블랙홀은 질량과 중력이 큰 천체로, 문자 그대로 보이지 않는' 바닥없는 구멍' 으로 해석된다. 광자가' 빠지다' 도' 빠져나갈 수 없는' 바닥없는 구멍' 이 없기 때문에 광자가 나오지 않기 때문에 우리는 그것을 볼 수 없다.
블랙홀의 역사 제시 정보
블랙홀 문제는 영국 지리학자 존 미셸 (John Michell) 이 1783 년 제기한 것으로, 만약 천체가 태양과 같은 질량을 가지고 있고, 그 천체의 지름이 약 3km 에 불과하다면, 이 천체의 표면의 중력은 매우 커서 우주에서 가장 빠른 광자조차도 그 표면을 벗어날 수 없을 정도로 컸다. (존 미셸, Northern Michell, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 블랙홀명언)
또한 프랑스 물리학자 라플라스는 1796 년에 이렇게 예언했습니다. "만약 천체의 질량이 태양의 약 250 배, 직경이 지구와 비슷하다면, 이 천체의 표면의 중력은 매우 커져서 빛도 빠져나갈 수 없을 것이다."
20 세기 아인슈타인이 일반 상대성 이론을 발표한 후, 우리는 블랙홀 이론에 대해 많은 새로운 인식을 갖게 되었습니다. 예를 들어 블랙홀 형성의 필연적인 조건, 블랙홀 특유의 세 가지 물리적 특성 등을 알게 되었습니다.
블랙홀 개요
블랙홀은 매우 강한 중력 효과를 보여 주는 시공간의 영역입니다. 따라서 광자와 같은 입자와 전자기 복사는 블랙홀 내부에서 빠져나올 수 없습니다. (데이비드 아셀, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 블랙홀명언) 일반 상대성 이론은 충분히 촘촘한 질량이 시공간을 구부려 탈출할 수 없는 지역 경계를 형성할 수 있을 것이라고 예언하는데, 이를 사건 시야라고 한다. 간단히 말해서, 이것은 정보의 종점이며, 너는 정보를 전달할 수 없다.
아직 블랙홀을 직접 관측할 증거는 없지만 블랙홀 주변의 영향을 받는 시공간에서 블랙홀의 간접적인 증거를 찾을 수 있다. 예를 들어 블랙홀이 주변의 별에 영향을 미칠 때 블랙홀의 강력한 중력으로 인해 별의 물질이 블랙홀에 떨어지게 되고 블랙홀과 별 사이에 흡적판이 형성된다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 이 과정에서 별의 물질은 가열되어 에너지 (X 선) 를 방출하여 우리가 관찰한다. 여기서 알아야 할 것은, 현재 실제로 블랙홀을 발견한 것은 없고, 단지 블랙홀과 비슷한 후보를 발견했을 뿐이라는 것이다. (존 F. 케네디, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)
블랙홀의 형성
블랙홀은 임계치 이상의 질량별' 죽음' 이후 형성된 특수한 천체로, 처음에는 태양과 같은 전형적인 별들로 수소융합으로 에너지를 유지한다. 그 후 수소가 소진되고 중력의 압력으로 인해 핵심 환경이 헬륨이 융합되기 시작했다. 질량이 더 큰 별은 철이 될 때까지 더 무거운 원소로 핵융합을 한다. 이론에 따르면, 별의 핵심 질량이 태양 질량의 3.2 배보다 크면 더 이상 자신의 중력에 저항할 수 있는 에너지 (반발력) 가 없으면 중력이 중심으로 무한히 무너지기 시작하다가' 블랙홀' 이 형성되고 블랙홀의 중심은 특이점으로 향할 것이다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)
현재 블랙홀을 형성하는 두 가지 고전적인 한계치가 있는데, 첫 번째는 오펜하이머 볼코프 한계 (냉중성자의 질량 상한선) 로, 이 한계값은 태양의 2.17 배에 가깝다. 차가운 중성자 별이 이 한계를 초과하면 강력한 중력으로 인해 블랙홀로 붕괴될 가능성이 높습니다. 두 번째는 유명한 슈바르츠실트 반경입니다. 슈바르츠실트 반경은 물체가 임계 반경 값으로 압축될 때 블랙홀이 형성된다는 뜻입니다. 엄밀히 말하면, 구형 대칭, 자전하지 않고 전하가 없는 물체의 중력장 값이며, 특정 질량의 물체가 이 값으로 압축될 때 자신의 중력은 구속없이 특이점으로 압축될 수 있다. 이론적으로 태양의 슈바르츠실트 반경은 약 3 킬로미터이고, 지구의 슈바르츠실트 반경은 약 9 밀리미터에 불과하다. 태양의 질량이 3.2 배 이상인 천체는 슈바르츠실트 반경 내에 압축되면 블랙홀을 형성한다.