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블랙홀의 형성과 크기
블랙홀의 수수께끼?
질량이 비슷한 별의 원자력이 소진되면 (초신성이 폭발하면) 파편의 질량이 태양보다 3 배 높은 별의 핵심은 블랙홀로 진화한다 (중성자가 동반성을 가지고 있다면 중성자성은 충분한 동반성 물질을 흡수하고 블랙홀로 진화할 수 있다). 블랙홀에서는 어떤 외력도 중력과의 균형을 유지할 수 없기 때문에 핵심은 계속 붕괴되어 블랙홀을 형성한다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)
물질이 경계에 떨어지면 빛의 속도라도 다시 나올 수 없다.
아인슈타인은 기하학적으로 블랙홀을 공간에서 왜곡된 구멍으로 해석했다. 물질은 공간에 따라 움직인다. 공간 자체가 구멍이라면 어떤 물질도 탈출할 수 없다.
블랙홀은 네 가지 유형으로 나뉩니다.
블랙홀은 별, 원시 블랙홀, 중량급 블랙홀, 중량급 블랙홀에서 진화한 것이다.
블랙홀에 경계가 있습니까?
블랙홀이 형성되면 모든 물질이 중심쪽으로 무너져 특이점이라고 하는 아주 작은 입자로, 블랙홀의 표면을' 사건 돔' 이라고 부른다.
표면과 중심 특이점 사이의 거리는 스와즈 반경입니다. 블랙홀의 슈워츠 반경 밖에서 뛰쳐나가고 싶은 모든 물질은 빛의 속도를 초과하는 속도로 소니를 친다. (존 F. 케네디, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)
그러나 특수 상대성 이론에 따르면 광속은 속도의 한계이다. 따라서 모든 물질이 사건의 돔에 도달하면 중심 특이점으로 끌려가 영원히 빠져나갈 수 없다.
블랙홀은 보이지 않나요?
블랙홀은 중력이 강해서 가장 빠른 빛도 탈출할 수 없는 천체이다. 블랙홀 주위의 시공간도 중력의 영향으로 왜곡되어' 지평면' 이 생겨났다. 어떤 물질도 삼키기만 하면 영원히 이 범위를 벗어날 수 없다. 그 반경을' 중력 반경' 이라고 한다. 빛조차 빠져나갈 수 없기 때문에, 우리는 얼굴 같은 내부를 볼 수 없다.
블랙홀의 발견?
1990 년 4 월 27 일 허블 우주 망원경이 투입되어 인류 탐사 우주를 위한 새로운 페이지를 열었다. 제조상 실수가 있고 영상이 크게 할인되었지만 천문학에 큰 기여를 했다.
최근 인류는 허블 우주 망원경을 통해 이전에 이론 범위 내에서만 존재했던 블랙홀에 대한 추가 증거를 얻었다. 안드로메다 은하 M3 1 부근의 M32 에서 태양의 300 만 배 이상의 블랙홀이 발견되었다. M32 는 지구에서 230 만 광년 떨어진 우리 은하 근처의 은하입니다. 그것은 인류가 알고 있는 밀도가 가장 큰 은하로, 지름이 1000 광년 (우리 은행계 직경 약 10 만 광년) 에 불과하며, 400 만 개의 별을 포함하고 있으며, 그 중심과 밀도는 우리 은하 100 이다 M32 중심의 행성에 살고 있다고 가정하면, 100 만월보다 더 밝은 별이 빛나는 빛을 볼 수 있습니다. 과학자들은 은하에서 별의 활동과 그 중심 밀도를 근거로 추측한다. 이 은하의 별은 초당100km 의 속도로 움직이며 다른 일반 은하보다 빠르다.
블랙홀을 찾아 봅시다!
블랙홀은 빛을 낼 수 없고 매우 작기 때문에 망원경으로 지구를 측정할 수 없다. 그러나 이론에 따르면 쌍성의 동반자가 블랙홀이라면, 주성의 물질은 블랙홀에 끌어들여 흡적고리를 형성할 수 있다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 흡적고리의 물질이 서로 마찰하여 고온을 발생시켜 엑스레이를 방출하기 때문이다. 따라서 블랙홀 수색자는 X-레이 근거리 쌍성에 집중할 것이다.
1962 년에 사람들은 백조자리의 거위목에서 X-레이를 감지하고 그 근원을 블랙홀이라고 명명했다. 백조자리 X- 1 은 X-레이 소스입니다. 그 중 하나는 초청색 거성이며, 블랙홀이 볼 수 없는 하위 별의 질량일 수 있습니다.
응답자: 소전-매니저 4 급1-1916:13.
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블랙홀은 천체입니다. 중력장 강도가 너무 커서 빛도 빠져나갈 수 없습니다. 넓은 의미로 말하면
상대성 이론, 중력장은 시공간을 구부린다. 별이 매우 클 때, 그것의 중력장은 시공간에 미치는 영향이 매우 적다.
어떤 효과가 있습니까? 별 표면의 한 점에서 나오는 빛은 어떤 방향으로든 직선으로 방출될 수 있다. 그리고 별의 절반
지름이 작을수록 주변 시공간의 구부리기 작용이 커질수록 어떤 각도에서 나오는 빛은 구부러진 공간을 따라 움직입니다.
별의 표면으로 돌아가다.
별의 반경이 특정 값 (천문학적으로 "슈바르츠실트 반경" 이라고 불림) 보다 작을 때, 심지어 수직표까지.
표면에서 나오는 빛이 포착되다. 이때 별은 블랙홀이 되었다. 내가 말하는' 블랙' 은
우주의 바닥이없는 구멍, 일단 어떤 물질이 떨어지면 더 이상 탈출 할 수없는 것처럼 보입니다. 사실 블랙홀은 사실
그것은 "보이지 않는다" 입니다. 아래에서 설명하겠습니다.
블랙홀은 어떻게 형성됩니까? 사실, 백란성과 중성자성처럼 블랙홀은 일정할 가능성이 높습니다.
별이 진화했습니다. 우리는 이미 백란성과 중성자성의 형성 과정을 상세히 소개했다. 스타가 되다
별이 노화되었을 때, 그 열핵반응은 이미 중앙의 연료 (수소) 를 다 소모했고, 중심에서 나오는 에너지는 이미 고갈되었다
나는 경험이 별로 없다. 이렇게 하면 더 이상 껍데기의 거대한 무게를 견딜 수 있는 충분한 강도가 없습니다. 그래서 껍데기 안에
무거운 압력 하에서 핵심은 마침내 작고 촘촘한 별이 형성되어 다시 능력을 얻을 때까지 무너지기 시작했다.
압력으로 균형을 잡다.
질량이 작은 별은 주로 백란성으로 진화하며, 질량이 큰 별은 중성자를 형성할 수 있다.
스타. 과학자의 계산에 따르면 중성자 별의 총 질량은 태양 질량의 3 배보다 클 수 없다. 만약
이 값에 도달하면 자신의 중력과 맞설 힘이 없으면 또 다른 대붕괴를 초래할 수 있다.
이번에 과학자들의 추측에 따르면 물질은 하나가 될 때까지 무자비하게 중심점을 향해 전진할 것이다.
부피가 0 이 되고 밀도가 무한대인 "점" 입니다. 일단 반경이 어느 정도 축소되면,
(슈바르츠실트 반경), 우리가 위에서 소개한 바와 같이, 거대한 중력은 빛조차 빛나지 못하게 한다.
밖으로, 그래서 별과 외부 세계 사이의 모든 연결을 차단-"블랙홀" 이 태어났습니다.
블랙홀은 다른 천체에 비해 너무 특별하다. 예를 들어 블랙홀은 보이지 않는 능력을 가지고 있지만 사람은 그렇지 않습니다.
법칙은 그것을 직접 관찰했고, 심지어 과학자들도 그것의 내부 구조에 대해 여러 가지 추측만 할 수 있었다. 그렇다면 블랙홀은 어떻게 될까요
그럼 자신을 숨길까요? 대답은-구부러진 공간. 우리 모두는 빛이 직선으로 전파된다는 것을 알고 있습니다.
방송하다. 이것은 기본적인 상식이다. 그러나 일반 상대성 이론에 따르면 공간은 중력장의 작용으로 구부러진다.
구부리다. 이 시점에서 빛은 여전히 두 점 사이의 가장 짧은 거리를 따라 전파되지만 더 이상 직선이 아닙니다.
형상적으로 말하자면, 이것은 곡선이다. 빛은 직선으로 전진해야 할 것 같지만, 강력한 중력이 그것을 끌어내렸다.
원래의 방향에서 벗어나다.
지구에서는 중력장이 작기 때문에 이런 굽힘이 매우 작다. 블랙홀 주변에서
공간의 이런 변형은 매우 크다. 이런 식으로, 비록 블랙홀이 있음에도 불구하고, 별에서 나오는 빛조차도 블랙홀에 가려져 있다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)
나뭇가지는 블랙홀에 떨어져 사라지지만, 다른 부분의 빛은 블랙홀을 우회하여 구부러진 공간을 지나 지구에 도달한다.
그래서 우리는 블랙홀이 존재하지 않는 것처럼 블랙홀 뒷면의 별빛을 쉽게 관찰할 수 있다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)
이것이 블랙홀의 투명입니다.
더 흥미롭게도, 어떤 별들은 지구에 직접 빛을 보낼 뿐만 아니라 다른 별들에게도 빛을 보냅니다.
방향에서 나오는 빛도 인근 블랙홀의 강력한 중력에 의해 굴절되어 지구에 도달할 수 있다. 그래서 우리는
이 스타의' 얼굴' 을 보고 그 측면, 심지어 뒷면까지 본다!
블랙홀' 은 의심할 여지없이 금세기의 가장 도전적이고 흥미진진한 천문 이론 중 하나이다. 많은
과학자들은 그것의 신비한 베일을 벗기려고 노력하고 있으며, 새로운 이론은 끊임없이 제기되고 있다. 하지만,
이 당대 천체물리학의 최신 성과는 여기서 세 마디로 설명할 수 있는 것이 아니다.
응답자: 청두 광인-학자 3 급1-1916:15.
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별의 폭발로 인한 소용돌이를 가리킨다. 너는 들어가지 않는 것이 좋겠다!
응답자: 베컴 2003- 수습마술사 2 급1-1916:18.
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특별한 천체
응답자: randorg- 학자 3 급1-1916:19.
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블랙홀은 우주의 천체이다. 1969 년, 미국 과학자 존 윌러 (John Wheeler) 가 우주에서 알려지지 않은 물체를 형상적으로 묘사한 이름을 지어냈다. 1973 년, 존 미셸은 한 문장 속에서 질량이 크고 별의 밀도가 매우 높은 천체를 천명했는데, 그 중력장은 빛도 빠져나갈 수 없을 정도로 커서 블랙홀이라고 불린다.
응답자: zhangzo 4925- 보조 3 급 1- 19 16:27.
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아인슈타인이 일반 상대성 이론을 제안한 이듬해인 19 16 년, 슈바르츠실트는 그의 이론에서 블랙홀의 존재를 발견했지만 1960 년이 되어서야 과학자들은 블랙홀의 존재를 이해하고 받아들였다.
많은 블랙홀은 질량 별 진화의 초점일 뿐이다. 이 별들의 질량은 태양의 10 배 이상이다. 그들의 삶에는 항상 서로 경쟁하는 두 가지 힘이 있습니다. 즉, 자체 중력은 안쪽으로 압력을 가하고, 내부 열핵융합 반응으로 인한 에너지는 밖으로 압력을 가합니다. 이 두 힘이 같을 때 별은 비교적 안정된 상태에 있다. 하지만 항성 내부에서 열핵융합에 쓰이는 연료는 언젠가는 고갈될 것이고, 이 날이 오면 힘의 격차가 드러날 것이다. 일단 중력이 우세하면, 별은 반드시 안쪽으로 붕괴될 것이며, 중력의 작용은 점점 더 강해질 것이다. 별의 물질이 점점 밀집됨에 따라, 그것의 탈출 속도도 증가하고 있다. 별의 밀도가 너무 커서 탈출 속도가 광속을 초과할 때 블랙홀이 형성된다. 이 시점에서 우주에서 가장 빠르게 움직이는 물질인 빛조차도 블랙홀에서 벗어날 수 없다.
또한 우주에는 은하와 퀘이사의 중심에 있는 매우 큰 블랙홀이 있습니다. 예를 들어, 우리 은하의 중심에는 태양의 400 만 배에 달하는 초질량 블랙홀이 있습니다. 이 블랙홀들의 형성 과정은 완전히 명확하지 않다. 그러나 어떤 블랙홀이든 천체의 존재의 극단적인 형태일 뿐이다.
인터뷰 대상: Sirius 1 15- 보조 2 차1-1916:
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블랙홀이란 무엇입니까?
블랙홀 안에는 거대한 중력장이 숨겨져 있는데, 이 중력장은 너무 커서 빛이라도 블랙홀의 손바닥을 벗어날 수 없다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 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 여전히 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 잘 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 광자를 많이 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 에너지 방출 시간도 길다. 10 억년에서 200 억년 이상, 우리 우주의 역사보다 더 길고, 에너지가 완전히 소멸되는 데는 수조 년이 걸린다.
블랙홀
블랙홀에 대해 이야기하는 것은 중력장의 본질을 보편적으로 이해하지 않고 블랙홀에 대해 이야기하는 것을 의미한다.
블랙홀의 정의에 따라 블랙홀에 대해 이야기한다면 우주에는 블랙홀이 없다.
우주의 물질은 물질의 본질적인 특징을 가지고 있기 때문이다.
우주에 있는 물질의 본질적인 특징에 따르면, 별에서 나오는 빛은 별에 의해 다시 흡수될 수 없다.
블랙홀은 작고 질량이 큰 별이다. 강력한 중력 하에서 빛도 빠져나갈 수 없다. 별의 표면에서 나오는 빛은 먼 곳에 도달하기 전에 별 자체의 중력에 의해 다시 별에 끌린다.
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 별들의 한 덩어리에 존재할 수 있다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 중력장 강도가 시공간을 완전히 구부릴 정도로 강하면, 어떤 것도, 심지어 빛도 빠져나갈 수 없을 정도로 자신을 둘러싸고 있다면, 그것을 블랙홀이라고 부른다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 너무 많은 물질이 높은 밀도 (예: 지구가 완두콩 크기로 압축됨) 로 압축되거나 밀도가 낮은 질량 (예: 수백만 배의 태양 질량은 직경과 태양계 같은 공에 분포되어 있습니다. 대략 물입니다.
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.