블랙홀

블랙홀이란 무엇입니까?

블랙홀은 매우 높은 비율 (일반적으로 태양보다 큼)과 극도로 압축 된 공간 현상으로 중력장이 강해 입자 나 방사선이 빠져 나갈 수 없습니다.

심지어 빛이 빨려 들어간다는 것을 고려해 볼 때, 블랙홀은 보이지 않으며 그 존재는 주위 환경에서 관찰 할 수있는 중력 결과, 특히 블랙홀에 끌어 당겨지는 천체 근처의 궤도 변화에 의해서만 입증됩니다.

이론 상으로는 빛의 속도보다 빠른 속도로 움직이는 것만 블랙홀의 중력장을 견딜 수 있습니다. 이런 이유로 빨려 든 문제가 무엇인지 확실히 알 수 없습니다.

블랙홀은 얼마나 큰가요?

블랙홀은 다양한 크기로 존재합니다. 과학에 알려진 미성년자는 원시 블랙홀 (black-hole)이라고 부르며 원자의 크기라고 여겨지지만 산의 전체 질량을 가지고 있습니다.

중간 블랙홀 (질량은 태양의 총 질량의 20 배에 이른다)을 스텔라 라고합니다. 이 범주에서 발견 된 가장 작은 블랙홀은 태양 질량의 3.8 배입니다.

목록으로 만들어진 가장 큰 블랙홀 은 supermassive 라고 불리며, 종종 은하의 중심에서 발견됩니다. 예를 들어, 은하수의 중심에는 4 백만 배의 태양 질량에 해당하는 블랙홀 인 궁수 자리 A가 있습니다.

지금까지 가장 큰 알려진 블랙홀은 태양 질량의 40 억 배에 달하는 S50014 + 81이라고 불립니다.

블랙홀은 어떻게 형성됩니까?

블랙홀은 천체의 중력 붕괴로 형성됩니다. 이러한 현상은 신체의 내부 압력 (보통 별)이 자체 질량을 유지하기에 불충분 할 때 발생합니다. 그래서 별의 핵이 중력으로 인해 붕괴되면 천체는 폭발하여 엄청난 양의 에너지가 초신성 (supernova)으로 알려진 사건으로 방출됩니다.

초신성의 시각적 표현.

초신성 동안, 초의 순간에, 별의 전체 질량은 빛의 속도의 약 1/4로 움직이는 동안 핵으로 압축됩니다. (바로이 순간에, 우주의 가장 무거운 원소가 생성됩니다.)

폭발로 인해 중성자 별 이 생기거나 별이 충분히 크다면 블랙홀이 생겨 천문학적으로 집중된 질량으로 앞서 말한 중력장이 생깁니다. 그것에서 탈출 속도 (어떤 입자 나 방사선이 인력에 저항하는 데 필요한 속도)는 적어도 빛의 속도보다 커야합니다.

블랙홀의 종류

독일의 이론 물리학자인 알버트 아인슈타인 (Albert Einstein)은 현대 물리학의 출현을위한 기초로 사용 된 중력과 관련된 가설을 세웠다. 이 아이디어 세트는 일반 상대성 이론 으로 불리우며 과학자는 블랙홀의 중력 효과에 대한 몇 가지 혁신적인 관찰을했습니다.

아인슈타인의 경우, 블랙홀은 "집중 물질의 방대한 양에 기인 한 시공간의 변형"입니다. 그의 이론은이 지역의 급속한 진전을 촉진 시켰고 다양한 종류의 블랙홀 분류를 허용했다.

Schwarzschild 블랙홀

Schwarzschild의 블랙홀은 전하를 가지지 않고 각진 충동을 가지지 않는 것, 즉 축을 중심으로 회전하지 않는 것입니다.

커 블랙홀

Kerr의 블랙홀은 전하가 없지만 축을 중심으로 회전합니다.

Reissner-Nordstrom 블랙홀

Reissner-Nordstrom 블랙홀은 전하를 가지지 만 축을 중심으로 회전하지 않습니다.

커 - 뉴먼 블랙홀

Kerr-Newman 블랙홀은 전기적으로 대전되어 축을 중심으로 회전합니다.

이론적으로 모든 종류의 블랙홀은 충분한 에너지를 잃고 회전을 멈 추면 결국 슈왈츠 실트 블랙홀 (정적 및 무 전하)이됩니다. 이 현상을 Penrose Process라고 합니다. 이러한 경우 Schwarzschild와 블랙홀을 구별하는 유일한 방법은 질량을 측정하는 것입니다.

블랙홀의 구조

블랙홀은 중력장이 심지어 빛 때문에 피할 수 없기 때문에 보이지 않습니다. 따라서 블랙홀은 아무 것도 반사되지 않는 어두운 표면으로 보이며 그 안에 빨려 들어간 요소가 어떻게되는지에 대한 증거가 없습니다. 그러나, 그들이 주변에서 유발하는 효과의 관찰로부터, 과학은 사건의 지평선, 특이성 및 인간 활동 영역 에서 블랙홀을 구조화한다.

이벤트의 지평선

아무 것도 관찰되지 않는 블랙홀의 중력장의 경계를 사건의 지평선 또는 되돌아 가지 않는 지점 이라고합니다.

NASA에서 사용할 수있는 이벤트 지평선을 그래픽으로 표현한 것으로, 빛이 방출되지 않는 곳에서 완벽한 구가 관측됩니다.

실제로 중력 결과 만이지만, 이벤트 지평선은 블랙 홀 구조의 일부로 간주됩니다. 왜냐하면 그것이 현상의 관찰 가능한 영역의 시작이기 때문입니다.

그 모양은 정적 블랙홀에서는 완벽하게 구형이고 회전 블랙홀에서는 비스듬한 것으로 알려져 있습니다.

시간 의 중력 팽창 으로 인해 블랙홀의 질량이 시공간에 미치는 영향으로 인해 그 범위를 넘어선 사건의 범위는 다음과 같은 효과를냅니다 :

먼 관찰자에게는 이벤트 지평선 근처의 시계가 멀리 떨어져있는 것보다 더 천천히 움직입니다. 따라서 블랙홀에 빨려 들어간 어떤 물체도 시간이 지나면 마비 될 때까지 천천히 움직이는 것처럼 보입니다.
먼 관찰자의 경우, 블랙홀의 중력장에 의해 빛의 빈도가 감소함에 따라, 이벤트 지평선에 접근하는 물체는 붉은 색조를 띄게 됩니다. 물리적 현상이 적색 변이로 알려져 있기 때문입니다.
대상의 관점에서, 시간은 전체 우주에 대한 가속 속도로 지나갈 것이지만, 시간 자체는 정상적으로 지나갈 것입니다.

특이점

별의 질량이 무한히 집중되는 블랙홀의 중심점은 특이성이라고 불리는데, 그 중 특이성은 거의 알려져 있지 않습니다. 이론상으로, singularity는 붕괴 된 별의 총 질량을 포함하며 중력장에 의해 빨려 들어간 모든 물체의 질량에 더해 지지만 부피 나 표면은 없습니다.

에르고 스퓌 어와

Ergosphere는 천체가 정지 할 수없는 회전하는 블랙홀에서 이벤트 지평선을 우회하는 영역입니다.

그러나 아인슈타인의 상대성 이론에 따르면, 어떤 회전하는 물체도 그것의 가까이에 시공간을 끌어들이는 경향이있다. 회전하는 블랙홀에서이 효과는 매우 강하기 때문에 천체가 정지 된 채로있는 빛보다 더 빠른 속도로 반대 방향으로 움직이는 것이 필요합니다.

Ergosphere의 영향과 이벤트 지평의 영향을 혼동하지 않는 것이 중요합니다. 에르고 스피어 는 중력장을 가진 물체 를 끌어 들이지 않습니다 . 따라서 그것과 접촉하는 모든 것은 시공간에서만 옮겨 질 것이며 사건의 지평선을 가로 지르는 경우에만 끌어 당길 것이다.

검은 구멍에 관한 스티븐 호킹 이론

스티븐 호킹 박사는 20 세기와 21 세기의 가장 영향력있는 물리학 자이자 우주 학자 중 한 사람이었다. 호킹 박사는 수많은 기여 가운데 아인슈타인이 제안한 몇 가지 정리를 풀어 우주가 특이점에서 시작되었다는 이론에 기여했다. 빅뱅 .

호킹 박사는 블랙홀은 완전히 검은 색이 아니라 열 방사량이 적다 고 생각했다. 이 효과는 물리학에서 Hawking Radiation 으로 알려져 있습니다. 이 이론은 블랙홀은 방출 된 방사선에 의해 질량을 잃을 것이고 매우 느린 과정에서 사라질 때까지 감소 할 것이라고 예측합니다.