'블랙홀'은 '빅 블랙홀'로 쉽게 상상될 수 있지만 사실은 그렇지 않다. 이른바 '블랙홀'은 중력장이 너무 강해 빛조차 빠져나올 수 없는 천체를 말한다.
일반 상대성 이론에 따르면 중력장은 시공간을 휘게 만든다. 별이 매우 크면 중력장이 시공간에 거의 영향을 미치지 않으며 별 표면의 특정 지점에서 방출되는 빛이 어느 방향으로나 직선으로 방출될 수 있습니다. 별의 반경이 작을수록 주변 시공간 곡률에 미치는 영향이 커지며, 특정 각도에서 방출된 빛은 곡선 공간을 따라 별 표면으로 되돌아옵니다.
별의 반지름이 특정 값(천문학에서는 '슈바르츠실트 반지름'이라고 함)만큼 작을 때 수직면에서 방출되는 빛까지 포착됩니다. 이 시점에서 별은 블랙홀이 됩니다. 그것을 "검은색"이라고 부르는 것은 우주의 바닥이 없는 구덩이와 같다는 뜻입니다. 어떤 물질이라도 일단 들어가면 결코 빠져나올 수 없는 것처럼 보입니다. 사실, 블랙홀은 정말로 "보이지 않는" 존재입니다. 이에 대해서는 잠시 후에 이야기하겠습니다.
그렇다면 블랙홀은 어떻게 형성되는 걸까요? 실제로 백색 왜성과 중성자별처럼 블랙홀도 별에서 진화할 가능성이 높습니다.
백색왜성과 중성자별의 형성 과정을 좀 더 자세히 소개했습니다. 별이 노화되면 열핵반응으로 인해 중심의 연료(수소)가 고갈되어 중심에서 생성되는 에너지가 많지 않습니다. 이런 식으로, 더 이상 껍질의 엄청난 무게를 지탱할 만큼 충분한 힘을 갖지 못하게 됩니다. 따라서 외부 껍질의 무거운 압력으로 인해 핵은 붕괴되기 시작하여 마침내 다시 압력과 균형을 이룰 수 있는 작고 밀도가 높은 별을 형성합니다.
질량이 작은 별은 주로 백색왜성으로 진화하는 반면, 질량이 큰 별은 중성자별로 형성될 수 있습니다. 과학자들의 계산에 따르면 중성자별의 전체 질량은 태양 질량의 3배를 넘을 수 없습니다. 이 값을 초과하면 자체 중력과 맞서 싸울 힘이 남아 있지 않아 또 다른 Big Crunch가 발생합니다.
이번에 과학자들의 추측에 따르면 물질은 부피가 0이 되고 밀도가 무한대가 되는 '점'이 될 때까지 중심점을 향해 거침없이 행진할 것입니다. 그리고 위에서 소개한 것처럼 그 반경이 어느 정도(슈바르츠실트 반경) 줄어들면 거대한 중력으로 인해 빛조차 외부로 방출되지 못하게 되어 별과 외부 세계 사이의 모든 연결이 끊어지게 됩니다. ""블랙홀"은 태어나다.
다른 천체에 비해 블랙홀은 너무 특별하다. 예를 들어 블랙홀은 '투명성'을 갖고 있어 사람이 직접 관찰할 수는 없다. 심지어 과학자들조차 그 내부 구조에 대해 다양한 추측을 할 수밖에 없다. 그렇다면 블랙홀은 어떻게 자신을 숨길까요? 대답은 곡선 공간입니다. 우리 모두는 빛이 직선으로 이동한다는 것을 알고 있습니다. 이것이 가장 기본적인 상식이다. 그러나 일반 상대성 이론에 따르면 중력장의 영향으로 공간이 휘어집니다. 이때 빛은 여전히 두 점 사이의 최단 거리를 따라 이동하지만 더 이상 직선이 아니라 곡선이 됩니다. 비유적으로 말하면, 빛은 원래 직선으로 나아가려고 했지만 강한 중력에 의해 원래의 방향에서 멀어지게 된 것 같습니다.
지구에서는 중력장의 영향이 작기 때문에 이러한 휘어짐이 최소화됩니다. 블랙홀 주변에서는 이러한 공간 변형이 매우 큽니다. 이렇게 하면 블랙홀에 의해 차단된 별이 방출하는 빛의 일부가 블랙홀 속으로 떨어져 사라지더라도, 다른 일부의 빛은 곡선 공간에서 블랙홀을 우회하여 지구에 도달하게 된다. 그러므로 우리는 블랙홀이 존재하지 않는 것처럼 블랙홀 뒤의 별이 빛나는 하늘을 손쉽게 관찰할 수 있다. 이것이 바로 블랙홀의 보이지 않는 현상이다.
더 흥미로운 점은 일부 별은 지구를 향해 빛을 직접 지구로 방출할 뿐만 아니라, 다른 방향으로 방출하는 빛도 근처 블랙홀의 강한 중력에 의해 굴절되어 지구에 도달할 수도 있다는 것입니다. 지구. 이런 식으로 우리는 별의 "얼굴"을 볼 수 있을 뿐만 아니라 그 측면과 심지어 뒷면까지 동시에 볼 수 있습니다!
'블랙홀'은 의심할 여지 없이 금세기 가장 도전적이고 흥미로운 천문학 이론 중 하나입니다. 많은 과학자들이 그 신비를 밝히기 위해 열심히 노력하고 있으며, 새로운 이론이 끊임없이 제안되고 있습니다. 그러나 현대 천체 물리학의 이러한 최신 결과는 여기서 몇 마디 말로 명확하게 설명할 수 없습니다. 관심 있는 친구들은 전문적인 작품을 참고할 수 있습니다.
블랙홀
블랙홀은 중력이 너무 강해서 빛조차도 빠져나올 수 없는 곳입니다.
블랙홀은 거대한 별의 "죽음"으로 인해 발생할 수 있습니다. 거대한 별이 내부 핵연료를 모두 소모하고 진화의 최종 상태에 도달하면 별은 불안정해지고 중력 붕괴를 겪으며 죽은 별의 물질이 파괴됩니다. 중력이 너무 강해서 중력에 반대할 다른 반발력이 없을 때, 별은 "특이점"이라고 불리는 고립된 지점으로 밀려 들어가게 됩니다.
블랙홀의 구조에 대한 자세한 내용은 중력이 공간을 휘게 하고 시계의 속도를 늦추는 방식을 설명하는 아인슈타인의 일반 상대성 이론을 사용하여 계산할 수 있습니다. 매우 강력하여 일반적으로 블랙홀의 표면을 잡아당기는 현상을 사건의 지평선, 사건의 지평선 또는 "고정 구형 블랙홀의 슈바르츠실트 반경"이라고 합니다. 신호가 강한 중력 경계에 의해 포착되기 때문에 전송될 수 없는 먼 사건과 시공간 사건. 사건의 지평선 아래에서는 탈출 속도가 빛의 속도보다 빠릅니다. 이는 아직 인간의 관찰로 확인되지 않은 천체 현상이지만, 호킹과 같은 일부 이론 천문학자들에 의해 수학적 모델에서 꽤 잘 연구되어 왔습니다.
구멍 안에는 거대한 중력장이 숨겨져 있다. 이 중력은 너무나 강력해서 빛조차도 블랙홀의 손아귀에서 벗어날 수 없다. 블랙홀은 외부 세계가 자신의 경계 안에 있는 어떤 것도 볼 수 없도록 허용하므로 이러한 물체를 "블랙홀"이라고 부릅니다. 우리는 빛의 반사를 통해서는 블랙홀을 관찰할 수 없으며, 블랙홀의 영향을 받는 주변 물체를 통해서만 블랙홀에 대해 간접적으로 알 수 있습니다. 블랙홀은 특수한 거대 초거성이 붕괴하고 수축하면서 생성된 죽은 별이나 폭발한 가스 구름의 잔재로 추측됩니다.
블랙홀은 눈에 보이지 않기 때문에 일부 사람들은 블랙홀이 실제로 존재하는지 항상 의문을 품어 왔습니다. 만약 정말로 존재한다면 그들은 어디에 있는가?
블랙홀의 생성 과정은 중성자별의 생성 과정과 유사하며, 별의 핵은 자체 무게에 의해 급격히 줄어들며 강력한 폭발이 일어납니다. 핵의 모든 물질이 중성자로 바뀌고 밀도가 높은 행성으로 압축되면 수축 과정이 즉시 중단됩니다. 하지만 블랙홀의 경우 별핵의 질량이 너무 커서 수축과정이 끝없이 계속되기 때문에 중성자 자체가 중력 자체의 인력에 의해 분쇄되어 가루가 되고 남는 것은 상상할 수 없는 밀도. 가까이 다가가는 것은 무엇이든 빨려들어가며, 블랙홀은 진공청소기처럼 된다
블랙홀의 역학을 이해하고 블랙홀이 어떻게 내부의 모든 것이 빠져나오지 못하게 하는지 이해하려면 다음과 같은 논의가 필요합니다. 일반상대성이론. 일반 상대성 이론은 아인슈타인이 창안한 중력 이론으로 행성, 별, 블랙홀에 적용됩니다. 1916년 아인슈타인이 제안한 이 이론은 거대한 물체의 존재로 인해 공간과 시간이 어떻게 왜곡되는지 설명합니다. 간단히 말해서, 일반 상대성 이론에서는 물질이 공간을 휘게 하고, 공간의 곡률이 공간을 통과하는 물체의 움직임에 영향을 미친다고 말합니다.
아인슈타인의 모델이 어떻게 작동하는지 살펴보겠습니다. 먼저 시간(공간의 3차원은 길이, 너비, 높이)이 현실 세계의 4차원이라는 점을 고려해보자(일반적인 3차원 이외의 방향을 그리는 것은 어렵지만 최선을 다해 상상해 볼 수는 있다). ). 둘째, 시공간을 거대하고 팽팽한 체조 용 스프링 침대의 표면으로 생각하십시오.
아인슈타인의 이론은 질량이 시공간을 휘게 한다는 것이었습니다. 이 상황을 설명하기 위해 스프링 침대 위에 큰 돌을 놓을 수도 있습니다. 돌의 무게로 인해 조여진 침대가 약간 가라앉게 됩니다. 스프링 침대는 여전히 기본적으로 평평하지만 중심은 여전히 약간 오목합니다. 스프링 베드 중앙에 돌을 많이 놓으면 효과가 더 커져 베드 표면이 더 가라앉게 됩니다. 실제로 돌이 많을수록 스프링 침대가 더 많이 휘어집니다.
마찬가지로 우주에 존재하는 거대한 물체는 우주의 구조를 왜곡시킬 것입니다. 10개의 돌이 하나의 돌보다 더 많은 스프링 베드의 표면을 휘게 하는 것처럼, 태양보다 훨씬 더 질량이 큰 물체는 태양 질량이 1 이하인 물체보다 훨씬 더 많은 곡선 공간을 가지고 있습니다.
팽팽하고 평평한 스프링 침대 위에서 테니스 공을 굴리면 직선으로 이동합니다. 반면, 오목한 곳을 통과하면 그 경로는 호 모양이 됩니다. 마찬가지로 시공간의 평평한 지역을 여행하는 천체는 직선으로 계속 이동하는 반면, 곡선 지역을 여행하는 천체는 곡선 궤적을 따라 이동합니다.
이제 블랙홀이 주변 시공간에 미치는 영향을 살펴보겠습니다. 밀도가 매우 높은 블랙홀을 나타내기 위해 용수철 위에 놓인 매우 거대한 돌을 상상해 보십시오.
당연히 돌은 침대 표면에 큰 영향을 미쳐 표면이 휘거나 가라앉을 뿐만 아니라 침대 표면이 부서지는 원인이 될 수도 있습니다. 우주에도 비슷한 상황이 일어날 수 있다. 우주에 블랙홀이 생기면 우주의 구조가 찢겨질 것이다. 이러한 시공간 구조의 단절을 시공간 특이점 또는 특이점이라고 합니다.
이제 블랙홀에서 아무것도 탈출할 수 없는 이유를 살펴보겠습니다. 스프링 침대 위로 굴러가는 테니스 공이 큰 암석으로 형성된 깊은 구멍에 빠지는 것처럼, 블랙홀을 통과하는 물체는 중력 함정에 갇히게 됩니다. 게다가 불운한 물건을 구하기 위해서는 무한한 에너지가 필요하다.
블랙홀에는 아무것도 들어갈 수 없고 빠져나올 수 없다고 이미 말씀드린 바 있습니다. 그러나 과학자들은 블랙홀이 에너지를 천천히 방출한다고 믿고 있습니다. 영국의 유명한 물리학자 호킹은 1974년 블랙홀의 온도가 0이 아니고 주변 온도보다 높다는 사실을 증명했습니다. 물리학 원리에 따르면 주변보다 온도가 높은 모든 물체는 열을 방출하며 블랙홀도 예외는 아닙니다. 블랙홀은 수백만조 년 동안 계속해서 에너지를 방출합니다. 블랙홀이 방출하는 에너지를 호킹 복사라고 합니다. 블랙홀은 모든 에너지를 소진하고 사라집니다.
시간과 공간 사이의 블랙홀은 시간을 늦추고 공간을 탄력있게 만들며, 그것을 통과하는 모든 것을 삼켜버린다. 1969년 미국 물리학자 존 휠러(John Wheeler)는 이 만족할 줄 모르는 공간을 '블랙홀'이라고 명명했습니다.
블랙홀은 빛을 반사하지 못하기 때문에 눈에 보이지 않는다는 사실은 우리 모두 알고 있습니다. 블랙홀은 우리 마음 속에 멀고 어둡게 보일 수 있습니다. 그러나 영국의 유명한 물리학자 호킹은 블랙홀이 대부분의 사람들이 생각하는 것만큼 검은 것은 아니라고 믿습니다. 과학자들의 관찰에 따르면 블랙홀 주변에는 방사선이 존재하는데, 이는 블랙홀에서 나오는 것일 가능성이 높다. 즉, 블랙홀은 상상만큼 검지 않을 수도 있다.
호킹은 블랙홀에 들어 있는 방사성 물질의 근원이 일종의 실제 입자라고 지적했다. 이 입자들은 우주에서 쌍으로 생성되며 일반적인 물리 법칙을 따르지 않는다. 그리고 이 입자들이 충돌한 후에 일부는 광활한 공간 속으로 사라질 것입니다. 일반적으로 말해서, 우리는 이러한 입자가 사라질 때까지 이러한 입자를 볼 기회조차 얻지 못할 수도 있습니다.
호킹은 또한 블랙홀이 생성되면 실제 입자가 쌍으로 나타날 것이라고 지적했습니다. 실제 입자 중 하나는 블랙홀로 빨려 들어가고 다른 하나는 탈출하는 실제 입자 무리가 광자처럼 보입니다. 관찰자에게 탈출하는 실제 입자를 보는 것은 블랙홀에서 나오는 광선을 보는 것과 같습니다.
따라서 호킹의 말을 따르면 “블랙홀은 상상만큼 검은색은 아니다.” 실제로는 많은 양의 광자를 방출한다.
아인슈타인의 에너지 보존 법칙과 질량 보존 법칙에 따르면. 물체가 에너지를 잃으면 질량도 잃습니다. 블랙홀은 또한 에너지와 질량 보존의 법칙을 따릅니다. 블랙홀이 에너지를 잃으면 블랙홀은 더 이상 존재하지 않습니다. 호킹은 블랙홀이 사라지는 순간 격렬한 폭발이 일어나 수백만 개의 수소폭탄과 맞먹는 에너지를 방출할 것이라고 예측했다.
하지만 기대하며 불꽃놀이를 볼 것이라고 생각하지 마세요. 실제로 블랙홀이 폭발한 후 방출되는 에너지는 매우 커서 신체에 해로울 수 있습니다. 더욱이 에너지가 방출되는 시간도 매우 길어서 일부는 100억~200억년을 초과하는데, 이는 에너지가 완전히 소멸되는 데 수조 년이 걸릴 것입니다.
최근 국제 천문학자들은 나사 스피처 우주망원경의 최신 관측 결과를 이용해 우주의 좁은 영역 깊숙이 숨겨져 있던 무려 21개의 '퀘이사' 블랙홀을 처음으로 발견했다. .
이번 주요 발견은 수년 동안 우주에 수많은 보이지 않는 블랙홀이 널리 존재했다는 천문학 분야의 추측을 처음으로 긍정적으로 확인시켜줍니다. 충분한 증거로 인해 사람들은 광대한 우주가 실제로 발견되지 않은 다양한 거대한 중력의 원천, 즉 "퀘이사" 블랙홀 그룹으로 가득 차 있다고 믿게 됩니다. 이번 발견에 대한 자세한 내용을 알아보기 위해 연구자들은 2005년 8월 4일 발행된 "Nature" 잡지에 공식적으로 기사를 게재했습니다.
'숨겨진' 퀘이사
우리는 실제로 우주의 블랙홀이 거대한 중력 효과로 인해 빛조차 단단히 끌어당겨 묶여 있기 때문에 직접 관찰을 통해 발견할 수 있습니다.
블랙홀 물체의 존재에 대한 증거를 확인하기 위해 천문학자들은 연구를 통해 블랙홀 주변의 물질의 거동이 고유한 특정 거동을 가지고 있음을 발견했습니다. 블랙홀 주변의 우주에서 기체 물질은 초고온을 가지며 격렬하게 폭발합니다. 가속 후에는 블랙홀의 강한 중력장에 이끌려 이 물질은 완전히 사라지기 전에 거의 빛의 속도로 상승합니다. 블랙홀이 기체 물질을 완전히 삼키면 전체 과정에서 다량의 엑스레이가 방출됩니다. 일반적으로 블랙홀이 실제로 존재한다는 징후를 보여주는 것은 탈출하는 엑스레이입니다. 이는 과거 인류가 블랙홀을 발견했다는 가장 직접적인 증거다.
한편, 극도로 활동적인 초대형 우주 블랙홀 주변에서는 격렬한 인력과 주변 물질을 삼키는 현상으로 인해 블랙홀 별 외부에 두꺼운 우주 가스와 먼지 층이 생성됩니다. 구름은 블랙홀 근처 지역을 관찰하는 것을 더욱 어렵게 만들고 천문학자들이 초대형 블랙홀의 존재를 발견하는 것을 방해합니다. 천문학에서는 이러한 극도로 활동적인 블랙홀을 "퀘이사"로 정의합니다. 일반적인 상황에서 1년 동안 퀘이사가 삼키는 물질의 평균 질량은 중형 별 1,000개의 질량을 합친 것과 같습니다. 일반적인 상황에서 이 퀘이사는 태양계에서 아주 멀리 떨어져 있으며, 우리가 관찰하면 이미 수억년이 지난 시점이라는 사실은 이러한 블랙홀의 활동이 우주 초기에 나타났음을 보여줍니다. 과학자들은 이런 종류의 블랙홀이 우주에서 성장하는 은하계의 전조라고 추측하고 있어 이를 '퀘이사'라고 명명했다.
지금까지 발견된 '퀘이사' 블랙홀은 몇 개에 불과하다. 우주의 광대한 심연에 또 다른 퀘이사가 다수 존재하는지 여부는 아직 천문학자들의 연구가 더 필요하다. 이 분야의 작업은 이를 확인하기 위해 우주 내부의 X선에 대한 포괄적인 관찰과 연구에 전적으로 의존합니다.
블랙홀로 '가득한' 우주
최근 영국 옥스퍼드대학교 아리엘 마르티네즈-산 싱어 교수는 우주에 숨겨진 블랙홀을 최초로 발견했다고 발표했습니다. 시 교수는 “이전의 우주 엑스레이 관측과 연구를 통해 우리는 우주에 수많은 숨겨진 퀘이사가 존재한다는 증거를 찾고 싶었지만 최근 NASA에 따르면 그 결과는 참으로 만족스럽지 못하고 실망스러웠다”고 말했다. NASA 스피처 우주망원경의 최신 관측에 따르면, 천문학자들은 퀘이사 블랙홀을 가리고 있는 외부 우주 먼지 구름을 뚫고 내부에 숨겨져 있던 내부 블랙홀을 포착하는 데 성공했습니다. 스피처 우주망원경은 우주의 먼지층을 투과할 수 있는 적외선을 효과적으로 수집할 수 있기 때문에 연구자들은 우주의 매우 좁은 영역에서 이미 존재하지만 '숨겨진' 물체를 무려 21개나 발견하는 데 성공했습니다. 블랙홀 그룹.
캘리포니아 공과대학 스피처 과학센터 연구팀 소속 마크 레이스도 언론과의 인터뷰에서 “21개의 우주 퀘이사 블랙홀을 제쳐놓고 보면 이런 현상이 발견됐다”고 말했다. 시간이 지나면 우주의 다른 어떤 영역을 보아도 숨겨진 수많은 블랙홀이 차례로 발견될 것이라고 과감하게 예측할 수 있습니다. 성간 먼지의 은폐를 통해 어둠 속에서 성장하고 성장하는 수많은 초거대 블랙홀 거인.
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블랙홀 블랙홀
물질 덩어리의 중력장이 자신 주위의 시공간을 완전히 구부릴 만큼 강해서 빛조차 빠져나올 수 없는 경우 , 그런 다음 블랙홀이라고 합니다. 매우 높은 밀도로 압축된 소량의 물질(예: 완두콩 크기로 압축된 지구) 또는 매우 큰 저밀도 물질 질량(예: 질량의 수백만 배) 이 상황은 태양계와 동일하고 대략 물의 밀도를 갖는 공에서 발생할 수 있습니다.
'검은색'이 있을 수 있다고 제안한 최초의 사람입니다. 빛이 빠져나올 수 없을 정도로 중력이 강한 구멍'은 1783년 왕립학회에 이 의견을 밝힌 왕립학회 특별회원 존 미첼(John Mitchell)이었다. 미첼의 계산은 뉴턴의 중력이론과 빛의 입자이론에 바탕을 두고 있었다. 후자는 빛을 상상했습니다. 작은 대포알과 유사한 작은 입자(현재는 광자라고 함)의 흐름 Mitchell은 Ole Romer가 더 정확하게 예측했듯이 이러한 빛 입자도 중력의 영향을 받아야 한다고 가정했습니다. 100년 전에는 빛의 속도를 결정했습니다. 그래서 미첼은 태양의 밀도를 가진 물체가 빛의 속도보다 더 큰 탈출 속도를 가져야 하는지 계산할 수 있었습니다. 그러한 물체가 존재하고, 빛은 그것을 탈출할 수 없으므로 검은색이어야 합니다. 태양 표면의 탈출 속도는 빛 속도의 0.2%에 불과하지만, 태양과 같은 밀도를 가진 점점 더 커지는 일련의 천체를 상상한다면 태양의 경우 탈출 속도가 급격히 증가합니다. Mitchell은 태양 직경의 500배에 해당하는 천체(태양계와 비슷한 크기)의 경우 탈출 속도가 빛의 속도를 초과해야 한다고 지적했습니다. /p>
피에르 라플라스(Pierre Laplace)는 1796년에 독립적으로 동일한 결론에 도달하여 발표했습니다. Miche는 특히 예지력이 뛰어난 발언에서 그러한 물체는 눈에 보이지 않지만 '만약 다른 빛나는 물체가 우연히 그 주위를 돌고 있다면 그것은 아마도 즉, 미첼은 블랙홀이 쌍성에 존재한다면 가장 쉽게 발견될 것이라고 믿었지만, 블랙홀은 검은 별에 존재한다는 생각이었습니다. 19세기에 천문학자들이 블랙홀이 다른 방식으로 존재할 수 있다는 사실을 깨달을 때까지 그것은 잊혀졌다.
동부 전선에서 복무했던 천문학자 칼 슈바르츠실트. 제1차 세계 대전 중 슈바르츠실트는 아인슈타인 이론의 결론을 물질 근처의 시공간 곡률의 결과로 중력을 설명하는 최초의 사람 중 하나였으며 기하학적 특성에 대한 엄격한 수학적 모델을 계산했습니다. 구형 물체 주위의 시공간의 계산을 수행하고 그의 계산을 아인슈타인에게 보냈고 아인슈타인은 이를 1916년 초 프로이센 과학 아카데미에 제출했습니다. 이 계산은 '모든' 질량에 대해 현재 슈바르츠실트 반경이라고 불리는 임계 반경이 존재한다는 것을 보여주었습니다. 이는 질량이 임계 반경 내로 압축되면 공간이 물체 주위로 휘어져 우주의 나머지 부분과 분리되는 등 시공간의 극단적인 변형에 해당합니다.
태양의 경우 슈바르츠실트 반경은 킬로미터입니다. 이는 태양의 적절한 크기의 중심이 있다는 의미는 아닙니다. 또는 현재 블랙홀이라고 불리는 지구(1967년에 처음 만들어진 용어) 존 휠러가 이런 의미로 사용한 것이 존재합니다. 천체 중심으로부터 이 거리에는 시공간상의 이상이 없습니다. 슈바르츠실트의 계산 태양을 반경 2.9km의 구형으로 압축하거나, 지구를 반경 0.88cm의 공 모양으로 압축하면 영원히 블랙홀 안에 있게 되며 외부 우주와 격리될 수 있다는 것을 보여줍니다. .물질은 여전히 블랙홀에 빠질 수 있지만 그 어떤 것도 빠져나올 수 없습니다.
이러한 결과는 수십 년 동안 누구도 실제 물리적 물체가 극단적으로 붕괴될 수 있다고 생각하지 않았기 때문에 순전히 수학적 인공물로 간주되었습니다. 블랙홀을 형성하는 데 필요한 밀도. 백색 왜성은 1920년대부터 이해되기 시작했지만, 백색 왜성조차도 질량은 태양과 거의 같지만 크기는 지구와 거의 같고 반경이 3km보다 훨씬 더 큽니다. 또한 사람들은 일반 밀도의 물질이 대량으로 존재할 경우 미첼과 라플라스가 상상했던 것과 본질적으로 동일한 블랙홀이 생성될 수 있다는 사실을 제때 깨닫지 못했습니다. 임의의 질량 M에 해당하는 슈바르츠실트 반경은 공식 2GM/c2로 제공됩니다. 여기서 G는 중력 상수입니다. c는 빛의 속도이다.
1930년대 수브라마니안 찬드라세카르는 백색 왜성이라도 그 질량이 태양 질량의 1.4배보다 작아야 안정하다는 사실을 보여줬고, 별이 이보다 무거우면 어떤 죽음도 당할 것이라는 사실을 보여줬다. 더 무너집니다. 일부 연구자들은 이것이 중성자별의 형성으로 이어질 가능성에 대해 생각해 왔습니다. 중성자별의 일반적인 반경은 크기가 몇 킬로미터인 백색 왜성의 약 1/700에 불과합니다. 그러나 이 아이디어는 1960년대 중반 펄서가 발견되어 중성자별의 존재가 입증되기 전까지는 널리 받아들여지지 않았습니다.
중성자 별이 블랙홀이 되기 직전이기 때문에 블랙홀 이론에 대한 관심이 다시 불붙고 있습니다. 태양을 반경 2.9km 미만으로 압축하는 것은 상상하기 어렵지만, 현재는 태양과 같은 질량을 갖고 반경 10km 미만의 중성자별이 존재하는 것으로 알려져 있다. 구멍, 그것은 단지 한 걸음 떨어져 있습니다.
이론적 연구에 따르면 블랙홀의 행동은 질량, 전하, 회전(각운동량)이라는 세 가지 속성에 의해서만 결정됩니다. 전하가 없고 회전도 없는 블랙홀은 아인슈타인 방정식의 슈바르츠실트(Schwarzschild) 솔루션으로 설명됩니다. 전하가 없고 회전도 없는 블랙홀은 커(Kerr) 솔루션 설명으로 설명됩니다. 전하와 회전이 있는 구멍은 Kerr-Newman 솔루션으로 설명됩니다. 블랙홀에는 다른 속성이 없습니다. 이는 '블랙홀에는 머리카락이 없습니다'라는 유명한 속담으로 요약됩니다. 현실적인 블랙홀은 아마도 회전하고 전하가 없어야 하므로 Kerr 솔루션이 가장 흥미롭습니다.
이제 E-질량별이 초신성으로 폭발할 때 사투를 벌이면서 블랙홀과 중성자별이 모두 생성되는 것으로 믿어지고 있다. 계산에 따르면 질량이 대략 태양 질량의 3배(오펜하이머-폴코프 한계)보다 작은 밀도가 높은 초신성 잔해는 안정적인 중성자별을 형성할 수 있지만, 이 한계보다 큰 질량을 지닌 밀도가 높은 전진 및 후퇴 신성 잔해는 붕괴됩니다. 블랙홀에 들어가면 그 내용물은 블랙홀 중심의 특이점으로 밀려 들어가게 되는데, 이는 바로 우주가 탄생한 빅뱅 특이점의 거울 반전입니다. 그러한 물체가 우연히 보통 별 주위의 궤도에 있게 되면 동반성에서 물질이 제거되어 블랙홀을 향해 흘러가는 뜨거운 물질의 강착 원반이 형성될 것입니다. 강착원반의 온도는 너무 높아 X선을 방출하여 블랙홀을 감지할 수 있습니다.
1970년대 초 미첼의 예측은 큰 영향을 미쳤습니다. 그러한 물체는 쌍성계에서 발견되었습니다. Cygnus X-1이라는 X선 광원은 별 HDE226868로 식별되었습니다. 이 시스템의 궤도 역학은 광원의 X선이 눈에 보이는 별 주위의 궤도에 있는 지구보다 작은 물체에서 나오지만 광원의 질량이 오펜하이머-폴코프 한계보다 크다는 것을 나타냅니다. 이것은 단지 블랙홀일 수 있습니다. 그 이후로 동일한 방법을 사용하여 소수의 다른 블랙홀이 식별되었습니다. 1994년에 백조자리 V404는 지금까지 최고의 블랙홀 '후보'가 되었습니다. 이것은 태양 질량의 약 12배에 해당하는 X선 광원을 공전하는 태양 질량의 70%를 가진 별을 가진 시스템입니다. . 그러나 이러한 알려진 블랙홀 식별은 아마도 빙산의 일각에 불과할 것입니다.
미첼이 깨달은 바와 같이 이러한 '항성 질량' 블랙홀은 쌍성계에 있는 경우에만 감지할 수 있습니다. 고립된 블랙홀은 이름 그대로 어둡고 감지할 수 없습니다. 그러나 천체물리학 이론에 따르면 많은 별들은 중성자별이나 블랙홀로 생을 마감해야 한다. 관찰자들은 실제로 맥동쌍성을 발견한 것만큼 쌍성계에서 적합한 블랙홀 후보를 거의 많이 발견했습니다. 이는 고립된 항성질량 블랙홀의 수가 고립된 펄서의 수와 동일해야 함을 의미하며, 이는 이론적 계산에 의해 뒷받침되는 추측입니다. . 지원하다. 현재 우리 은하계에는 약 500개의 활성 펄서가 알려져 있습니다. 그러나 이론에 따르면 전파원으로서 펄서의 활성 기간은 매우 짧으며 감지할 수 없는 조용한 상태로 빠르게 붕괴됩니다. 따라서 우리 주변에는 '죽은' 펄서(조용한 중성자별)가 더 많아야 합니다. 우리 은하수에는 1000억 개의 밝은 별이 있으며 수십억 년 동안 존재해 왔습니다. 가장 좋은 추정치는 오늘날 우리 은하계에 4억 개의 죽은 펄서가 포함되어 있다는 것이며, 항성질량 블랙홀의 수를 보수적으로 추정해도 1억 개 미만 범위에 속한다는 것입니다. 실제로 블랙홀이 너무 많고 블랙홀이 은하계에 무작위로 흩어져 있다면 가장 가까운 블랙홀은 우리로부터 불과 15광년 떨어져 있습니다. 우리 은하에는 독특한 것이 없기 때문에 우주의 다른 모든 은하에도 그만큼 많은 블랙홀이 있어야 합니다.
은하에는 원래 미첼의 라플라스가 구상한 '검은 별'과 매우 유사한 물체가 포함될 수도 있습니다. 현재 '초거대 블랙홀'이라고 불리는 이러한 물체는 활동성 은하와 퀘이사의 중심에 존재하는 것으로 생각되며, 이들이 제공하는 중력 에너지는 이러한 물체의 막대한 에너지원을 설명할 수 있습니다. 태양계 크기와 태양 질량의 수백만 배에 달하는 블랙홀은 매년 주변의 별 한두 개에 해당하는 물질을 먹어치울 수 있습니다. 이 과정에서 별 질량의 상당 부분은 아인슈타인의 노동 분업 E=mc2에 따라 에너지로 변환됩니다. 조용한 초대질량 블랙홀은 우리 은하를 포함한 모든 은하의 중심에 존재할 수 있습니다.
1994년 허블우주망원경을 이용해 우리은하로부터 1500만 파섹 떨어진 은하 M87에서 크기 약 15만 파섹의 뜨거운 물질 원반이 발견됐다. 은하계의 속도는 시속 약 200만 킬로미터에 달합니다(약 5*10-7 5 곱하기 10의 7승, 초당 센티미터, 빛 속도의 거의 0.2%). 1킬로파섹이 넘는 길이의 가스 제트가 M87의 중앙 '엔진'에서 발사됩니다. M87 중심 강착원반의 궤도 속도는 M87이 태양 질량의 30억 배에 달하는 거대 블랙홀의 중력 제어를 받고 있음을 결정적으로 증명합니다. 제트는 극지방 중 하나에서 나오는 에너지로 설명될 수 있습니다. 강착 시스템의.
또한 1994년에 옥스퍼드 대학과 킬 대학의 천문학자들은 V404 백조자리라고 불리는 쌍성계에서 항성질량 블랙홀을 확인했습니다. 우리는 이미 이 시스템의 궤도 매개변수를 통해 블랙홀의 질량을 정확하게 '무게 측정'할 수 있다는 점을 지적했으며, 이를 통해 블랙홀의 질량은 태양 질량의 약 12배인 반면, 블랙홀을 공전하는 일반 별의 질량은 약 70배에 불과하다는 결론을 내렸습니다. 태양 질량의 %. 이는 지금까지 '검은 별'의 질량을 가장 정확하게 측정한 것으로, 블랙홀의 존재에 대한 가장 훌륭하고 독특한 증거이기도 하다.
어떤 사람들은 많은 수의 블랙홀이 존재한다고 추측한다. 빅뱅에서 마이크로 블랙홀이 생성되었을 수도 있고, 우주 질량의 상당 부분을 차지하는 원시 블랙홀이 생성되었을 수도 있습니다. 이런 종류의 마이크로 블랙홀의 일반적인 크기는 원자와 거의 같고, 질량은 약 1억 톤(10-11, 10의 11킬로그램)에 달합니다. 그러한 물체가 존재한다는 증거는 없지만 존재하지 않는다는 것을 증명하는 것도 어렵습니다.