 백동의 시야와 다르다는 것이다. 백동 시야 밖의 축은 백동의 특이점을 건드리지 않고 무한한 과거로 거슬러 올라갈 수 있으며, FRW 우주의 모든 축은 특이점에서 기원한다.
실제 우주는 FRW 우주와 다를 수 있습니다. 블랙홀인지 백동인지 배제할 수 있을까요? 나는' 특이성이 정말 존재하는가?' 에 대해 토론하고 싶지 않다. " 문제의 종류, 하지만 일반 상대성 이론은 우리가 논의 범위 내에서 옳다고 가정 합니다.
빅뱅이 블랙홀이라는 사실을 부인하는 것에 대한 앞의 논의는 여전히 적용된다. 블랙홀의 특이점은 영원히 미래의 광추에서 천문 관측이 빅뱅이 과거에 발생했다는 것을 분명히 지적했다. 빅뱅은 사실상 백동의 유적일 가능성이 있다.
FRW 모델의 주요 가설 (전제) 은 우주가 거시적으로 균일하게 등온된다는 것이다. 즉, 주어진 우주 시간 (점) 은 어느 방향으로든 동일하다는 뜻입니다. 천문학은 은하의 분포가 수백만 광년 범위 내에서 상당히 균일하고 등온적이라는 것을 잘 증명했다. 우주 배경 방사선 (CBR) 의 이런 높은 온도 성질은 동질성을 강력하게 지지한다. 그러나 관측할 수 있는 우주의 크기는 빛의 속도와 우주의 나이에 의해 제한된다. 우리는 약 100 ~ 200 억 광년 떨어진 알려진 은하 분포 구조의 100 배 정도만 볼 수 있습니다.
우주 관측에 부합하는 백동 모형은 별이 블랙홀로 붕괴된 시간의 반연이어야 한다. 좋은 근사치로, 우리는 압력을 무시하고 중력을 제외한 어떤 내력도 없는 구형 성진 구름으로 볼 수 있다. 1939 년 Schneider 와 Harmo 의 획기적인 작업 이후 별의 붕괴는 줄곧 면밀한 관심과 연구를 받았다. 이 간단한 상황은 이해하기 쉽다. 압력에 관계없이 정확한 별 붕괴 모델을 만들 수 있습니다. 모든 FRW 솔루션은 볼 외부의 외부 슈바르츠실트 솔루션과 결합됩니다.
다음 질문은: 만약 별진구가 관측할 수 있는 우주보다 훨씬 크다면, 이 별진구가 시간 반전으로 무너진 모형은 FRW 모델과 구분할 수 없다는 것이다. 즉, 우리는 우주가 거대한 백동일 가능성을 배제할 수 없다. 수십억 년이 지난 후에야 공의 경계가 우리의 시야에 들어와야 우리는 알 수 있다.
균질 등온 가설을 포기한다면 다른 많은 가능한 우주 모델이 있다는 것을 인정해야 한다. 그 중 일부는 그리 복잡하지 않다. 하지만 이런 이론들에서 이렇게 치밀한 것을 도출하기는 어렵다. 가장 흥미로운 가설은 C. 헬라비가 1987 년에 제기한 것이다. 그는 우주의 시작이 고립된 구슬로, 어느 시점에서 독립적으로 구멍에서 튀어나와 우주로 융합될 것이라고 상상했다. 이 모든 것은 일반 상대성 이론의 정확한 단일 해법으로 설명할 수 있다.