블랙홀은 어떻게 형성됩니까?

"블랙홀" 은 "큰 블랙홀" 이라고 쉽게 상상할 수 있지만 그렇지 않습니다. 이른바' 블랙홀' 은 바로 이런 천체이다. 그것의 중력장이 커서 빛도 빠져나갈 수 없다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)

일반 상대성 이론에 따르면 중력장은 시공간을 구부릴 수 있다. 별이 크면 중력장이 시공간에 미치는 영향이 적고, 항성 표면의 어느 지점에서 나오는 빛은 어떤 방향으로든 직선으로 방출될 수 있다. 별의 반경이 작을수록 주변 시공간의 구부리기 작용이 커질수록 어떤 각도에서 나오는 빛은 구부러진 공간을 따라 별의 표면으로 돌아옵니다.

별의 반경이 특정 값 (천문학적으로' 슈바르츠실트 반경' 이라고 불림) 에 가까울 때, 수직면에서 나오는 빛까지 포착된다. 이때 별은 블랙홀이 되었다. 그것이 "검은 색" 이라고 말하면 우주의 바닥이없는 구멍과 같습니다. 어떤 물질도 일단 떨어지면 도망갈 수 없을 것 같다. 사실 블랙홀은 정말 "보이지 않는다" 는 것입니다. 이것은 우리가 나중에 이야기할 것입니다.

그렇다면 블랙홀은 어떻게 형성될까요? 사실, 백색 왜성, 중성자 별과 마찬가지로 블랙홀은 별에서 진화한 것 같습니다.

우리는 이미 백란성과 중성자성의 형성 과정을 상세히 소개했다. 별이 노화되었을 때, 그 열핵반응은 이미 중앙의 연료 (수소) 를 다 소모했고, 중심에서 나오는 에너지도 거의 다 써버렸다. 이렇게 하면 더 이상 껍데기의 거대한 무게를 견딜 수 있는 충분한 강도가 없습니다. 따라서 껍데기의 무거운 압력 하에서 코어는 마침내 작고 촘촘한 별이 형성될 때까지 무너지기 시작합니다. 그러면 다시 한 번 압력의 균형을 맞출 수 있습니다. (데이비드 아셀, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 건강명언)

질량이 작은 별은 주로 백란성으로 진화하고, 질량이 큰 별은 중성자를 형성할 수 있다. 과학자의 계산에 따르면 중성자 별의 총 질량은 태양 질량의 3 배보다 클 수 없다. 이 값을 초과하면 자신의 중력에 대항하는 힘이 없으면 또 다른 대붕괴를 초래할 수 있다.

이번에 과학자들의 추측에 따르면 물질은 부피가 0 이고 밀도가 무한대인' 점' 이 될 때까지 무자비하게 중심점을 향해 행진할 것이다. 그리고 일단 반경이 어느 정도 (슈바르츠실트 반경) 로 축소되면, 앞서 언급했듯이 거대한 중력으로 인해 빛도 쏘지 못하여 별과 외부 세계와의 모든 연결이 끊어졌습니다. "블랙홀" 이 탄생했습니다.

블랙홀은 다른 천체에 비해 너무 특별하다. 예를 들어 블랙홀은 보이지 않으며, 사람들은 직접 관찰할 수 없고, 심지어 과학자들도 그 내부 구조에 대해 여러 가지 추측만 할 수 있다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 그렇다면 블랙홀은 어떻게 자신을 숨길까요? 대답은-구부러진 공간. 우리 모두 알고 있듯이, 빛은 직선으로 전파된다. 이것은 기본적인 상식이다. 그러나 일반 상대성 이론에 따르면 공간은 중력장의 작용으로 구부러질 수 있다. 이 시점에서 빛은 여전히 임의의 두 점 사이의 가장 짧은 거리를 따라 전파되지만 직선이 아니라 곡선입니다. 형상적으로 말하면 빛은 원래 직선으로 전진해야 할 것 같지만, 강한 중력이 그것을 원래의 방향에서 끌어당겼다.

지구에서는 중력장이 작기 때문에 이런 굽힘이 매우 작다. 블랙홀 주변에서 이런 공간 변형은 매우 크다. 이런 식으로, 별에서 나오는 빛이 블랙홀에 의해 가려져도, 일부는 블랙홀에 빠져 사라지지만, 다른 부분은 휘어진 공간에서 블랙홀을 우회하여 지구에 도달한다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 그래서 우리는 블랙홀이 존재하지 않는 것처럼 블랙홀 뒷면의 별빛을 쉽게 관찰할 수 있다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 이것이 블랙홀의 보이지 않는 성질입니다.

더 흥미롭게도, 일부 별들은 지구에 직접 빛을 보낼 뿐만 아니라 인근 블랙홀의 강력한 중력에 의해 굴절되어 지구에 도달할 수 있는 다른 방향으로 빛을 보냅니다. 이렇게 하면 우리는 이 별의' 얼굴' 뿐만 아니라 그 측면, 심지어 그 뒷면도 볼 수 있다!

블랙홀' 은 의심할 여지없이 금세기의 가장 도전적이고 흥미진진한 천문 이론 중 하나이다. 많은 과학자들이 그것의 베일을 벗기려고 노력하고 있으며, 새로운 이론은 끊임없이 제기되고 있다. 하지만 이 현대 천체물리학의 최신 성과는 여기서 세 마디로 분명하게 말할 수 있는 것이 아니다. 관심 있는 친구는 특별한 작품을 참고할 수 있다.

블랙홀

블랙홀은 중력이 강한 곳이다. 아무것도 빠져나갈 수 없다. 빛이라도. (알버트 아인슈타인, 블랙홀명언) 블랙홀은 질량 별의' 죽음' 에서 나올 수 있다. 질량이 큰 별이 핵연료를 다 소모하고 최종 진화 상태에 이르면 별은 불안정해지고 중력의 작용으로 무너지고, 사성의 무게는 맹렬하게 사방팔방으로 압착된다. 중력이 너무 커서 다른 반발력이 대항할 수 없을 때, 별은' 특이점' 이라는 고립된 점으로 눌려진다.

블랙홀 구조에 대한 세부 사항은 아인슈타인의 일반 상대성 이론을 통해 계산할 수 있으며, 일반 상대성 이론은 중력이 공간을 구부리고 시계가 느려지는 것을 설명합니다. 특이점은 블랙홀의 중심이며 주위에 강한 중력이 있다. 일반적으로 블랙홀의 표면을 뷰 필드 또는 이벤트 뷰 필드 또는 "정적 구형 블랙홀의 슈바르츠실트 반지름" 이라고 합니다. 그것은 신호가 강한 중력장에 의해 포착되어 전송할 수 없는 먼 사건과 통신할 수 있는 시공간 사건 사이의 경계이다. (존 F. 케네디, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 시간명언) 사건의 지평선 아래에서 탈출 속도는 빛의 속도보다 크다. 이것은 아직 인간에 의해 관찰되고 확인되지 않은 천체 현상이지만, 호킹 등 일부 이론 천문학자들은 수학 모델에서 잘 연구해 왔다.

동굴 속에는 거대한 중력장이 숨겨져 있는데, 이 중력장은 너무 커서 어떤 것도, 심지어 빛도 블랙홀의 손바닥을 벗어날 수 없을 정도로 크다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 블랙홀은 경계 안의 어떤 것도 외부에서 볼 수 없게 하는 것도 이런 물체를' 블랙홀' 이라고 부르는 이유다. 우리는 빛의 반사를 통해 그것을 관찰할 수 없고, 주변의 영향을 받는 물체를 통해서만 블랙홀을 간접적으로 이해할 수 있다. 블랙홀은 죽은 별이나 폭발기단의 잔재로 추정되는데, 특수한 질량 슈퍼스타가 붕괴될 때 생기는 것으로 추정된다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)

블랙홀은 보이지 않기 때문에, 블랙홀이 실제로 존재하는지 의문이 제기되고 있다. 만약 그들이 정말로 존재한다면, 그들은 어디에 있습니까?

블랙홀의 과정은 중성자 별과 비슷하다. 별의 핵심은 자신의 무게의 작용으로 빠르게 수축하고 격렬하게 폭발한다. 코어의 모든 물질이 중간이 되면 수축 과정이 즉시 중단되어 조밀한 행성으로 압축된다. 하지만 블랙홀의 경우, 별의 질량이 너무 커서 수축 과정이 끝없이 진행되기 때문에 중성자 자체는 중력을 압박하는 매력에 의해 가루로 갈아지고, 나머지는 밀도가 상상할 수 없는 물질로 남아 있다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 그 근처에 있는 모든 것이 빨려들어가고 블랙홀은 진공청소기처럼 될 것이다. (존 F. 케네디, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)

블랙홀의 역학과 그들이 어떻게 내부의 모든 것을 국경에서 탈출하는 것을 막았는지 이해하기 위해서, 우리는 광의상대성론에 대해 토론할 필요가 있다. 일반 상대성 이론은 아인슈타인이 창설한 중력 이론으로 행성, 별, 블랙홀에 적용된다. 아인슈타인이 19 16 에서 제기한 이 이론은 공간과 시간이 어떻게 질량 물체의 존재에 의해 왜곡되는지를 보여준다. 간단히 말해서, 일반 상대성 이론은 물질이 공간을 구부리고, 공간의 굽힘이 오히려 공간을 통과하는 물체의 움직임에 영향을 미친다고 말한다.

아인슈타인의 모델이 어떻게 작동하는지 봅시다. 먼저 시간 (공간의 3 차원은 길이, 폭, 높이) 이 현실 세계의 4 차원이라는 점을 고려한다 (보통 3 방향 이외의 다른 방향을 그리는 것은 어렵지만 가능한 한 상상할 수 있다). 둘째, 시공을 고려하는 것은 체조 공연용 거대하고 팽팽한 스프링 침대의 침대면이다.

아인슈타인의 이론은 질량이 시간과 공간을 구부릴 것이라고 생각한다. 우리는 스프링 침대의 침대 위에 큰 돌을 놓아서 이 장면을 설명할 수 있습니다. 석두 무게가 팽팽한 침대 표면을 조금 가라앉히게 했습니다. (데이비드 아셀, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 스포츠명언) 스프링 침대 표면은 기본적으로 평평하지만 그 중심은 약간 오목하다. 스프링 침대 중앙에 석두 좀 더 넣으면 더 큰 효과가 있어 침대가 더 많이 가라앉는다. 사실, 석두 수가 많을수록 스프링 침대가 더 많이 구부러집니다.

마찬가지로, 우주의 질량이 큰 물체는 우주의 구조를 왜곡시킬 수 있다. 10 블록 석두 1 블록 석두 보다 스프링 침대를 더 구부릴 수 있는 것처럼 질량이 태양보다 훨씬 큰 천체는 질량이 한 태양보다 작거나 같은 천체보다 공간을 더 구부릴 수 있다.

만약 테니스공이 팽팽한 스프링 침대에서 굴러간다면, 그것은 직선을 따라 운동할 것이다. 반대로, 만약 그것이 오목한 곳을 통과한다면, 그것의 경로는 호형이다. 마찬가지로, 천체는 시공간을 가로지르는 평평한 영역에서 직선 운동을 계속하고, 곡선 영역을 가로지르는 하늘은 구부러진 궤적으로 움직입니다.

이제 블랙홀이 주변의 시공간 영역에 미치는 영향을 살펴 보겠습니다. 스프링 침대에 매우 무거운 석두 한 조각을 넣어 매우 밀집된 블랙홀을 나타낸다고 상상해 보세요. 석두 자연스럽 게 침대 표면에 큰 영향을 미칠 것입니다, 뿐만 아니라 표면을 구 부 하 고 침 몰 하 게 하지만, 또한 침대 표면을 깰 수 있습니다. 비슷한 상황이 우주에서도 발생할 수 있다. 만약 우주에 블랙홀이 존재한다면, 그곳의 우주 구조는 찢어질 것이다. 이런 시공구조의 파열을 특이점 또는 시공간특이점이라고 한다.

이제 블랙홀에서 벗어날 수 있는 것이 왜 없는지 봅시다. 테니스공이 스프링 침대를 굴러 큰 돌로 형성된 깊은 구멍에 떨어지는 것처럼 블랙홀을 통과하는 물체는 중력 함정에 잡힐 것이다. 그리고 불길한 물체를 구하려면 무한한 정력이 필요하다.

우리가 이미 말했듯이, 블랙홀로 들어가서 탈출할 수 있는 것은 아무것도 없다. 그러나 과학자들은 블랙홀이 천천히 에너지를 방출할 것이라고 생각한다. 영국의 저명한 물리학자 호킹은 1974 에서 블랙홀이 0 이 아닌 온도를 가지고 있으며 주변 환경보다 온도가 높다는 것을 증명했다. 물리학 원리에 따르면 주변 환경보다 온도가 높은 모든 물체는 열을 방출하고 블랙홀도 예외는 아니다. 블랙홀은 수백만 년 동안 에너지를 방출하는데, 블랙홀이 방출하는 에너지를 호킹 방사선이라고 합니다. 블랙홀이 모든 에너지를 사라지면, 그것은 사라진다.

시공간의 블랙홀은 시간을 늦추고, 공간을 탄력적으로 만들며, 동시에 그것을 통과하는 모든 것을 삼킨다. 1969 년, 미국 물리학자 존 아티 윌러는 이 만족스럽지 못한 공간을' 블랙홀' 이라고 불렀다.

우리 모두는 블랙홀이 빛을 반사할 수 없기 때문에 보이지 않는다는 것을 알고 있습니다. 우리의 마음속에서 블랙홀은 멀고 어두울 수 있다. 하지만 영국의 저명한 물리학자 호킹은 블랙홀이 대부분의 사람들이 생각하는 것처럼 검지 않다고 생각한다. 과학자들의 관측을 통해 블랙홀 주위에 방사선이 있으며 블랙홀에서 나올 가능성이 높습니다. 즉, 블랙홀은 생각만큼 어둡지 않을 수 있습니다.

호킹은 블랙홀의 방사성 물질 공급원이 우주에서 쌍으로 생성되어 일반적인 물리 법칙을 따르지 않는 고체 입자라고 지적했다. 게다가, 이 입자들이 충돌하면, 어떤 것은 망망한 우주에서 사라질 것이다. 일반적으로, 이 입자들이 사라지기 전에, 우리는 그것들을 볼 기회가 없을지도 모른다.

호킹은 또한 블랙홀이 생성될 때 실제 입자가 그에 따라 쌍으로 나타난다고 지적했다. 실제 입자 중 하나는 블랙홀로 빨려 들어가고, 다른 하나는 소니를 치고, 소니를 치는 실제 입자는 광자처럼 보입니다. 관찰자에게 소니를 보는 실제 입자는 블랙홀에서 나오는 빛을 보는 것과 같다.

그래서 호킹의 "블랙홀은 생각만큼 어둡지 않다" 는 말을 인용해 대량의 광자를 발사했다.

아인슈타인의 에너지와 질량 보존 법칙에 따르면. 물체가 에너지를 잃으면 질량도 잃는다. 블랙홀은 또한 에너지와 질량 보존의 법칙을 따른다. 블랙홀이 에너지를 잃으면, 그것은 존재하지 않습니다. 호킹은 블랙홀이 사라지는 순간 엄청난 폭발이 일어나 수백만 개의 수소폭탄에 해당하는 에너지를 방출할 것이라고 예측했다.

하지만 기대로 고개를 들지 말고 불꽃놀이를 볼 줄 알았다. 사실 블랙홀이 폭발한 후 방출되는 에너지는 매우 커서 몸에 해로울 가능성이 높다. 그리고 에너지를 방출하는 데는 오랜 시간이 걸리며, 어떤 것은 10 억년에서 200 억년, 우리 우주의 역사보다 더 길고, 에너지가 완전히 소멸되는 데는 수조 년이 걸린다.

최근 국제천문학자들은 미국 항공우주국 스피처 우주망원경의 최근 관측을 통해 우주의 좁은 지역에서 최대 2 1 개의' 퀘이사' 블랙홀을 처음 발견했다.

이 중대한 발견은 처음으로 수년 동안 천문학 분야에서 우주에 대량의 보이지 않는 블랙홀이 광범위하게 존재한다는 추측을 긍정적으로 증명했다. 광대한 우주에는 각종 발견되지 않은 것들이 존재한다는 충분한 증거가 있다.

현재 중력의 거대한 원천-'퀘이사' 블랙홀군. 이 최근 발견된 세부 사항은 이미 2005 년 8 월 4 일' 네이처' 잡지에 발표되었다.

퀘이사' 숨기기

우리는 현실 속의 우주 블랙홀이 중력이 매우 커서 빛조차도 꽁꽁 묶여 있기 때문에 직접 관찰할 수 없다는 것을 알고 있다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 블랙홀 천체의 존재를 증명하기 위해 천문학자들은 연구를 통해 블랙홀 주변 물질의 행동이 특정한 행동을 하고 있다는 것을 발견했다. 블랙홀 주변 공간에서는 기체 물질이 고온을 가지고 있으며 블랙홀의 강한 중력장에 의해 강하게 가속화된 후에야 이 물질들이 빛의 속도에 가까워질 수 있다는 것을 발견했다. 빛의 속도에 가까울 때까지 완전히 사라지지 않는다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 기체가 블랙홀에 완전히 삼키면, 전체 과정은 대량의 엑스레이를 방출한다. 일반적으로, 바로 이 소니의 X-레이가 이곳의 블랙홀의 존재를 보여준다. 이것은 과거에 사람들이 블랙홀을 발견한 가장 직접적인 증거이다.

한편, 비정상적으로 활발한 초거대 우주 블랙홀 주변에서는 주변 물질에 대한 강한 매력과 삼키기 때문에 블랙홀 별 주위에 두꺼운 우주 가스와 먼지 구름이 생겨나 블랙홀 주변 지역을 관측하는 난이도가 더욱 높아져 천문학자들이 이 초거대 블랙홀의 존재를 발견하는 것을 막는다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 천문학은 이 매우 활발한 블랙홀을 퀘이사로 정의한다. 일반적으로 퀘이사가 1 년에 삼키는 총 질량은 1000 개의 중간 별의 질량 합계와 같습니다. 일반적으로 이 퀘이사들은 태양계에서 매우 멀리 떨어져 있다. 우리가 그들을 관찰 했을 때, 그것은 수십억 년 후, 이는 블랙홀의 활동이 우주의 초기 단계에 나타난 것을 의미 합니다. 과학자들은 이 블랙홀이 성장하는 우주은하의 전신이라고 가정하고 이를' 퀘이사' 라고 부른다.

지금까지 몇 개의' 퀘이사' 블랙홀만 발견되었다. 광대한 우주에 또 다른 퀘이사들이 많이 있는지, 천문학자들의 연구는 우주의 X-레이에 대한 전면적인 관측과 연구에 전적으로 의존하고 있다.

우주는 블랙홀로 "가득 차" 있습니다

최근 영국 옥스퍼드 대학에서 온 아리 마르티네즈-Saint-Singer 교수는 그가 처음 발견한 우주 숨겨진 블랙홀을 소개했다. 그는 "이전에 우주 X-레이에 대한 관측과 연구에서 우주에 숨겨진 퀘이사가 많다는 증거를 찾고 싶었지만, 결과는 확실히 만족스럽지 못해 실망스러웠다" 고 말했다. 최근 미국 항공우주국 스피처 우주망원경의 최근 관측에 따르면 천문학자들은 퀘이사 블랙홀을 덮고 있는 우주 먼지 구름을 관통하고 숨겨진 내부 블랙홀을 포착하는 데 성공했다. 스피처 우주 망원경이 우주 먼지층을 뚫을 수 있는 적외선을 효과적으로 수집할 수 있기 때문에 연구원들은 매우 좁은 공간 영역에서 최대 2 1 개의 퀘이사 블랙홀을 발견하는 데 성공했다.

California 공대 스피처 과학센터에서 온 연구팀 멤버 마크 라이스 (Mark Reiss) 도 언론과의 인터뷰에서 "이번에 발견된 2 1 우주 퀘이사 블랙홀을 버리고 우주의 다른 지역을 바라보면 대량의 숨겨진 블랙홀이 속속 발견될 것이라고 대담하게 예측할 수 있다" 고 말했다. 즉, 우리가 처음에 추측한 바와 같이, 미지의 우주의 깊숙한 곳에는 반드시 대량의 초질량 블랙홀 거성이 있을 것이며, 그것들은 성간 먼지의 도움으로 어둠 속에서 끊임없이 성장하고 있다는 것을 의미한다. (윌리엄 셰익스피어, 햄릿, 과학명언) (윌리엄 셰익스피어, 윈스턴, 과학명언). "

블랙홀

한 덩어리의 중력장 강도가 그 주위의 시공간을 완전히 구부릴 정도로 강하여 어떤 것도, 심지어 빛도 빠져나갈 수 없다면, 이 물질을 블랙홀이라고 부른다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 너무 많은 물질이 매우 높은 밀도 (예: 지구가 완두콩 크기로 압축됨) 로 압축되거나, 질량이 매우 큰 물질밀도가 낮다 (예: 수백만 배의 태양 질량은 직경과 태양계 같은 공에 분포되어 있으며 밀도는 대략 물이다).

중력이 너무 강해서 빠져나갈 수 없는' 블랙홀' 을 제안한 첫 번째 사람은 존 미첼 (John Mitchell) 으로 왕실 학회의 특별 회원이다. 그는 1783 에서 영국 왕립학회에 이 관점을 진술했다. 미첼의 계산은 뉴턴의 중력 이론과 빛의 입자 이론에 기반을 두고 있다. 전자는 당시 최고의 중력 이론이었다. 후자는 빛을 작은 조개껍데기 같은 작은 입자 흐름 (현재 광자라고 함) 으로 상상한다. 미첼은 이 가벼운 입자들이 다른 어떤 물체처럼 중력의 영향을 받아야 한다고 생각한다. 올러 로머는 일찍이 100 년 전에 빛의 속도를 정확하게 측정했기 때문에 미첼은 태양 밀도가 있는 천체가 얼마나 커야만 탈출 속도가 빛의 속도보다 커져야 하는지를 계산할 수 있었다.

이런 천체가 존재한다면, 도망갈 수 없기 때문에 검은색이어야 한다. 태양 표면의 탈출 속도는 빛의 속도의 0.2% 에 불과하지만, 점점 더 커지고 밀도가 태양과 같은 천체를 상상한다면 탈출 속도가 빠르게 증가할 것이다. 미첼은 지름이 태양의 500 배 (태양계 크기와 비슷한) 인 천체의 탈출 속도가 빛의 속도를 초과해야 한다고 지적했다.

피에르 라플라스는 같은 결론을 내리고 1796 에 발표했다. 미첼은 선견지명이 있는 한 논평에서 그러한 천체는 보이지 않지만' 우연히 다른 빛나는 천체가 주위를 돌고 있다면, 우리는 여전히 이러한 움직이는 천체의 움직임에 따라 중앙 천체의 존재를 추론할 수 있다' 고 지적했다. 다른 말로 하자면, 미첼은 쌍성에 블랙홀이 있다면 가장 쉽게 식별할 수 있을 것이라고 생각한다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 그러나 흑별이 존재한다고 생각하는 이런 생각은 19 세기에 잊혀졌다. 천문학자들은 블랙홀이 다른 방식으로 생성될 수 있다는 것을 깨닫고 알버트 아인슈타인의 일반 상대성 이론을 논의할 때 다시 언급되었다.

제 1 차 세계 대전 중 동선에서 복무한 천문학자 칼 슈바르츠실트는 아인슈타인 이론의 결론을 분석한 최초의 사람 중 한 명이다. 일반 상대성 이론은 중력을 물질 부근의 시공이 구부러진 결과로 해석한다. 슈바르츠실트는 구형 물체 주위의 시공간 기하학적 특징의 엄격한 수학 모형을 계산하여 아인슈타인에게 보냈다. 후자는 19 16 초 프러시아 과학원에 제출했다. 이러한 계산은 "모든" 질량에 임계 반지름이 있음을 보여 줍니다. 현재 슈바르츠실트 반지름이라고 합니다. 이는 시공간의 극단적인 변형에 해당하므로 질량이 임계 반지름 내에 압착되면 공간이 물체를 중심으로 구부러지고 우주의 나머지 부분과 잘립니다. 그것은 사실상 독립된 우주, 무엇이든지 (빛) 가 되었다.

태양의 경우 슈바르츠실트 반경은 1 킬로미터이며 지구에서는 0.88cm 에 해당한다. 이것은 태양이나 지구의 중심에 현재 블랙홀이라고 불리는 것이 있다는 것을 의미하지 않는다. (이 용어는 존 윌러가 1967 년에 처음 사용한 용어다.) 천체의 중심에서 이 곳에는 시공간에 아무런 이상이 없다. 슈바르츠실트의 계산에 따르면 태양이 반경이 2.9km 인 구체로 압착되거나 지구가 반경이 0.88cm 에 불과한 구체로 압착되면 블랙홀에서 외부 우주로부터 영원히 격리될 수 있습니다. 물질은 여전히 이런 블랙홀에 빠질 수 있지만, 탈출할 수 있는 것은 아무것도 없다.

이러한 결론은 수십 년 동안 순수한 수학 보물로 여겨져 왔다. 진실과 진실한 물체가 블랙홀을 형성하는 데 필요한 극단적인 밀도로 붕괴될 수 있다고 생각하는 사람은 아무도 없기 때문이다. 백란성은 1920 년대부터 알려졌지만, 백란성조차도 그 질량은 태양과 거의 같지만, 크기는 지구와 같고, 그 반경도 3 킬로미터보다 훨씬 크다. 일반 밀도가 많은 물질이 있다면 미첼과 라플라스가 상상했던 본질과 같은 블랙홀을 만들 수 있다는 점도 제때 깨닫지 못했다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 임의의 질량 M 에 해당하는 슈바르츠실트 반지름은 공식 2GM/c2 로 제공됩니다. 여기서 G 는 중력 상수입니다. C 는 광속이다.

1930 년대에 Braman Chandrasekhar 는 백란성조차도 태양의 1.4 배보다 질량이 작을 때만 안정적이며, 어떤 사성이 이것보다 더 무거우면 더 붕괴될 수 있다는 것을 증명했다. 일부 연구원들은 이것이 중성자성의 형성 가능성을 초래할 수 있다고 생각한다. 중성자의 전형적인 반경은 백란성의 1/700 정도밖에 되지 않는다. 즉 몇 킬로미터이다. 그러나 이 아이디어는 1960 년대 중반에 펄서가 발견되어 중성자의 존재를 증명할 때까지 널리 받아들여지지 않았다.

이것은 블랙홀 이론에 대한 사람들의 흥미를 다시 불러일으켰다. 중성자 별이 거의 블랙홀로 변하고 있기 때문이다. 태양을 반경 2.9km 미만으로 압축하는 것은 상상하기 어렵지만, 지금은 태양의 질량과 같고 반경이10km 미만인 중성자별이 있고 중성자성이 블랙홀까지 한 걸음 떨어져 있다는 것을 이미 알고 있다.

이론적 연구에 따르면 블랙홀의 행동은 질량, 전하, 회전 (각운동량) 의 세 가지 특징으로만 정의됩니다. 전하와 회전이 없는 블랙홀은 아인슈타인 방정식의 스와힐리어로 묘사된다. 전하가 있고 회전하지 않는 블랙홀은 Reisner-Nordstrom 으로 설명됩니다. 전하와 회전이 없는 블랙홀은 켈해법으로 설명된다. 전하와 회전이 있는 블랙홀은 켈 뉴먼으로 설명된다. 블랙홀은 다른 특징이 없다. 이것은 이미' 블랙홀무모' 라는 명언으로 요약되었다. 진짜 블랙홀은 전하를 사용하지 않고 회전해야 하기 때문에 켈해법이 가장 흥미롭다.

이제 블랙홀과 중성자 별은 모두 외연성 초신성 폭발의 죽어가는 발버둥에서 생겨났다고 생각한다. 계산에 따르면 태양 질량의 3 배 ('오펜하이머'-보코프 한계) 보다 작은 치밀한 초신성 유적은 안정적인 중성자성을 형성할 수 있지만, 이 한계보다 더 큰 질량이 있는 초신성 유적은 블랙홀로 붕괴될 것이며, 그 내용물은 블랙홀 중심의 특이점으로 밀려날 것으로 보인다. 이것이 바로 우주 탄생의 빅뱅 특이점의 거울 반연이다. 만약 이런 천체가 일반 별 주위의 궤도에 있다면, 그것은 동반성의 물질을 박탈하여 블랙홀에 수집한 열물질로 구성된 흡적판을 형성한다. 흡적판의 온도는 엑스레이를 방사할 수 있을 정도로 높아서 블랙홀을 감지할 수 있다.

1970 년대 초 미첼의 예언은 호응을 받았다. 쌍성계에서 이런 천체가 발견됐다. 백조자리 X- 1 이라는 X-레이 소스는 별 HDE226868 로 입증되었습니다. 이 시스템의 궤도 역학 특징에 따르면 이 소스의 X 선은 보이는 별 주위의 궤도에서 지구보다 작은 천체에서 나온 것이지만, 소스의 질량은 오펜하이머-볼코프 한계보다 더 크다는 것을 알 수 있다. 이것은 단지 블랙홀일 뿐이다. 그 이후로, 다른 몇몇 블랙홀들도 같은 방법으로 발견되었다. 1994 년 백조자리 V404 는 지금까지 최고의 블랙홀' 후보' 로 자리매김했다. 이는 태양의 70% 인 별이 태양 12 배에 달하는 X-레이 소스 운동을 둘러싸고 있는 시스템이다. 그러나, 이 공인된 블랙홀은 아마도 빙산의 일각에 불과할 것이다.

미첼은 이런' 별의 질량' 블랙홀이 쌍성계에서만 감지될 수 있다는 것을 깨달았다. 고립된 블랙홀은 명실상부하다. 그것은 어둡고 감지할 수 없다. 하지만 천체물리학 이론에 따르면, 많은 별들은 결국 중성자나 블랙홀이 되어야 한다. 관측자가 실제로 쌍성 시스템에서 감지한 적합한 블랙홀 후보체는 펄스 쌍성 시스템에서 발견한 것과 거의 같다. 즉, 고립된 별 질량 블랙홀의 수는 고립된 펄서의 수와 같아야 한다는 것을 의미한다. 이는 이론적 계산에 의해 뒷받침된다. 우리 은하계에는 현재 약 500 개의 활발한 펄서가 알려져 있다. 하지만 이론에 따르면 펄서는 사전원으로서의 활동기간이 짧아 곧 감지할 수 없는 조용한 상태로 붕괴됐다. 따라서 우리 주변에는 그에 따라 더 많은' 죽은' 펄서 (조용한 중성자 별) 가 있어야 한다. 우리 은하지탄에는 100 억개의 밝은 별이 포함되어 있는데, 그것은 이미 수십억 년 동안 존재해 왔다. 가장 좋은 추산은 우리 은하수가 오늘날 4 억 개의 죽은 펄서를 포함하고 있다는 것입니다. 심지어 별의 질량 블랙홀 수에 대한 보수적 추정치도 이 수치에 달합니까? (윌리엄 셰익스피어, 햄릿, 은하수, 은하수, 은하수, 은하수, 은하수) -1 억. 블랙홀이 정말 많고 블랙홀이 은하계에 불규칙하게 퍼져 있다면, 가장 가까운 블랙홀은 우리에게서 15 광년밖에 떨어져 있지 않다. 우리 은하에는 특별한 점이 없기 때문에 우주의 다른 은하들은 같은 수의 블랙홀을 포함해야 합니다. 집적 회로

은하에는 미첼의 라플라스가 원래 생각했던' 검은 별' 과 매우 비슷한 것도 포함될 수 있다. 이 천체는 현재' 초질량 블랙홀' 이라고 불리며, 활성 은하와 퀘이사의 중심에 존재하는 것으로 간주되며, 그들이 제공하는 중력 에너지는 이 천체들의 거대한 에너지원을 설명할 수 있다. 태양계와 크기가 같고 질량이 태양의 수백만 배에 달하는 블랙홀은 매년 그 주변에서 한두 개의 별을 삼킬 수 있다. 이 과정에서 별의 질량의 상당 부분은 아인슈타인의 분업 E=mc2 에 따라 에너지로 전환된다. 조용한 초질량 블랙홀은 우리 은하를 포함한 모든 은하의 중심에 존재할 수 있다.

1994 년 허블 우주 망원경을 이용해 우리 은하1500 만 초 격차인 은하 M87 에서 약1500 만 초 격차인 열물질판을 발견했다. 시속 약 200 만 킬로미터 (약 5* 10-7 5 곱하기 15) 의 속도로 은하 중심을 중심으로 움직입니다. M87 의 중심' 엔진' 에서 길이가 65,438+0 킬로초 이상인 가스 분출을 뿜어냈다. M87 중앙 흡적판의 궤도 속도는 태양 질량의 30 억 배에 달하는 초질량 블랙홀의 중력 제어 하에 있다는 것을 확증해 주며, 분출류는 흡적시스템의 한 극지방에서 나오는 에너지로 해석될 수 있다.

마찬가지로 1994 년에 옥스퍼드 대학과 키르 대학의 천문학자들은 백조자리 V404 라는 쌍성 시스템에서 별의 질량 블랙홀을 발견했다. 우리는 시스템의 궤도 매개 변수를 통해 블랙홀을 정확하게' 계량' 할 수 있으며 블랙홀의 질량은 태양의 약 12 배, 그 주위를 움직이는 일반 별의 질량은 태양의 약 70% 에 불과하다는 결론을 내렸습니다. 이것은 지금까지 흑성의 질량에 대한 가장 정확한 측정이므로 블랙홀이 존재한다는 가장 좋고 유일한 증거이기도 하다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)

빅뱅에서 대량의 마이크로블랙홀이나 원시 블랙홀이 생겨났을 것으로 추정되는데, 그것들은 우주의 상당 부분을 제공하는 질량을 제공한다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 이 작은 블랙홀의 일반적인 크기는 원자와 맞먹는다. 질량은 약 65438 억 톤 (10- 1 1, 10,10,/ 이런 천체가 확실히 존재한다는 증거는 없지만, 그것들이 존재하지 않는다는 것을 증명하기는 어렵다.