블랙홀은 놀랍도록 작은 공간에 엄청난 양의 질량을 포장하는 우주 몸체입니다. 매우 강렬한 중력으로 인해 우주의 속도 제한을 정의하는 빛조차도 아무것도 파악할 수 없습니다.
2019 년 4 월 10 일 이벤트 Horizon Telescope 팀이 초대형 블랙홀의 첫 번째 이미지를 공개했을 때 과학 역사에서 이정표를 표시했습니다. 결과적으로, 별이 핵 연료 연소의 끝에 도달하고 붕괴 될 때 생성 된 이러한 공간 영역은 거대한 중력 우물을 만들어 이론에서 현실로의 전환을 완료했습니다.
이 전이는 Galaxy Messier 87 (M87)의 중심에서 초가 블랙홀 (SMBH)의 두 번째, 훨씬 더 명확한 이미지의 계시로 인해 더욱 확고 해졌다. 이 두 번째 이미지는 그것을 둘러싼 자기장의 방향과 같은 세부 사항을 드러내고 광년 동안 연장되는 강력한 제트기를 주도합니다.
블랙홀에 대한 연구는 이러한 시공간 사건과 집에있는 환경보다 훨씬 더 많은 것을 가르쳐 줄 수 있습니다. 우주 학자들은 대부분의 은하들이 SMBH가 자신의 중심에 앉아 있다고 믿기 때문에 우주 웹의 중심에 숨어있는 뚱뚱한 거미처럼 욕심을 소비하고, 이러한 시공간 사건에 대해 더 많이 배우는 것도 은하가 어떻게 진화하는지 가르쳐 줄 수 있습니다.
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블랙홀의 기원은 대부분의 천문학적 대상의 기원입니다. 우리는 먼 우주에서 신비한 대상을 발견하지 못한 후 추가 관찰을하면서 이론을 시작했습니다.
오히려 블랙홀은 입자 물리학에서 새로 이론화 된 입자를 더 연상시키는 방식으로 과학적 사전에 들어갔다. 솔루션에서 복잡한 수학에 이르기까지 먼저 떠오릅니다. 블랙홀의 경우 아인슈타인이 그의 가장 중요하고 혁명적 인 이론에서 사용한 필드 방정식에 대한 해결책.
별의 붕괴로 인한 물리적 블랙홀이 형성되는 것처럼, 블랙홀 이론은 기하학적 중력 이론을 지배하는 필드 방정식의 은유 적 붕괴에서 나왔다. 일반 상대성으로 더 잘 알려져 있습니다.
블랙홀에 대한 가장 일반적인 오해 중 하나는 본질적인 독창성과 우주에 다른 것이 없다는 사실에서 비롯됩니다.
내용
- 1 뒤틀린 :블랙홀과 시공간에 미치는 영향
- 2 이벤트 수평선과 중앙 특이점
- 3 블랙홀을 만드는 방법
- 4 중력 붕괴에 제한을 두는
- 5 네 가지 유형의 블랙홀
- 6 커 블랙홀의 해부학
- 7 스파이 저조에 의한 사망
- 8 배우기에 훨씬 더…
- 9 출처 및 추가 읽기
뒤틀린 것 :블랙홀과 시공간에 미치는 영향
일반 상대성 이론은 Mass가 시공간에 영향을 미친다는 생각을 소개했습니다. 우주와 시간은 우주의 사건이 진행되는 수동적 인 단계가 아니라는 생각의 개념입니다. 대신, 그 사건들은 그 단계를 형성합니다. 존 휠러가 훌륭하게 우리에게 말한 것처럼; 일반 상대성에 관해서는 :
가장 일반적인 비유는이 공간의 뒤틀림이 뻗은 고무 시트에 물체를 배치하는 것입니다. 물체가 클수록‘덴트’가 깊고 곡률이 더 극단적으로 생성됩니다. 우리의 비유에서, 행성은 대리석, 별은 사과, 블랙홀은 대포입니다.
따라서 이것을 고려할 때 블랙홀은 실제로 '대상'이 아니라 실제로 시공간 이벤트로 더 잘 묘사됩니다. 우리가 '블랙홀'이라고 말할 때 우리가 의미하는 바는 빛 자체조차도 탈출하는 데 필요한 속도가 없다는 유한 한 지점에 엄청난 양의 질량에 의해 '뒤틀린'공간의 영역입니다.
빛이 더 이상 탈출 할 수없는이 시점은 일반 상대성 방정식의 솔루션이 무한대로가는 블랙홀을 정의하는 두 가지 특이점 중 첫 번째를 나타냅니다.
이벤트 수평선과 중앙 특이점
블랙홀의 이벤트 수평선은 탈출 속도가 진공의 빛의 속도를 초과하는 지점입니다 ( c ). 이것은 천체 물리학 자 Karl Schwarzschild를위한 Schwarzchild 반경이라고 불리는 반경에서 발생하며, 1 차 세계 대전에서 동부 전선에서 봉사하는 동안 Einstien의 현장 방정식에 대한 솔루션을 개발했습니다.
의심 할 여지없이 Schwarzschild 솔루션으로 알려진 아인슈타인의 현장 방정식에 대한 그의 솔루션은 빈 공간 영역의 시공간 형상을 설명했습니다. 그것은 두 가지 흥미로운 기능, 즉 두 가지 특이점 - 하나는 좌표 단수, 다른 하나는 중력 특이점을 가졌습니다. 둘 다 블랙홀 연구에서 중요성을 취합니다.
좌표 특이점 또는 Schwarzchild 반경을 먼저 다루는 것.
Schwarzchild 반경 (rs) 또한이 Schwarzschild 반경 내에서 신체의 반경이 수축되는 경우 (예 : rs> r . ). 이 한계 내에서 신체의 반경이 줄어들면 블랙홀이됩니다.
모든 몸체에는 Schwarzschild 반경이 있지만 지구와 같은 신체에 대한 아래 계산에서 볼 수 있듯이 rs 반경과 함께 잘 떨어집니다.
그것이 블랙홀을 독특하게 만드는 것의 일부입니다. 그들의 슈워츠 차일드 반경은 질량이 작은 공간으로 압축되기 때문에 물리적 반경 외부에 있습니다.
이벤트 Horizon의 외부 가장자리가 피해를 입을 수있는 마지막 지점이기 때문에 이벤트를 통해 볼 수있는 마지막 지점이 될 수 있기 때문입니다. 이 시점을 지나서는 아무것도 관찰 할 수 없습니다.
Schwarzschild 반경을 '좌표 특이점'이라고하는 이유는 영리한 좌표 시스템으로 제거 할 수 있기 때문입니다. 두 번째 특이점은 이런 식으로 다룰 수 없습니다. 이것은 블랙홀 자체의 '진정한'물리적 특이점입니다.
이것은 중력 특이점으로 알려져 있으며 블랙홀의 중앙에서 발견됩니다 ( r =0). 이것은 블랙홀에 빠지는 모든 입자의 엔드 포인트입니다. 또한 아인슈타인 필드 방정식이 무너지는 점입니다.
이벤트 수평선의 탈출 속도가 빛의 속도를 초과한다는 사실은 물리적 신호가 중심 특이점에서 먼 관찰자에게 정보를 전달할 수 없음을 의미합니다. 우리는 블랙홀의 이러한 측면에서 영원히 봉인되어 이론의 영역에 영원히 남아있을 것입니다.
블랙홀을 만드는 방법
우리는 지구의 질량이있는 신체가 블랙홀이 되려면 직경이 2cm 미만으로 축소되어야한다는 것을 이미 보았습니다. 이것은 분명히 불가능한 것입니다. 사실, 우리의 태양조차도 블랙홀로서의 삶을 끝내기에 충분한 덩어리가 없습니다. 태양의 질량이 약 3 배인 별만 이런 식으로 그들의 삶을 끝내기에 충분히 방대합니다.
그러나 왜 그런 경우입니까?
천문학적 몸이 블랙홀이 되려면 일련의 한계를 충족시키고 초과해야한다는 사실을 알게 된 것은 놀라운 일이 아닙니다. 이 한계는 안쪽 힘에 저항하는 외부 힘에 의해 생성되어 중력 붕괴로 이어집니다.
비교적 작은 질량을 가진 행성 및 기타 신체의 경우, 원자 사이의 전자기 반발은 총 중력 붕괴에 대한 안정성을 부여 할 정도로 강하다. 큰 별의 경우 상황이 다릅니다.
별의 주요 수명주기 (수소 원자가 헬륨 원자에 대한 융합 기간) 동안 중력 붕괴에 대한 주요 보호는 이러한 핵 공정에 의해 생성되는 외부 열 및 방사선 압력입니다. 즉, 중력 붕괴의 첫 번째 물결은 별의 수소 연료가 소진되고 내부 압력이 더 이상 저항 될 수 없을 때 발생합니다.
.별이 충분한 질량을 가지고 있다면,이 붕괴는 핵 핵 융합을 통치하기에 충분한 핵의 원자를 함께 모아서 헬륨 원자가 융합하여 더 무거운 요소를 생성합니다. 이 헬륨이 소진되면, 공정이 다시 발생하며, 더 무거운 요소의 융합을 유발할 수있는 압력이 충분하면 붕괴가 다시 발생합니다.
태양과 같은 별은 결국 질량이 더 이상 점점 더 무거운 요소의 핵 연소를 시작하기에 충분하지 않은 지점에 도달 할 것입니다. 그러나 완전한 붕괴를 방지하는 외부 힘을 생성하는 것이 핵 융합이 아니라면,이 낮은 질량 별이 블랙홀이되는 것을 막는 것은 무엇입니까?
중력 붕괴에 제한을 두는
태양과 같은 낮은 질량 별은 블랙홀 형태의 흰색 난쟁이 스타로서의 삶을 끝낼 것입니다. 완전한 붕괴로부터 이러한 흰색 난쟁이를 보호하는 메커니즘은 라는 양자 기계적 현상입니다. 퇴행.
이‘퇴행 압력 ’ 전자, 양성자 및 중성자를 포함하는 페르미온으로 알려진 특정 입자가 동일한 '양자 상태'를 차지하는 것이 금지되어 있음을 나타내는 Pauli 배제 원리의 요인입니다. 이것은 단단히 뭉개지는 것에 저항하는 것을 의미합니다.
이 이론과 그 제한은 인도-아메리카의 지주적 수박주의 Subrankhhhhhhhar에 대한 의문의 여지가 있습니다. 중력 붕괴에 대해 실패 할 것입니다.
Chandrasekhar – 1931 년 1.4 개의 태양 질량이 넘는 기간에 관한 그의 작품에 대한 1983 년 노벨 물리학상을 상환했다. Chandrasekhar 한계라고 불리는이 한도를 지나서 중력은 Pauli 배제 원칙과 중력 붕괴가 계속 될 수 있습니다.
그러나이 더 큰 질량의 별도 블랙홀을 만드는 것을 막는 또 다른 한계가 있습니다.
1932 년 중성자 발견 에 감사드립니다 - 원자 핵에서 양성자의 중립 파트너 - 러시아 이론 물리학 자 Lev Landau는 중성자 별의 존재를 숙고하기 시작했습니다. 이 별의 바깥 부분에는 중성자가 풍부한 핵이 포함되어 있으며, 내부 섹션은 대부분 중성자로 구성된 '양자 액'으로 형성됩니다.
이 중성자 별은 또한 퇴행 압력에 의해 중력 붕괴로부터 보호 될 것입니다. 이번에는이 중성자 유체가 제공합니다. 이 외에도, 전자와 비교할 때 중성자의 질량이 더 커지면 중성자 별이 붕괴되기 전에 더 큰 밀도에 도달 할 수 있습니다.
1939 년까지 Robert Oppenheimer는 중성자 별의 질량이 태양의 질량의 대략 3 배가 될 것이라고 계산했습니다.
이것을 원근법으로 표현하기 위해, 태양의 질량을 가진 흰색 난쟁이는 우리 별의 양의 백만 분의 1을 가질 것으로 예상됩니다. 비슷한 질량의 중성자 별은 반경이 약 20km입니다. 대략 도시의 크기입니다.
Oppenheimer-Volkoff 한계 위에서 중력 붕괴가 다시 시작됩니다. 이번에는이 붕괴와 물질이 존재할 수있는 가장 밀도가 가장 높은 상태의 생성 사이에는 아무런 제한이 없습니다. 블랙홀의 중앙 특이점에서 발견 된 상태.
우리는 그러한 시공간 영역을 형성하는 데 방해가되는 블랙홀과 장애물의 창조를 다루었지만, 이론은 아직 블랙홀을 실제 관찰에 전달할 준비가되어 있지 않습니다. 일반 상대성 이론의 현장 방정식은 블랙홀의 분류에도 유용 할 수 있습니다.
4 가지 유형의 블랙홀
블랙홀을 분류하는 것은 실제로 독립적 인 자질이 거의 없다는 사실 덕분에 상당히 간단합니다. John Wheeler는 이러한 특성 부족을 설명하는 다채로운 방법을 가지고있었습니다. 물리학자는 한때 블랙홀에는‘머리카락이 없다’는 말을했는데, 이는 몇 가지 특성 외에는 본질적으로 구별 할 수 없다는 것을 의미합니다. 이 의견은 블랙홀의 머리가없는 정리로 불멸화되었습니다.
블랙홀에는 질량, 각 운동량 및 전하의 3 가지 독립적 인 측정 가능한 특성 만 있습니다. 모든 블랙홀에는 질량이 있어야하므로 이러한 특성에 따라 4 가지 유형의 블랙홀 만 있다는 것을 의미합니다. 각각은 메트릭 또는 설명하는 데 사용되는 기능으로 정의됩니다.
이것은 아래에서 볼 수 있듯이 보유한 특성에 의해 블랙홀이 아주 쉽게 통합 될 수 있음을 의미합니다.
그러나 이것은 블랙홀을 분류하는 가장 일반적이거나 가장 적합한 방법은 아닙니다. 질량은 모든 블랙홀에 공통적 인 유일한 속성이므로, 가장 간단하고 자연스럽게 나열하는 방법은 질량에 의한 것입니다. 이 질량 카테고리는 불완전하게 정의되었으며 지금까지 일부 범주에서 블랙홀은 가장 중간 블랙홀입니다.
우주 학자들은 대부분의 블랙홀이 회전하고 차전하지 않은 커 블랙홀이라고 생각합니다. 그리고 이러한 시공간 사건에 대한 연구는 시공간에 대한 그들의 힘과 영향을 완벽하게 보여주는 현상을 보여줍니다.
.커 블랙홀의 해부학
차전하지 않은 회전 블랙홀을 설명하는 데 사용되는 Kerr 메트릭의 수학은 회전 할 때 주변 시공간의 직물이 회전 방향으로 끌려 든다는 것을 보여줍니다.
강력한 현상은 '프레임 드래깅'또는 렌즈-스틸링 효과로 알려져 있으며 Kerr 블랙홀을 둘러싼 폭력적인 이탈 환경으로 이어집니다. 최근의 연구에 따르면이 프레임 드래깅은 전환, 강력한 천체 물리적 제트기를 우주로 발사하는 자기장 라인의 파손 및 재 연결을 담당 할 수 있습니다.
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커 블랙홀의 정적 한계는 흥미로운 물리적 중요성을 가지고 있습니다. 이것은 빛 또는 그 물질에 대한 모든 입자가 어떤 방향 으로든 여행 할 수없는 지점입니다. 이벤트 수평선과 같은 조명 표면은 아니지만 정적 한계는 블랙홀 회전 방향으로 빛을 끌어냅니다. 따라서 빛은 여전히 정적 한계를 피할 수 있지만 특정 방향으로 만 탈출 할 수 있습니다.
영국의 이론 물리학 자와 2020 노벨상 수상자 로저 펜 로즈 경은 또한 정적 한계는 블랙홀이 주변 우주로 에너지를 '누출'할 수있는 과정을 담당 할 수 있다고 제안했다. 정적 한계의 가장자리에서 입자가 입자와 그에 상응하는 항-입자로 부패하면 후자는 블랙홀에 떨어질 수 있지만, 상대방이 주변 우주로 발사되는 반면
블랙홀의 질량을 감소시키는 순 효과가있다.
우리는 블랙홀의 가장자리에서 빛이 어떤 일이 일어나는지 보았고 Kerr 블랙홀의 정적 한계에 속하는 입자의 운명을 탐구했지만, 그러한 시공간 사건의 가장자리에 너무 가까워진 우주 비행사에게는 어떻게 될까요?
.Spaghettification에 의한 사망
물론, 블랙홀에 빠지는 우주 비행사는 중앙 중력 특이점에 도달 할 때 완전히 무너질 것이지만,이 시점에 도달하기 전에도 여행이 파멸 될 수 있습니다. 이것은 블랙홀의 엄청난 중력 영향에 의해 생성 된 조력 덕분입니다.
우주 비행사의 질량 중심이 블랙홀을 향해 떨어지면서, 주변 시공간에 대한 물체의 영향으로 인해 머리와 발이 상당히 다른 시간에 도착하게됩니다. 우주 비행사의 머리와 발의 중력의 차이는 그러한 거대한 조력을 일으켜 몸이 동시에 측면에서 압축되어 뻗어 있음을 의미합니다.
물리학 자들은이 과정을 스포 지화라고합니다. 꽤 끔찍한 죽을 방법에 대한 재치있는 이름. 다행히도, 우리는이 기괴한 죽음에 대한 우주 비행사를 아직 잃지 않았지만 천문학 자들은 별이 같은 운명을 만날 수있었습니다.
별이 많은 블랙홀의 경우, 우주 비행사가 중심 특이점에 도달하기 전에는 스파이 저조가 발생할뿐만 아니라, 심지어 이벤트 수평선에 도달하기 전에도 발생합니다. 블랙홀의 경우 태양의 질량의 40 배 - 스포 지화는 이벤트 수평선에서 약 1,000km 떨어진 곳에서 발생합니다.
Oppenheimer-Volkoff 한계를 개발할뿐만 아니라 Oppenheimer는 일반 상대성 이론을 사용하여 총 중력 붕괴가 먼 관찰자에게 어떻게 보이는지 설명했습니다. 그들은 붕괴가 무한히 오랜 시간이 걸리는 것으로 간주 할 것입니다.이 과정은 별의 표면이 슈워츠 차일드 반경을 향해 줄어들면서 느리고 얼어 붙는 것처럼 보입니다.
블랙홀에 빠지는 우주 비행사는 먼 관찰자와 비슷한 방식으로 불멸화 될 것입니다. rs 의 통과 수익이없는 포인트를 표시 함에도 불구하고 그들에게 가을의 자연스러운 부분이 될 것입니다.
배우기가 훨씬 더…
20 세기 초반에 일반 상대성의 수학에서 나온 후, 블랙홀은 이론적 인 호기심에서 과학적 현실의 지위에 이르기까지 발전했습니다. 그 과정에서 그들은 우리 문화와 어휘에 불가피하게 일했습니다.
아마도 블랙홀에 대한 가장 흥미로운 점은 아마도 우리가 아직 알지 못하는 것이 너무 많다는 것입니다. 그에 대한 놀라운 예로서, 위에 나열된 거의 모든 정보는 이론과 아인슈타인의 현장 방정식 수학의 심문에서 비롯된 것입니다.
블랙홀이 보유한 비밀을 잠금 해제하면 은하가 어떻게 진화하고 어떻게 우주 자체가 초기 에포크 이후 어떻게 변화했는지를 보여줄 수 있습니다.
출처 및 추가 읽기
상대성, 중력 및 우주론 , Robert J. Lambourne, Cambridge Press , [2010].
상대성, 중력 및 우주론 :기본 소개, Ta-Pei Cheng, Oxford University Press , [2005].
극단 환경 천체 물리학 , Ulrich Kolb, Cambridge Press , [2010].
항성 진화 및 뉴 클레오스 합성 , Sean G. Ryan, Andrew J. Norton, Cambridge Press , [2010].
우주론 , Matts Roos, Wiley Publishing , [2003].
