블랙홀은 존재하는가? 블랙홀. 블랙홀 안에 무엇이 있는가

허블 우주망원경은 아마도 처음으로 블랙홀의 존재에 대한 명확한 증거를 제공했습니다. 그는 소위 "사건의 지평선"을 넘어 블랙홀의 활동 영역으로 떨어지는 물질의 소멸을 관찰했습니다.

자외선 스펙트럼에서 뜨거운 가스 흐름의 관찰된 희미한 빛 펄스는 백조자리 XR-1이라고 하는 거대하고 조밀한 물체 주위에 소용돌이를 형성하면서 표백된 다음 사라졌습니다. 예를 들어 폭포 가장자리에서 물이 떨어지는 것과 유사한 이 낙하 메커니즘은 물질이 블랙홀로 떨어지는 이론적 계산과 명확한 유추에 해당합니다.

사건의 지평선은 블랙홀을 둘러싼 공간의 영역으로, 일단 물질이 이 영역을 떠나 블랙홀로 떨어질 수 없습니다. 빛은 여전히 ​​극복할 수 있다 큰 힘중력은 사라지는 물질로부터 마지막 ​​흐름을 보내지만, 떨어지는 물질이 빛조차 더 이상 갈 수 없는 소위 특이점에 들어갈 때까지 짧은 시간 동안만 가능합니다.

잘 알려진 이론에 따르면 블랙홀을 제외하고 다른 어떤 천체도 사건의 지평선 영역을 가질 수 없습니다.

블랙홀은 항성 가스 덩어리를 빨아들이는(흐르는) 패턴을 관찰함으로써 밝혀졌습니다. 작은 공간 영역에 얼마나 많은 질량이 들어가는지 추정함으로써 블랙홀이 차지하는 공간과 질량을 결정할 수 있습니다.

지금까지 사건의 지평선에 이미 떨어진 물질이 블랙홀에 떨어지는 것을 본 사람은 아무도 없습니다. 일반적으로 블랙홀에 인접한 별에서 물질이 흘러넘치는 단순한 사진이 관찰되었습니다. 동시에 블랙홀은 흐르는 가스 덩어리로 완전히 구형으로 둘러싸여 있었고 그 자체는 모습작은 별이지만 자외선이나 중성자에 가까운 스펙트럼의 빛을 방출합니다.

이 비밀은 꽤 오랫동안 대중에게 숨겨졌습니다. 과학자들은 이러한 데이터를 꼼꼼하게 분석하고 검증했습니다.

물론 허블 자신은 사건의 지평선 지대를 보지 못했습니다. 그러한 거리에서 추정하기에는 너무 작은 공간 영역입니다. 허블은 블랙홀의 중력 영향권에 갇힌 끓는 가스의 자외선에서 혼란스러운 요동을 측정했습니다. 허블은 매우 빠르게 약화되는 "흐려지는 맥박열"의 독특한 순간을 포착했습니다.

이 메커니즘은 과학자들이 예측한 일반적으로 받아들여지는 이론과 일치합니다. 물질이 사건의 지평선에 가까워지면 그로부터 나오는 빛은 빠르게 어두워집니다. 더 강한 힘중력과 파동이 길어질수록 점차 자외선에서 중성자 스펙트럼으로 이동하다가 완전히 사라집니다. 이 효과를 "적색편이"라고 합니다.

관측된 유입 물질 조각은 실제로 사건의 지평선에 도달하기 전에 허블 망원경의 시야에서 사라졌습니다. 허블의 고속 광도계는 초당 100,000회 측정 속도로 광 펄스를 샘플링했습니다. 허블의 자외선 분해능은 사건의 지평선에서 1,000마일 이내에 떨어지는 물질의 희미한 깜박임을 볼 수 있게 했습니다.

동적 모델은 이전에 Cygnus XR-1 "이 블랙홀에 속한다고 예측했습니다. 가스는 도랑처럼 직접 떨어질 수 없지만 매끄러운 나선형 디스크 형태로 소용돌이를 형성합니다.

그러나 오늘날 그 존재를 의심하는 과학자는 거의 없습니다. 거의 절대적인 질량과 중력을 가진 초고밀도 물체는 거대한 별 진화의 최종 산물이며 공간과 시간을 휘게 하고 빛조차 허용하지 않습니다.

그러나 노던 캘리포니아 대학의 물리학 교수인 Laura Mersini-Houghton은 자연계에 블랙홀이 전혀 존재하지 않을 수도 있음을 수학적으로 증명했습니다. 그녀의 연구 결과와 관련하여 연구원은 수정을 제안하지 않습니다. 현대적인 아이디어그러나 과학자들은 우주의 기원에 관한 이론에서 뭔가를 놓치고 있다고 생각합니다.

"저는 여전히 충격을 받았습니다. 반세기 동안 우리는 블랙홀 현상을 연구해 왔으며 이러한 엄청난 양의 정보는 우리의 새로운 발견과 함께 우리에게 진지한 생각을 위한 음식을 제공합니다."라고 Mersini-Houghton은 보도 자료에서 인정했습니다. .

일반적으로 받아들여지는 이론은 거대한 별이 자체 중력으로 우주의 한 지점으로 붕괴할 때 블랙홀이 형성된다는 것입니다. 무한히 밀집된 점인 특이점은 이렇게 탄생한다. 그것은 소위 이벤트 호라이즌, 지금까지 교차한 모든 것이 다시 우주 공간으로 돌아오지 않는다는 조건부 선으로 둘러싸여 있어 블랙홀의 매력이 매우 강하다는 것이 밝혀졌습니다.

그러한 물체가 특이한 이유는 블랙홀의 본질이 상대주의와 양자 역학이라는 모순되는 물리 이론으로 설명되기 때문입니다. 아인슈타인의 중력이론은 블랙홀의 형성을 예측하지만 양자이론의 기본법칙은 우주의 어떤 정보도 영원히 사라질 수 없으며, 블랙홀은 아인슈타인에 따르면 입자(그리고 그에 관한 정보)는 나머지 시간 동안 사라진다. 영원히 사건의 지평선 너머 우주.

이러한 이론을 결합하고 우주의 블랙홀에 대한 통합 설명에 도달하려는 시도는 정보 손실의 역설이라는 수학적 현상의 출현으로 끝났습니다.

1974년에 유명한 우주론자 스티븐 호킹은 양자 역학의 법칙을 사용하여 입자가 여전히 사건의 지평선을 넘어갈 수 있음을 증명했습니다. 이 가상의 "행운" 광자 흐름을 호킹 복사라고 합니다. 그 이후로 천체물리학자들은 그러한 방사선의 존재에 대한 꽤 확실한 증거를 발견했습니다.

(NASA/JPL-Caltech에서 설명).

그러나 이제 Mersini-Houghton은 완전히 설명합니다. 새 스크립트우주의 진화. 그녀는 별이 자체 중력으로 붕괴한 후 입자의 흐름을 방출한다는 호킹의 의견에 동의합니다. 그러나, 그것의 새 직업 Mersini-Houghton은 이 복사를 방출함으로써 별도 질량을 잃고 압축될 때 블랙홀의 밀도를 얻을 수 없는 속도로 질량을 잃는다는 것을 보여줍니다.

그녀의 논문에서 연구원은 특이점이 형성될 수 없으며 결과적으로 . 블랙홀의 존재를 반증하는 문서( , )는 ArXiv.org 사전 인쇄 사이트에서 찾을 수 있습니다.

우리 우주가 그 자체라고 믿기 때문에 새로운 발견과 관련하여 빅뱅 이론의 충실도에 대한 질문도 제기되고 있습니다. Mersini-Houghton은 과학자들이 항상 꿈꿔온 것처럼 그녀의 계산에서 양자 물리학과 상대주의가 함께 진행되므로 신뢰할 수 있는 것으로 판명될 수 있는 시나리오라고 주장합니다.

네, 있습니다. 블랙홀중력장이 너무 강해서 빛조차도 이 영역을 벗어날 수 없는 시공간 영역이라고 합니다. 이것은 몸체의 치수가 중력 반경 rg보다 작은 경우에 발생합니다.

이게 뭐야?

블랙홀은 매우 강한 물질에 의해 생성되어야 합니다. 대량 압축, 중력장은 너무 증가하여 빛이나 다른 방사선을 방출하지 않습니다. 중력을 극복하고 블랙홀에서 탈출하려면 두 번째 탈출 속도- 더 밝게. 그러나 상대성 이론에 따르면 어떤 물체도 빛의 속도보다 빠른 속도를 낼 수 없습니다. 따라서 그 어떤 것도 블랙홀에서 빠져나올 수 없습니다. 거기에서도 정보가 나올 수 없습니다. 블랙홀에 빠진 사람에게 무슨 일이 일어났는지 아는 것은 불가능합니다. 이미 구멍 근처에서 공간과 시간의 속성이 극적으로 변합니다.

그러한 시공간 영역의 존재에 대한 이론적 가능성은 아인슈타인 방정식의 일부 정확한 솔루션에서 비롯됩니다. 간단히 말해서, 아인슈타인은 블랙홀의 놀라운 특성을 예측했습니다., 그 중 가장 중요한 것은 블랙홀에 사건의 지평선이 있다는 것입니다. 최신 관측 데이터에 따르면 블랙홀은 존재하며 놀라운 특성을 가지고 있습니다. 블랙홀의 존재는 중력이론을 따른다. 이 이론이 사실이라면 블랙홀의 존재도 사실이다. 따라서 블랙홀의 존재에 대한 직접적인 증거에 대한 진술은 매우 조밀하고 거대한 천체의 존재를 확인하는 것뿐만 아니라 블랙홀로 해석될 수 있는 몇 가지 다른 관측 가능한 특성을 가지고 있다는 의미로 이해되어야 합니다. 일반 이론상대성. 또한 블랙홀은 종종 위에서 주어진 정의와 엄격하게 일치하지 않지만 그러한 속성에 접근하는 객체라고합니다. 블랙홀- 예를 들어, 이들은 붕괴의 후기 단계에서 붕괴하는 별일 수 있습니다.

회전하지 않는 블랙홀

회전하지 않는 블랙홀의 경우 사건의 지평선 반경은 중력 반경과 같습니다. 외부 관찰자의 이벤트 호라이즌에서는 시간의 흐름이 멈춥니다. 멀리 떨어진 관찰자의 관점에서 볼 때 블랙홀로 보내진 우주선은 사건의 지평선을 절대 건너지 못하지만 접근함에 따라 계속해서 속도가 느려집니다. 사건의 지평선 아래, 즉 블랙홀 내부에서 일어나는 모든 일은 외부 관찰자에게는 보이지 않습니다. 우주선에 탄 우주비행사는 원칙적으로 사건의 지평선 아래로 침투할 수 있지만 외부 관찰자에게 어떤 정보도 전송할 수 없습니다. 이 경우 이벤트 지평선 아래로 자유롭게 떨어지는 우주 비행사는 또 다른 우주와 자신의 미래를 볼 가능성이 높습니다. 블랙홀 내부에서는 시공간 좌표가 뒤바뀌어 이곳에서는 우주여행이 시간여행으로 대체되기 때문이다.

회전하는 블랙홀

그 속성은 훨씬 더 놀랍습니다. 그들의 사건의 지평선은 반지름이 더 작고 회전하는 블랙홀의 소용돌이 중력장에 의해 포착된 신체가 끊임없이 움직여야 하는 시공간 영역인 ergosphere 내부에 잠겨 있습니다.
블랙홀의 이러한 특이한 속성은 단순히 환상적으로 보이기 때문에 자연에서의 블랙홀 존재에 대한 의문이 자주 제기됩니다.

쌍성계의 블랙홀

이 경우 블랙홀의 영향이 가장 두드러집니다. 쌍성계에서 한 별은 밝은 거성이고 다른 별은 블랙홀입니다. 거대한 별의 껍질에서 나온 가스가 블랙홀로 흘러나와 그 주위를 돌며 원반을 형성합니다. 나선형 궤도를 돌고 있는 디스크의 가스 층이 블랙홀에 접근하여 그 속으로 떨어집니다. 그러나 블랙홀의 경계 근처에 떨어지기 전에 가스는 마찰의 결과로 수백만 도의 엄청난 온도로 가열되고 X선 범위에서 방출됩니다. 이 X선 방출에 따르면 쌍성계에서 블랙홀이 발견됩니다.

결론

거대한 블랙홀은 조밀한 성단의 중심에서 생겨난 것으로 추정됩니다. 아마도 Cygnus-Cygnus-X-1 별자리의 X-ray 소스가 그런 블랙홀일 것입니다.

천문학자들은 과거에 블랙홀이 우주 팽창 초기에 나타날 수 있었기 때문에 아주 작은 블랙홀의 형성이 배제되지 않았다는 것을 배제하지 않습니다.

질량 값 큰 수중성자 별과 블랙홀은 A. 아인슈타인의 상대성 이론 예측의 타당성을 확인합니다. 안에 지난 몇 년우주의 블랙홀 가설 문제는 관측 현실이되었습니다. 이것은 품질을 의미합니다 새로운 무대블랙홀과 그 놀라운 특성에 대한 연구에서 이 분야의 새로운 발견에 대한 희망이 있습니다.

2007-09-12 / 블라디미르 포크롭스키

블랙홀은 태어나기 전에 죽는다. 적어도 그것은 오하이오에 있는 케이스 웨스턴 리저브 대학의 미국 이론 물리학자들이 말하는 것입니다. 그들은 블랙홀이 단순히 형성될 수 없다는 수학 공식을 추론했습니다. 이 공식이 맞다면 아마도 20세기의 가장 중요한 우주론적 구성이 무너질 것입니다.

블랙홀이란 무엇입니까? 우리 모두는 이것에 대해 여러 번 알고 있습니다. 이것은 중력이 단순히 끔찍한 초대형 몸체입니다. 사건의 지평선이라고 불리는 중심에서 멀리 떨어진 곳에 무언가가 접근하자마자 물질적 몸이든 전자기 복사의 양자이든 물질적 몸이기도 한 광자이든 모든 것이 결코 무언가가 아닙니다. 동시에 전자기파는 다시 깰 수 없습니다. 따라서 광자에 대해 알지 못하는 위대한 라플라스는 한때 블랙홀을 정의한 다음 1916년 독일 물리학자 슈바르츠실트가 예측했지만 "블랙홀"이라는 용어 자체는 1967년에만 제안되었습니다.

글쎄요, 우연히 근처에 있는 것으로 밝혀진 모든 것을 끌어들이는 초대형 몸체 - 상상을 초월하는 우리 우주에 대해 이것이 특별한 이유는 무엇입니까? 특별한 것이 있습니다. 아인슈타인은 자신이 아니라 상대성 이론의 도움으로 소개했습니다. 이 이론에 따르면 블랙홀에 떨어지는 모든 것은 수학적 점에 떨어집니다. 구멍은 바로 그 지점을 제외하고는 완전히 비어 있습니다. 그리고 그 시점에서 완전히 불가능한 것이 관찰됩니다. 소위 특이점 : 0으로 나누기, 무한한 밀도, 여기에서 가장 환상적인 결과가 이어집니다. 예를 들어, 평행 우주로의 침투 또는 우리 공간의 다른 지점으로의 순간 이동.

그러나 물리학의 관점에서 볼 때 우리 세계가 0으로 나누는 것은 다소 이례적인 일이며 항상 다소 당혹스러웠습니다. 유형 수학에만있을 수 있지만 실제로는 절대 아닙니다.

1976년 영국의 유명한 이론 물리학자 스티븐 호킹은 블랙홀, 즉 중력이 정의상 빛을 방출할 수 없는 물체가 여전히 빛을 방출하는 양자 효과를 발견했습니다. 그는 양자 역학적으로 연결된 한 쌍의 "입자-반입자"가 있고 이 입자 중 하나가 구멍에 떨어지면 나머지 입자가 거기에서 끌어낼 수 있음을 보여주었습니다. 이제 클리블랜드 이론가들은 이런 식으로 발생하는 블랙홀의 증발이 너무 강렬해서 블랙홀이 형성될 기회를 갖기도 전에 증발한다는 것을 증명한 것 같습니다.

그들이 어떻게 했고 그들의 결론이 얼마나 옳았는지 추측하지 말고 동료들에게 맡겨 판단하도록 합시다. 그러나 실제로 블랙홀의 존재에 대한 의구심은 오랫동안 표현되어 왔으며 때때로 저자가 블랙홀이 없음을 증명하는 출판물이 있습니다. 사실에도 불구하고 오늘이미 수백 개가 열려 있습니다. "하지만 이들은 블랙홀이 아닙니다." 클리블랜드의 이론가들은 말합니다. "그들은 단지 초대형 우주 물체일 뿐입니다."

러시아 과학 아카데미의 해당 회원 Anatoly Cherepashchuk, State Astronomical Institute의 이사. Sternberg 모스크바 주립 대학. 이 경우 M.V. Lomonosov는 의견에주의하십시오.

그는 NG 특파원과의 인터뷰에서 “실제로 여기에는 약간의 용어 혼동이 있습니다. 우리는 블랙홀이 행동해야 하는 것과 똑같이 행동하는 하늘의 물체를 보고 그들이 블랙홀이라고 믿고 그것을 블랙홀이라고 부르지만 이것이 표면이 없는 물체라는 것이 입증되어야 합니다. 그러나 표면이 없다는 간접적인 징후가 많이 있습니다.

블랙홀이 증발한다는 사실에 Cherepashchuk은 새로운 것을 보지 못합니다. “모두 증발합니다. 블랙홀의 질량이 예를 들어 모스크바의 레닌스키 산과 같은 평균 산의 질량, 즉 1015g을 초과하지 않으면 폭발과 함께 한 순간에 실제로 증발합니다. 반면 몇 개의 태양 질량을 가진 구멍은 완전히 증발하는 데 수천 번의 우주론적 시간이 필요합니다. 사실, 우리 공간이 4 차원이 아니라 11 차원이라는 사실을 고려한 이국적인 이론이 있으며 이러한 추가 차원에 따라 블랙홀도 증발합니다. 따라서 증발 과정은 일반적인 4차원 공간에서보다 훨씬 빠릅니다. 어떤 의미에서 당신이 말하는 작업은 이러한 이론의 논리적 확장과 같습니다. 하지만 거듭 말하지만 블랙홀이 존재한다는 간접적인 증거는 많다.”

블랙홀
물질의 완전한 중력 붕괴의 결과로 발생한 공간의 영역으로, 중력의 매력이 너무 강해서 물질도 빛도 다른 정보 전달자도 떠날 수 없습니다. 따라서 블랙홀의 내부는 우주의 나머지 부분과 인과적으로 관련이 없습니다. 블랙홀 내부에서 발생하는 물리적 프로세스는 외부 프로세스에 영향을 줄 수 없습니다. 블랙홀은 단방향 막 특성을 가진 표면으로 둘러싸여 있습니다. 물질과 방사선은 블랙홀을 통해 블랙홀로 자유롭게 떨어지지만 그 어떤 것도 빠져나갈 수 없습니다. 이 표면을 "사건의 지평선"이라고 합니다. 지금까지 지구에서 수천 광년 떨어진 곳에 블랙홀이 존재한다는 간접적인 징후만 있었기 때문에 추가 프레젠테이션은 주로 이론적 결과를 기반으로 합니다. 일반 상대성 이론(1915년 아인슈타인이 제안한 중력 이론)과 기타 보다 현대적인 중력 이론에 의해 예측된 블랙홀은 1939년 R. 오펜하이머와 H. 스나이더에 의해 수학적으로 입증되었습니다. 이 물체들 근처에 있는 것은 너무 이례적인 것으로 판명되어 천문학자와 물리학자들은 25년 동안 그것들을 심각하게 받아들이지 않았습니다. 그러나 1960년대 중반의 천문학적 발견으로 인해 우리는 블랙홀을 가능한 물리적 현실로 보아야 했습니다. 그들의 발견과 연구는 공간과 시간에 대한 우리의 이해를 근본적으로 바꿀 수 있습니다.
블랙홀의 형성.별 내부에서 열핵 반응이 일어나는 동안 높은 온도와 압력을 유지하여 별이 자체 중력의 영향으로 붕괴되는 것을 방지합니다. 그러나 시간이 지남에 따라 핵연료가 고갈되고 별이 줄어들기 시작합니다. 계산에 따르면 별의 질량이 태양 질량의 3배를 초과하지 않으면 "중력과의 전투"에서 승리할 것입니다. 중력 붕괴는 "퇴화" 물질의 압력에 의해 중지되고 별은 영원히 백색 왜성으로 변할 것입니다. 또는 중성자 별. 그러나 별의 질량이 태양의 3배 이상이면 그 어떤 것도 그 재앙적인 붕괴를 막을 수 없으며 빠르게 사건의 지평선 아래로 내려가 블랙홀이 될 것입니다. 질량이 M인 구형 블랙홀의 경우 사건의 지평선은 적도 둘레가 블랙홀의 "중력 반경" RG = 2GM/c2보다 2p 배 더 큰 구형을 형성합니다. 여기서 c는 빛의 속도이고 G는 중력 상수입니다. 태양 질량의 3배인 블랙홀의 중력 반경은 8.8km입니다.

천문학자가 블랙홀로 변하는 순간 별을 관찰하면 처음에는 별이 어떻게 점점 더 빨리 수축하는지 볼 수 있지만 표면이 중력 반경에 가까워지면 압축이 완전히 멈출 때까지 느려집니다. 동시에 별에서 오는 빛은 약해지고 완전히 꺼질 때까지 빨간색으로 변합니다. 거대한 중력과의 싸움에서 빛은 에너지를 잃고 관찰자에게 도달하는 데 점점 더 많은 시간이 걸리기 때문입니다. 별의 표면이 중력 반경에 도달하면 별을 탈출하는 빛이 관찰자에게 도달하는 데 무한한 시간이 걸립니다(이렇게 하면 광자가 에너지를 완전히 잃게 됩니다). 결과적으로 천문학자는 이 순간을 결코 기다리지 않을 것이며 사건의 지평선 아래에 있는 별에 무슨 일이 일어나는지는 훨씬 더 적게 볼 것입니다. 그러나 이론적으로 이 과정은 연구될 수 있다. 이상적인 구형 붕괴의 계산은 다음을 보여줍니다. 짧은 시간별은 무한히 높은 밀도와 중력 값에 도달하는 지점까지 수축합니다. 이러한 점을 "특이점"이라고 합니다. 더욱이 일반적인 수학적 분석은 사건의 지평선이 발생하면 비구형 붕괴라도 특이점으로 이어진다는 것을 보여줍니다. 그러나 이 모든 것은 일반 상대성 이론이 아직 확실하지 않은 매우 작은 공간 규모까지 적용될 수 있는 경우에만 사실입니다. 양자 법칙은 마이크로 세계에서 작동하며 양자 중력 이론은 아직 만들어지지 않았습니다. 양자 효과가 별이 블랙홀로 붕괴되는 것을 막을 수는 없지만 특이점이 나타나는 것을 막을 수 있다는 것은 분명합니다. 현대 이론별의 진화와 은하의 항성 인구에 대한 우리의 지식은 1000억 개의 별 중 가장 무거운 별이 붕괴하는 동안 약 1억 개의 블랙홀이 형성되어야 함을 나타냅니다. 또한 매우 큰 질량의 블랙홀은 우리 은하를 포함한 큰 은하의 핵에 위치할 수 있습니다. 이미 언급했듯이 우리 시대에는 태양의 3배 이상의 질량만이 블랙홀이 될 수 있습니다. 그러나 빅뱅 직후부터 ca. 150억년 전, 우주의 팽창이 시작되었고 어떤 질량의 블랙홀도 탄생할 수 있었습니다. 그들 중 가장 작은 것은 양자 효과로 인해 증발하여 방사선 및 입자 흐름의 형태로 질량을 잃어야 합니다. 그러나 1015g 이상의 질량을 가진 "원시 블랙홀"은 오늘날까지 살아남을 수 있습니다. 항성 붕괴에 대한 모든 계산은 구형 대칭에서 약간 벗어난 것으로 가정하고 사건의 지평선이 항상 형성된다는 것을 보여줍니다. 그러나 구형 대칭에서 크게 벗어나면 별의 붕괴로 인해 중력이 무한히 강한 영역이 형성될 수 있지만 사건의 지평선으로 둘러싸이지 않습니다. 그것은 "벌거 벗은 특이점"이라고 불립니다. 위에서 논의한 의미에서 더 이상 블랙홀이 아닙니다. 벌거벗은 특이점 근처의 물리적 법칙은 매우 예상치 못한 형태를 취할 수 있습니다. 현재 벌거벗은 특이점은 가능성이 희박한 물체로 간주되지만 대부분의 천체물리학자는 블랙홀의 존재를 믿고 있습니다.
블랙홀의 속성.외부 관찰자에게는 블랙홀의 구조가 매우 단순해 보입니다. (원격 관찰자의 시계에 따르면) 별이 순식간에 블랙홀로 붕괴되는 과정에서 외부 기능 , 원래 별의 불균일성과 관련하여 중력 및 전자기파의 형태로 방출됩니다. 결과적으로 정지된 블랙홀은 총 질량, 각운동량(회전과 관련된) 및 전하의 세 가지 수량을 제외하고 원래 별에 대한 모든 정보를 "잊어버립니다". 블랙홀을 연구함으로써 원래의 별이 물질로 구성되었는지 반물질로 구성되었는지, 시가 모양인지 팬케이크 모양인지 등을 더 이상 알 수 없습니다. 실제 천체물리학적 조건에서 하전된 블랙홀은 성간 매체에서 반대 기호의 입자를 끌어당기며 전하는 빠르게 0이 됩니다. 나머지 고정 물체는 질량으로만 특징지어지는 회전하지 않는 "슈바르츠실트 블랙홀"이거나 질량과 각운동량으로 특징지어지는 회전하는 "커 블랙홀"이 될 것입니다. 위 유형의 고정 블랙홀의 고유성은 W. Israel, B. Carter, S. Hawking 및 D. Robinson의 일반 상대성 이론의 틀 내에서 입증되었습니다. 일반상대성이론에 따르면, 공간과 시간은 거대한 물체의 중력장에 의해 휘어지며, 블랙홀 근처에서 가장 큰 휘어짐이 발생한다. 물리학자들이 시간과 공간의 간격에 대해 이야기할 때 그것은 물리적인 시계나 눈금자에서 읽은 숫자를 의미합니다. 예를 들어, 시계의 역할은 특정 빈도의 진동을 가진 분자에 의해 수행될 수 있으며, 두 이벤트 사이의 횟수는 "시간 간격"이라고 할 수 있습니다. 놀랍게도 중력은 모든 물리적 시스템에 동일한 방식으로 작용합니다. 모든 시계는 시간이 느려지고 있음을 나타내고 모든 눈금자는 공간이 블랙홀 근처에서 확장되고 있음을 보여줍니다. 이것은 블랙홀이 주변의 공간과 시간의 기하학을 구부리고 있음을 의미합니다. 블랙홀에서 멀리 떨어져 있으면 이 곡률은 작지만 근처에서는 빛의 광선이 원을 그리며 이동할 수 있을 정도로 큽니다. 블랙홀에서 멀어지면 그 중력장은 같은 질량의 물체에 대한 뉴턴의 이론으로 정확히 설명되지만, 블랙홀 근처에서는 중력이 뉴턴의 이론이 예측하는 것보다 훨씬 더 강해집니다. 블랙홀에 떨어지는 모든 물체는 중심에서 서로 다른 거리에 있는 인력의 차이로 인해 발생하는 강력한 조석 중력에 의해 사건의 지평선을 건너기 오래 전에 산산조각이 날 것입니다. 블랙홀은 항상 물질이나 방사선을 흡수할 준비가 되어 있어 질량이 증가합니다. 외부 세계와의 상호 작용은 간단한 호킹 원리에 의해 결정됩니다. 입자의 양자 생산을 고려하지 않으면 블랙홀의 이벤트 지평선 영역은 절대 감소하지 않습니다. J. Bekenstein은 1973년에 블랙홀이 복사를 방출하고 흡수하는 물리적 물체와 동일한 물리적 법칙을 따른다고 제안했습니다("흑체" 모델). 이 아이디어에 영향을 받은 호킹은 1974년 블랙홀이 물질과 방사선을 방출할 수 있음을 보여주었지만 이는 블랙홀 자체의 질량이 상대적으로 작은 경우에만 눈에 띕니다. 그러한 블랙홀은 우주의 팽창을 시작한 빅뱅 직후에 태어날 수 있습니다. 이 기본 블랙홀의 질량은 1015g(작은 소행성처럼)과 10-15m 크기(양성자 또는 중성자처럼)를 넘지 않아야 합니다. 블랙홀 근처의 강력한 중력장은 입자-반입자 쌍을 생성합니다. 각 쌍의 입자 중 하나는 구멍에 흡수되고 두 번째는 외부로 방출됩니다. 1015g의 질량을 가진 블랙홀은 1011K의 온도를 가진 물체처럼 행동해야 합니다. 블랙홀의 "증발"이라는 개념은 블랙홀이 방출할 수 없는 물체라는 고전적인 개념과 완전히 모순됩니다.
블랙홀을 검색합니다.아인슈타인의 일반 상대성 이론의 틀 내에서의 계산은 블랙홀의 존재 가능성만을 나타낼 뿐 블랙홀의 존재를 증명하는 것은 결코 아닙니다. 현실 세계 ; 실제 블랙홀의 발견은 물리학 발전의 중요한 단계가 될 것입니다. 우주에서 고립된 블랙홀을 찾는 것은 가망이 없을 정도로 어렵습니다. 우리는 우주의 어둠에 맞서 작고 어두운 물체를 발견할 수 없을 것입니다. 그러나 주변 천체와의 상호작용, 그들에 대한 특징적인 영향을 통해 블랙홀을 감지할 수 있다는 희망이 있습니다. 초질량 블랙홀은 은하의 중심에 있을 수 있으며 그곳에서 지속적으로 별을 삼켜 버립니다. 블랙홀 주위에 집중된 별들은 은하의 중심부에서 중앙 밝기의 봉우리를 형성해야 합니다. 그들의 수색이 지금 진행 중입니다. 또 다른 검색 방법은 은하 중심 물체 주변의 별과 가스의 이동 속도를 측정하는 것입니다. 중심 물체로부터의 거리를 알면 질량과 평균 밀도를 계산할 수 있습니다. 성단의 가능한 밀도를 크게 초과하면 이것이 블랙홀이라고 믿어집니다. 이런 식으로 1996년에 J. Moran과 동료들은 은하 NGC 4258의 중심에 4천만 태양질량의 블랙홀이 있을 것이라고 판단했습니다. 가장 유망한 것은 일반 별과 함께 공통 질량 중심을 중심으로 회전할 수 있는 이진 시스템에서 블랙홀을 찾는 것입니다. 별의 스펙트럼 선의 주기적인 도플러 편이로부터 별이 특정 천체와 쌍을 이루고 있음을 이해하고 후자의 질량을 추정할 수도 있습니다. 이 질량이 3 태양 질량을 초과하고 신체 자체의 복사를 알 수 없다면 이것이 블랙홀일 가능성이 매우 높습니다. 소형 쌍성계에서 블랙홀은 정상적인 별의 표면에서 가스를 포획할 수 있습니다. 블랙홀 주변의 궤도를 이동하면서 이 가스는 원반을 형성하고 나선형으로 블랙홀에 접근하면서 강하게 가열되어 강력한 X선의 원천이 됩니다. 이 방사선의 급격한 변동은 가스가 작고 무거운 물체 주위의 작은 반경 궤도에서 빠르게 움직이고 있음을 나타냅니다. 1970년대 이후로, 블랙홀의 존재에 대한 명확한 징후가 있는 쌍성계에서 여러 X선 소스가 발견되었습니다. 가장 유망한 것은 X 선 바이너리 V 404 Cygnus로 간주되며 보이지 않는 구성 요소의 질량은 6 태양 질량 이상으로 추정됩니다. 다른 주목할 만한 블랙홀 후보로는 X선 쌍성계인 Cygnus X-1, LMCX-3, V 616 Unicorn, QZ Chanterelles, X선 신성 Ophiuchus 1977, Mukha 1981, Scorpio 1994가 있습니다. LMCX는 예외입니다. -3, Bolshoi Magellanic Cloud에 있으며 모두 8000 sv 정도의 거리에 있는 우리 은하에 있습니다. 지구에서 몇 년.
또한보십시오
우주론;
중력 ;
중력 붕괴 ;
상대성 ;
대기권 밖의 천문학.
문학
Cherepashchuk A.M. 이진 시스템의 블랙홀 질량. Uspekhi fizicheskikh nauk, 166권, p. 809, 1996

콜리어 백과사전. - 열린 사회. 2000 .

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