우주의 블랙홀: 흥미로운 사실 우주의 블랙홀: 그것은 어디에서 오는가

21.09.2019

블랙홀은 아마도 우리 우주에서 가장 신비롭고 불가사의한 천체일 것입니다. 발견 이후 블랙홀은 과학자들의 관심을 끌었고 SF 작가들의 상상력을 자극했습니다. 블랙홀이란 무엇이며 무엇을 상징합니까? 블랙홀은 물리적 특성으로 인해 밀도가 높고 중력이 강력해 빛조차 빠져나올 수 없는 멸종된 별입니다.

블랙홀 발견의 역사

처음으로 블랙홀의 이론적 존재는 실제로 발견되기 훨씬 전에 1783년에 특정 D. Michel(여가 시간에 천문학에 관심이 있는 요크셔 출신의 영국 신부)에 의해 제안되었습니다. 그의 계산에 따르면, 우리가 그것을 반경 3km로 압축하면(현대 컴퓨터 언어로 보관하면) 빛조차 빠져나올 수 없을 만큼 큰(단순히 엄청난) 중력이 형성될 것입니다. . 이것이 "블랙홀"이라는 개념이 나타난 방식이지만 실제로는 전혀 검은 색은 아니지만 발생하는 것은 정확하게 빛이 없기 때문에 "다크홀"이라는 용어가 더 적절할 것입니다.

그 후 1918년에 위대한 과학자 알베르트 아인슈타인(Albert Einstein)은 상대성 이론의 맥락에서 블랙홀 문제에 관해 글을 썼습니다. 그러나 미국 천체물리학자 존 휠러(John Wheeler)의 노력을 통해 블랙홀 개념이 마침내 학계에서 자리를 잡은 것은 1967년이 되어서였습니다.

그럼에도 불구하고 D. Michel, Albert Einstein 및 John Wheeler는 그들의 작품에서 이러한 신비한 천체가 우주 공간에 이론적으로 존재한다고 가정했지만 실제로 블랙홀이 발견된 것은 1971년이었습니다. 망원경으로 처음 발견됐다.

이것이 블랙홀의 모습입니다.

우주에서 블랙홀이 형성되는 방식

천체물리학에서 알 수 있듯이 모든 별(태양 포함)에는 연료 공급이 제한되어 있습니다. 그리고 별의 수명은 수십억 광년 동안 지속될 수 있지만 조만간 이러한 조건부 연료 공급이 종료되고 별은 "사라집니다". 별의 "퇴색" 과정에는 강렬한 반응이 수반되며, 그 동안 별은 상당한 변형을 겪고 크기에 따라 백색왜성, 중성자별 또는 블랙홀로 변할 수 있습니다. 더욱이, 엄청나게 인상적인 크기를 가진 가장 큰 별은 일반적으로 블랙홀로 변합니다. 이러한 가장 놀라운 크기의 압축으로 인해 새로 형성된 블랙홀의 질량과 중력이 여러 번 증가하여 일종의 은하계 진공 청소기 - 주변의 모든 것과 모든 사람을 흡수합니다.

블랙홀이 별을 삼킨다.

작은 참고 사항-은하 기준으로 우리 태양은 전혀 큰 별이 아니며 약 수십억 년 안에 발생할 멸종 후에도 블랙홀로 변하지 않을 가능성이 높습니다.

그러나 솔직히 말해서 오늘날 과학자들은 아직 블랙홀 형성의 모든 복잡성을 알지 못하며 의심할 여지 없이 이것은 그 자체로 수백만 광년 동안 지속될 수 있는 매우 복잡한 천체 물리학 과정입니다. 이 방향으로 나아가는 것은 가능하지만, 블랙홀 형성의 활발한 과정이 일어나고 있는 소위 중간 블랙홀, 즉 멸종 상태에 있는 별에 대한 발견과 후속 연구가 될 수 있습니다. 그건 그렇고, 비슷한 별이 2014년 천문학자들에 의해 나선은하의 팔에서 발견되었습니다.

우주에는 얼마나 많은 블랙홀이 있습니까?

현대 과학자들의 이론에 따르면 우리 은하계에는 최대 수억 개의 블랙홀이 있을 수 있습니다. 우리 은하수에서 날아갈 것이 없는 이웃 은하계에는 250만 광년의 그 수가 적지 않을 수 있습니다.

블랙홀 이론

블랙홀은 태양 질량의 수십만 배에 달하는 엄청난 질량과 놀라운 중력에도 불구하고 블랙홀은 빛을 전혀 방출하지 않기 때문에 망원경으로 관찰하기가 쉽지 않았습니다. 과학자들은 블랙홀이 "식사"하는 순간에만 알아차렸습니다. 다른 별이 흡수되면 이미 관찰할 수 있는 특징적인 방사선이 나타납니다. 따라서 블랙홀 이론은 실제 확인을 찾았습니다.

블랙홀의 속성

블랙홀의 주요 특성은 주변 공간과 시간이 평소 상태로 유지되는 것을 허용하지 않는 놀라운 중력장입니다. 네, 맞습니다. 블랙홀 내부의 시간은 평소보다 몇 배 더 느리게 흐르고, 만약 여러분이 그곳에 있었다면 다시 돌아왔을 때(물론 운이 좋다면) 수백 년이 흘렀다는 사실에 놀라게 될 것입니다. 지구에서는 아직 늙지도 않았고 제때에 도착하지도 않았습니다. 솔직하게 말해서, 만약 당신이 블랙홀 안에 있다면 당신은 거의 살아남지 못할 것입니다. 왜냐하면 그곳의 중력은 어떤 물질적 물체라도 단순히 조각나지 않고 원자로 찢겨질 것이기 때문입니다.

그러나 블랙홀 가까이에 있더라도 중력장의 영향을 받으면 어려움을 겪을 것입니다. 중력에 더 많이 저항하고 날아가려고할수록 더 빨리 블랙홀에 빠지기 때문입니다. 이렇게 역설적으로 보이는 이유는 모든 블랙홀이 갖고 있는 중력 소용돌이 장 때문입니다.

사람이 블랙홀에 빠지면 어떻게 되나요?

블랙홀의 증발

영국의 천문학자 S. 호킹(S. Hawking)은 흥미로운 사실을 발견했습니다. 블랙홀도 증발을 방출하는 것처럼 보입니다. 사실, 이것은 상대적으로 작은 질량의 구멍에만 적용됩니다. 그들 주위의 강력한 중력은 입자와 반입자 쌍을 생성하며, 그 쌍 중 하나는 구멍에 끌려가고 두 번째는 밖으로 배출됩니다. 따라서 블랙홀은 단단한 반입자와 감마선을 방출합니다. 블랙홀에서 발생하는 증발 또는 복사는 이를 발견한 과학자의 이름을 따서 "호킹 복사"라고 명명되었습니다.

가장 큰 블랙홀

블랙홀 이론에 따르면, 거의 모든 은하의 중심에는 태양질량의 수백만에서 수십억에 달하는 거대한 블랙홀이 존재합니다. 그리고 비교적 최근에 과학자들은 현재까지 알려진 두 개의 가장 큰 블랙홀을 발견했는데, 이 블랙홀은 NGC 3842와 NGC 4849라는 두 개의 가까운 은하에 위치해 있습니다.

NGC 3842는 우리로부터 3억 2천만 광년 떨어진 사자자리에서 가장 밝은 은하이다. 그 중심에는 태양질량 97억배에 달하는 거대한 블랙홀이 있다.

3억 3500만 광년 떨어진 코마 은하단에 있는 은하인 NGC 4849는 똑같이 인상적인 블랙홀을 자랑합니다.

이 거대한 블랙홀의 중력장, 즉 학문적으로 사건의 지평선은 태양에서 !까지의 거리의 약 5배입니다. 그러한 블랙홀은 우리 태양계를 먹어치우고 질식조차 하지 않을 것입니다.

가장 작은 블랙홀

그러나 방대한 블랙홀 계열에는 매우 작은 대표자가 있습니다. 따라서 지금까지 과학자들이 발견한 가장 왜소한 블랙홀은 우리 태양 질량의 3배에 불과합니다. 사실 이는 블랙홀이 형성되기 위한 이론적 최소 요구량으로, 만약 그 별이 조금만 더 작았다면 블랙홀은 형성되지 않았을 것입니다.

블랙홀은 식인종이다

예, 위에서 쓴 것처럼 블랙홀은 다른 블랙홀을 포함하여 주변의 모든 것을 흡수하는 일종의 "은하 진공 청소기"입니다. 최근 천문학자들은 한 은하계의 블랙홀이 다른 은하계의 더 큰 검은 대식가에 의해 잡아먹히고 있다는 사실을 발견했습니다.

일부 과학자들의 가설에 따르면 블랙홀은 모든 것을 스스로 빨아들이는 은하계 진공청소기일 뿐만 아니라 특정 상황에서는 스스로 새로운 우주를 탄생시킬 수 있다고 합니다.
블랙홀은 시간이 지나면 증발할 수 있습니다. 우리는 위에서 영국 과학자 스티븐 호킹(Stephen Hawking)이 블랙홀이 복사의 성질을 가지고 있다는 것을 발견했으며 아주 오랜 시간이 지난 후 주변에 흡수할 것이 아무것도 남지 않게 되면 블랙홀은 더 많이 증발하기 시작할 것이라고 썼습니다. 모든 질량을 주변 공간으로 끌어올립니다. 이것은 단지 가정일 뿐이지만 가설입니다.
블랙홀은 시간을 늦추고 공간을 구부립니다. 우리는 이미 시간 팽창에 관해 글을 썼지만, 블랙홀 조건의 공간도 완전히 휘어질 것입니다.
블랙홀은 우주의 별 수를 제한합니다. 즉, 그들의 중력장은 알려진 바와 같이 새로운 별이 탄생하는 우주의 가스 구름의 냉각을 방지합니다.

디스커버리 채널의 블랙홀, 비디오

결론적으로 디스커버리 채널에서 블랙홀에 관한 흥미로운 과학 다큐멘터리를 제공합니다.

블랙홀: 합병으로 인해 발생하는 중력파.

은하 중심 근처의 항성 궤도, 다른 은하에 대한 X선 및 전파 관측, 가스 속도 측정에 대해 우리가 이미 알고 있는 정보를 결합하면 블랙홀의 존재를 부정하는 것은 불가능합니다. 그러나 우리는 우주에 실제로 얼마나 많은 블랙홀이 있고 어떻게 분포되어 있는지를 알려줄 수 있는 충분한 정보를 이러한 출처와 다른 출처로부터 갖고 있습니까?

실제로, 눈에 보이는 별에 비해 우주에는 얼마나 많은 블랙홀이 있습니까?

가장 먼저 하고 싶은 일은 직접적인 관찰을 하는 것입니다. 그리고 이것은 좋은 시작입니다. 700만 초 노출 지도 촬영찬드라 깊은 필드- 남쪽. 이 지역에는 수백 개의 초대질량 블랙홀이 존재한다.

오늘날 최고의 X-ray 망원경은 Chandra X-ray Observatory입니다. 지구 궤도의 위치에서 멀리 떨어진 X선 소스에서 단일 광자까지 식별할 수 있습니다. 하늘의 중요한 영역에 대한 심층 이미지를 생성함으로써 문자 그대로 수백 개의 X선 소스를 식별할 수 있으며, 각각은 우리 은하계 너머에 있는 먼 은하계에 해당합니다. 생성된 광자의 에너지 스펙트럼을 바탕으로 우리는 각 은하의 중심에 초대질량 블랙홀을 볼 수 있습니다.

하지만 이 발견이 믿을 수 없을 만큼 놀라운 것은 은하계당 하나보다 더 많은 블랙홀이 세상에 존재한다는 것입니다. 물론 각 은하계는 평균적으로 최소한 수백만 또는 수십억 개의 태양 질량을 갖고 있지만 우리가 모든 것을 볼 수는 없습니다.
검증된 3개의 합병과 1개의 합병 후보를 포함한 알려진 쌍성 블랙홀 시스템의 질량리고

LIGO는 최근 쌍성 블랙홀의 합병으로 인한 강력한 중력 신호를 세 번째로 직접 감지했다고 발표하여 이러한 시스템이 우주 전체에 널리 퍼져 있음을 확인했습니다. 오류 임계값이 너무 높기 때문에 수치 추정을 제공할 만큼 통계가 아직 충분하지 않습니다. 그러나 LIGO의 현재 임계값과 (평균) 두 달에 한 번씩 신호를 발견한다는 사실을 바탕으로 우리가 조사할 수 있는 모든 은하수 크기의 은하계에는 적어도 12개 이상의 신호가 있다고 말하는 것이 안전합니다.
범위고급의 리고 그리고 병합 블랙홀을 탐지하는 능력

더욱이, 우리의 X선 데이터는 저질량 쌍성 블랙홀이 많이 있다는 것을 보여줍니다. 아마도 LIGO가 찾을 수 있는 거대한 것보다 훨씬 더 많을 것입니다. 그리고 이것은 하드 바이너리 시스템에 포함되지 않은 블랙홀의 존재를 나타내는 데이터도 고려하지 않았으며 대부분이어야합니다. 우리 은하에 수십 개의 중질량 블랙홀(10-100 태양질량)이 있다면 수백(3-15 태양질량)의 쌍성 블랙홀과 수천 개의 고립된(비이성) 항성질량 블랙홀이 있어야 합니다. .

여기서는 "최소한"을 강조할 가치가 있습니다.

블랙홀은 찾기가 정말 어렵거든요. 지금까지 우리는 가장 활동적이고, 가장 거대하고, 가장 눈에 띄는 것만 볼 수 있습니다. 나선형으로 합쳐지는 블랙홀은 훌륭하지만 그러한 구성은 우주론적으로 드물어야 합니다. 찬드라가 본 블랙홀은 가장 거대하고 활동적이지만 대부분의 블랙홀은 태양 질량이 백만억 개에 달하는 괴물이 아니며 대부분의 대형 블랙홀은 현재 비활성 상태입니다. 우리는 블랙홀의 극히 일부만을 관찰하고 있으며, 우리가 관찰하고 있는 모든 것의 화려함에도 불구하고 이것은 이해할 가치가 있습니다.
우리가 감마선의 폭발로 인식하는 것은 중성자별의 합병으로 생성될 수 있습니다. 중성자별은 물질을 우주로 방출하고 알려진 가장 무거운 원소를 생성하지만 마지막에는 블랙홀도 생성합니다.

그러나 우리는 블랙홀의 수와 분포를 잘 추정할 수 있는 방법이 있습니다. 블랙홀이 어떻게 형성되는지 알고 있습니다. 우리는 초신성이 되는 젊고 거대한 별, 합쳐지는 중성자 별, 완전히 붕괴되는 과정에서 그것들을 만드는 방법을 알고 있습니다. 그리고 블랙홀 생성의 광학적 특징은 극도로 모호하지만, 우리는 우주 역사 전반에 걸쳐 우리가 찾고 있는 숫자를 정확히 찾을 수 있을 만큼 충분한 별, 그들의 죽음, 격변적인 사건 및 별 형성을 보아왔습니다.
거대한 별에서 탄생한 초신성의 잔해는 붕괴하는 물체, 즉 블랙홀이나 중성자별을 남기고, 이로부터 특정 조건에서 블랙홀이 형성될 수 있습니다.

블랙홀을 생성하는 이 세 가지 방법은 모두 거대한 별 형성 지역까지 거슬러 올라가면 그 뿌리를 갖고 있습니다. 얻으려면:

우리 동네에서는 형성되는 모든 별 중에서 잠재적으로 블랙홀이 될 수 있는 적절한 질량을 가진 별이 몇 개나 되는지 측정할 수 있습니다. 우리는 근처의 모든 별 중 0.1~0.2%만이 초신성이 될 만큼 충분한 질량을 가지고 있으며 대다수가 중성자별을 형성한다는 것을 발견했습니다. 그러나 쌍성계를 구성하는 계의 약 절반에는 비슷한 질량의 별이 포함되어 있습니다. 즉, 우리 은하계에 형성되는 4000억 개의 별 대부분은 결코 블랙홀이 되지 않는다는 것이다.
각 별 등급의 온도 범위를 켈빈으로 표시하는 Morgan-Keenan 시스템의 현대적인 스펙트럼 분류 시스템입니다. 오늘날 별의 대다수(75%)는 M별이며, 그 중 800개 중 1개만이 초신성이 될 만큼 거대합니다.

하지만 괜찮습니다. 왜냐하면 그들 중 일부는 그럴 것이기 때문입니다. 더 중요한 것은 먼 과거에도 불구하고 많은 사람들이 이미 그렇게 되었다는 것입니다. 별이 형성되면 질량 분포를 얻게 됩니다. 몇 개의 거대한 별, 몇 개의 평균 질량 이상의 별, 그리고 많은 저질량 별을 얻게 됩니다. 태양 질량이 8~40%에 불과한 저질량 M형 별(적색 왜성)이 너무 많아서 우리 이웃 별의 4분의 3을 차지합니다. 새로운 성단에는 초신성이 될 수 있는 거대한 별이 많지 않습니다. 그러나 과거에는 별이 탄생하는 지역이 오늘날의 은하수보다 훨씬 더 크고 질량도 더 풍부했습니다.
지역그룹 최대 규모의 스타어린이집, 30개소도라두스 독거미 성운에는 인류에게 알려진 가장 거대한 별이 포함되어 있습니다. 그 중 수백 개(향후 수백만 년 안에)가 블랙홀이 될 것입니다.

위에는 태양의 질량이 400,000개에 달하는 국부 그룹에서 가장 큰 별 형성 지역인 황새치 30개가 보입니다. 이 지역에는 수천 개의 뜨겁고 매우 푸른 별이 있으며, 그 중 수백 개가 초신성이 될 것입니다. 그 중 10~30%는 블랙홀로 변하고, 나머지는 중성자별이 된다. 다음과 같이 가정합니다.

과거에는 우리 은하계에 그러한 지역이 많이 있었습니다.
가장 큰 별 형성 영역은 나선 팔을 따라 은하 중심쪽으로 집중되어 있습니다.
오늘날 우리가 펄서(중성자별의 잔해)와 감마선 소스를 볼 수 있는 곳에는 블랙홀이 있을 것입니다.

우리는 지도를 만들고 그 위에 블랙홀이 어디에 있는지 보여줄 수 있습니다.
위성NASA 페르미는 우주의 고에너지에 대한 고해상도 지도를 편집했습니다. 매핑된 은하계의 블랙홀은 거의 변화 없이 방출을 따르고 수백만 개의 개별 소스에 의해 해결될 가능성이 높습니다.

이것은 하늘의 감마선 소스에 대한 페르미의 지도입니다. 이는 은하 원반을 크게 강조한다는 점을 제외하면 우리 은하의 별 지도와 유사합니다. 오래된 광원은 감마선이 고갈되었기 때문에 비교적 새로운 점 광원입니다.

이 지도와 비교하면 블랙홀 지도는 다음과 같습니다.

은하 중심에 더 집중되어 있습니다.
너비가 약간 더 흐릿합니다.
은하 팽창을 포함합니다.
1억 개의 객체로 구성되어 있어 오류가 발생하거나 발생합니다.

페르미 지도(위)와 COBE 은하 지도(아래)를 혼합하여 생성함으로써 우리는 은하계의 블랙홀 위치에 대한 정량적 그림을 얻을 수 있습니다.
적외선으로 보이는 은하코비. 이 지도에는 별이 표시되어 있지만 블랙홀은 은하계 평면에서 더 압축되고 돌출부쪽으로 더 집중되기는 하지만 비슷한 분포를 따릅니다.

블랙홀은 실제 존재하고 흔하며 오늘날 대부분의 블랙홀을 탐지하기가 극히 어렵습니다. 우주는 아주 오랜 시간 동안 존재했으며, 비록 수많은 별을 볼 수 있지만 가장 무거운 별의 대부분(95% 이상)은 죽은 지 오래되었습니다. 그들은 어떻게 되었나요? 그 중 약 4분의 1은 블랙홀이 되었으며, 수백만 개가 여전히 숨어 있습니다.
태양보다 수십억 배 더 큰 블랙홀이 중심에서 X선 제트를 공급하고 있습니다.중87이지만 이 은하계에는 수십억 개의 다른 블랙홀이 있어야 합니다. 그들의 밀도는 은하 중심에 집중될 것입니다

타원 은하는 우리가 보는 별과 매우 유사하게 블랙홀을 은하 중심 주위에 모이는 타원 무리로 소용돌이칩니다. 많은 블랙홀이 시간이 지남에 따라 은하 중심의 중력 우물로 이동합니다. 이것이 바로 초대질량 블랙홀이 초대질량이 되는 이유입니다. 하지만 우리는 아직 이 전체 그림을 볼 수 없습니다. 그리고 블랙홀을 효율적으로 시각화하는 방법을 배우기 전까지는 그것을 볼 수 없습니다.

직접적인 시각화가 없다면 이것이 과학이 우리에게 제공하는 전부이며 우리에게 놀라운 사실을 알려줍니다. 오늘날 우리가 보는 별 천 개당 약 하나의 블랙홀이 있다는 것입니다. 완전히 보이지 않는 개체에 대한 통계는 나쁘지 않습니다. 동의하실 것입니다.

역사상 세 번째로 우리는 블랙홀의 부인할 수 없는 특징, 즉 블랙홀의 합병으로 인한 중력파를 직접적으로 감지했습니다. 은하 중심 근처의 항성 궤도, 다른 은하에 대한 X선 및 전파 관측, 가스 속도 측정에 대해 우리가 이미 알고 있는 정보를 결합하면 블랙홀의 존재를 부정하는 것은 불가능합니다. 그러나 우리는 우주에 실제로 얼마나 많은 블랙홀이 있고 어떻게 분포되어 있는지를 알려줄 수 있는 충분한 정보를 이러한 출처와 다른 출처로부터 갖고 있습니까?

실제로, 눈에 보이는 별에 비해 우주에는 얼마나 많은 블랙홀이 있습니까?

가장 먼저 하고 싶은 일은 직접적인 관찰을 하는 것입니다. 그리고 이것은 좋은 시작입니다.

700만 초 노출 지도 촬영 찬드라 깊은 필드 - 남쪽 . 이 지역에는 수백 개의 초대질량 블랙홀이 존재한다.

하지만 이 발견이 믿을 수 없을 만큼 놀라운 것은 은하계당 하나보다 더 많은 블랙홀이 세상에 존재한다는 것입니다. 물론 각 은하계는 평균적으로 최소한 수백만 또는 수십억 개의 태양 질량을 갖고 있지만 우리가 모든 것을 볼 수는 없습니다.

검증된 3개의 합병과 1개의 합병 후보를 포함한 알려진 쌍성 블랙홀 시스템의 질량 리고

범위 고급의 리고 그리고 병합 블랙홀을 탐지하는 능력

여기서는 "최소한"을 강조할 가치가 있습니다.

우리가 감마선의 폭발로 인식하는 것은 중성자별의 합병으로 생성될 수 있습니다. 중성자별은 물질을 우주로 방출하고 알려진 가장 무거운 원소를 생성하지만 마지막에는 블랙홀도 생성합니다.

거대한 별에서 탄생한 초신성의 잔해는 붕괴하는 물체, 즉 블랙홀이나 중성자별을 남기고, 이로부터 특정 조건에서 블랙홀이 형성될 수 있습니다.

블랙홀을 생성하는 이 세 가지 방법은 모두 거대한 별 형성 지역까지 거슬러 올라가면 그 뿌리를 갖고 있습니다. 얻으려면:

초신성이 일어나려면 태양질량의 8~10배에 달하는 별이 필요하다. 20-40 태양 질량보다 큰 별은 블랙홀을 제공합니다. 작은 별 - 중성자 별.
중성자별이 블랙홀로 합쳐지려면 두 개의 중성자별이 나선형으로 춤을 추거나 충돌하거나, 중성자별이 동반별의 질량을 특정 한계(태양 질량의 약 2.5~3배)까지 빨아들이면 블랙홀이 됩니다.
블랙홀이 직접 붕괴하려면 태양보다 25배 더 무거운 별을 형성하기 위해 한 장소에 충분한 물질이 필요하고, 초신성이 아닌 블랙홀을 정확하게 생성하려면 특정 조건이 필요합니다.

허블 사진은 초신성이나 다른 설명 없이 단순히 사라진 태양보다 25배 더 큰 거대한 별을 보여줍니다. 완전한 붕괴가 유일한 설명이 될 것입니다

각 별 등급의 온도 범위를 켈빈으로 표시하는 Morgan-Keenan 시스템의 현대적인 스펙트럼 분류 시스템입니다. 오늘날 별의 대다수(75%)는 M별이며, 그 중 800개 중 1개만이 초신성이 될 만큼 거대합니다.

지역그룹 최대 규모의 스타어린이집, 30개소 도라두스 독거미 성운에는 인류에게 알려진 가장 거대한 별이 포함되어 있습니다. 그 중 수백 개(향후 수백만 년 안에)가 블랙홀이 될 것입니다.

과거에는 우리 은하계에 그러한 지역이 많이 있었습니다.
가장 큰 별 형성 영역은 나선 팔을 따라 은하 중심쪽으로 집중되어 있습니다.
오늘날 우리가 펄서(중성자별의 잔해)와 감마선 소스를 볼 수 있는 곳에는 블랙홀이 있을 것입니다.

우리는 지도를 만들고 그 위에 블랙홀이 어디에 있는지 보여줄 수 있습니다.

위성 NASA 페르미는 우주의 고에너지에 대한 고해상도 지도를 편집했습니다. 매핑된 은하계의 블랙홀은 거의 변화 없이 방출을 따르고 수백만 개의 개별 소스에 의해 해결될 가능성이 높습니다.

이 지도와 비교하면 블랙홀 지도는 다음과 같습니다.

은하 중심에 더 집중되어 있습니다.
너비가 약간 더 흐릿합니다.
은하 팽창을 포함합니다.
1억 개의 객체로 구성되어 있어 오류가 발생하거나 발생합니다.

페르미 지도(위)와 COBE 은하 지도(아래)를 혼합하여 생성함으로써 우리는 은하계의 블랙홀 위치에 대한 정량적 그림을 얻을 수 있습니다.

적외선으로 보이는 은하 코비 . 이 지도에는 별이 표시되어 있지만 블랙홀은 은하계 평면에서 더 압축되고 돌출부쪽으로 더 집중되기는 하지만 비슷한 분포를 따릅니다.

블랙홀은 실제 존재하고 흔하며 오늘날 대부분의 블랙홀을 탐지하기가 극히 어렵습니다. 우주는 아주 오랜 시간 동안 존재했으며, 비록 수많은 별을 볼 수 있지만 가장 무거운 별의 대부분(95% 이상)은 죽은 지 오래되었습니다. 그들은 어떻게 되었나요? 그 중 약 4분의 1은 블랙홀이 되었으며, 수백만 개가 여전히 숨어 있습니다.

태양보다 수십억 배 더 큰 블랙홀이 중심에서 X선 제트를 공급하고 있습니다. 중 87이지만 이 은하계에는 수십억 개의 다른 블랙홀이 있어야 합니다. 그들의 밀도는 은하 중심에 집중될 것입니다

2017년 6월 17일 겐나디

우주 탐험을 주제로 한 대중 과학 영화 제작에 대한 관심이 비교적 최근에 높아짐에 따라 현대 시청자들은 특이점이나 블랙홀과 같은 현상에 대해 많이 들었습니다. 그러나 영화는 분명히 이러한 현상의 전체 본질을 드러내지 않으며 때로는 더 큰 효과를 위해 구성된 과학 이론을 왜곡하기도 합니다. 이러한 이유로 이러한 현상에 대한 많은 현대인의 이해는 완전히 피상적이거나 완전히 잘못된 것입니다. 발생한 문제에 대한 해결책 중 하나는 이 기사입니다. 여기서 우리는 기존 연구 결과를 이해하고 블랙홀이란 무엇입니까?라는 질문에 답하려고 노력할 것입니다.

1784년 영국의 성직자이자 박물학자인 존 미셸(John Michell)은 왕립학회에 보낸 편지에서 두 번째 탈출 속도가 빛의 속도를 초과할 정도로 강한 중력 인력을 가지고 있는 가상의 거대 물체에 대해 처음으로 언급했습니다. 두 번째 탈출 속도는 상대적으로 작은 물체가 천체의 중력 인력을 극복하고 이 천체 주위의 닫힌 궤도를 넘어서는 데 필요한 속도입니다. 그의 계산에 따르면, 태양의 밀도와 태양 반경 500의 반경을 가진 물체는 표면에서 빛의 속도와 동일한 두 번째 우주 속도를 갖게 됩니다. 이 경우 빛조차도 그러한 몸체의 표면을 떠나지 않으므로 이 몸체는 들어오는 빛만 흡수하고 관찰자에게는 보이지 않는 상태로 유지됩니다. 이는 어두운 공간의 배경에 대한 일종의 검은 점입니다.

그러나 미셸의 초거대체 개념은 아인슈타인의 연구가 나오기 전까지는 큰 관심을 끌지 못했습니다. 후자가 빛의 속도를 정보 전송의 최대 속도로 정의했다는 것을 기억해 봅시다. 또한 아인슈타인은 중력 이론을 빛의 속도에 가까운 속도로 확장했습니다(). 결과적으로 뉴턴 이론을 블랙홀에 적용하는 것은 더 이상 적합하지 않았습니다.

아인슈타인의 방정식

블랙홀에 일반상대성이론을 적용하고 아인슈타인의 방정식을 풀어낸 결과, 블랙홀의 주요 변수는 질량, 전하, 각운동량 세 가지뿐이라는 것이 밝혀졌다. 기본 논문인 "블랙홀의 수학적 이론"을 창안한 인도 천체물리학자 수브라마니안 찬드라세카르(Subramanian Chandrasekhar)의 중요한 공헌은 주목할 가치가 있습니다.

따라서 아인슈타인 방정식의 해는 가능한 네 가지 유형의 블랙홀에 대한 네 가지 옵션으로 제시됩니다.

회전 및 충전이 없는 BH – Schwarzschild 솔루션. 아인슈타인의 방정식을 사용한 블랙홀(1916)에 대한 최초의 설명 중 하나이지만 몸체의 세 가지 매개변수 중 두 가지를 고려하지 않았습니다. 독일 물리학자 카를 슈바르츠실트(Karl Schwarzschild)의 해법을 통해 구형의 거대체의 외부 중력장을 계산할 수 있습니다. 독일 과학자의 블랙홀 개념의 특징은 사건의 지평선이 존재하고 그 뒤에 숨어 있다는 것입니다. Schwarzschild는 또한 주어진 질량을 가진 물체에 대해 사건 지평선이 위치할 구의 반경을 결정하는 그의 이름을 받은 중력 반경을 계산한 최초의 사람이었습니다.
회전 없는 전하 BH – Reisner-Nordström 솔루션. 블랙홀의 전하 가능성을 고려하여 1916~1918년에 제시된 해결책입니다. 이 전하는 임의로 클 수 없으며 그에 따른 전기적 반발력으로 인해 제한됩니다. 후자는 중력 인력으로 보상되어야 합니다.
회전이 있고 전하가 없는 BH - Kerr의 솔루션(1963). 회전하는 커 블랙홀은 소위 작용권(ergosphere)이 존재한다는 점에서 정적 블랙홀과 다릅니다(이와 블랙홀의 다른 구성 요소에 대해 자세히 알아보세요).
회전 및 전하를 갖춘 BH - Kerr-Newman 솔루션. 이 솔루션은 1965년에 계산되었으며 블랙홀의 세 가지 매개 변수를 모두 고려하므로 현재 가장 완벽합니다. 그러나 자연계에서 블랙홀의 전하량은 미미한 것으로 여전히 추정됩니다.

블랙홀 형성

블랙홀이 어떻게 형성되고 나타나는지에 대한 몇 가지 이론이 있는데, 그 중 가장 유명한 것은 충분한 질량을 가진 별의 중력 붕괴의 결과로 블랙홀이 발생한다는 것입니다. 이러한 압축은 태양 질량이 3배 이상인 별의 진화를 끝낼 수 있습니다. 그러한 별 내부의 열핵반응이 완료되면, 그들은 빠르게 초밀도 상태로 압축되기 시작합니다. 중성자별의 가스 압력이 중력을 보상할 수 없다면, 즉 별의 질량이 소위 중력을 압도합니다. 오펜하이머-볼코프 한계 이후 붕괴가 계속되어 물질이 블랙홀로 압축됩니다.

블랙홀의 탄생을 설명하는 두 번째 시나리오는 원시은하 가스, 즉 은하나 일종의 성단으로 변형되는 단계의 성간 가스가 압축되는 것입니다. 동일한 중력을 보상할 만큼 내부 압력이 충분하지 않으면 블랙홀이 발생할 수 있습니다.

다른 두 가지 시나리오는 여전히 가설로 남아 있습니다.

소위 말하는 블랙홀의 발생 원시 블랙홀.
높은 에너지에서 발생하는 핵반응의 결과로 발생합니다. 그러한 반응의 예는 충돌체에서의 실험입니다.

블랙홀의 구조와 물리학

Schwarzschild에 따르면 블랙홀의 구조에는 앞서 언급한 두 가지 요소, 즉 블랙홀의 특이점과 사건의 지평선만 포함됩니다. 특이점에 대해 간단히 말하면, 이를 통해 직선을 그리는 것이 불가능하며 기존의 대부분의 물리 이론이 그 안에서 작동하지 않는다는 점을 알 수 있습니다. 따라서 특이점의 물리학은 오늘날 과학자들에게 미스터리로 남아 있습니다. 블랙홀은 물리적인 물체가 한계를 넘어 돌아올 기회를 잃고 확실히 블랙홀의 특이점에 "떨어지는" 특정 경계입니다.

커(Kerr) 해법의 경우, 즉 블랙홀의 회전이 존재하는 경우 블랙홀의 구조는 다소 더 복잡해집니다. Kerr의 해법은 구멍에 작용권이 있다고 가정합니다. 작용권은 사건의 지평선 바깥에 위치한 특정 영역으로, 그 안에서 모든 물체가 블랙홀의 회전 방향으로 움직입니다. 이 지역은 아직 흥미롭지 않으며 사건의 지평선과 달리 떠나는 것이 가능합니다. 작용권은 아마도 일종의 강착 원반과 유사한 것으로, 거대한 몸체 주위로 회전하는 물질을 나타냅니다. 정적 슈바르츠실트 블랙홀이 검은 구체로 표현된다면, 작용권의 존재로 인해 케리 블랙홀은 편원 타원체 모양을 가지며, 그 형태는 우리가 그림에서 블랙홀을 자주 본 형태입니다. 영화나 비디오 게임.

블랙홀의 무게는 얼마입니까? – 블랙홀 출현에 관한 가장 이론적인 자료는 별의 붕괴로 인해 블랙홀이 출현하는 시나리오에 이용 가능하다. 이 경우 중성자별의 최대 질량과 블랙홀의 최소 질량은 오펜하이머-볼코프 한계에 의해 결정되며, 이에 따라 블랙홀 질량의 하한은 2.5~3 태양질량이다. 지금까지 발견된 블랙홀 중 가장 무거운 블랙홀(은하 NGC 4889)의 질량은 태양 질량의 210억 배에 달합니다. 그러나 우리는 충돌체와 같은 고에너지에서의 핵반응의 결과로 가상적으로 발생하는 블랙홀을 잊어서는 안 됩니다. 이러한 양자 블랙홀, 즉 '플랑크 블랙홀'의 질량은 2·10-5g 정도이다.
블랙홀 크기. 블랙홀의 최소 반경은 최소 질량(태양질량 2.5~3배)으로 계산할 수 있습니다. 태양의 중력 반경, 즉 사건의 지평선이 위치할 영역이 약 2.95km라면 태양 질량 3배 블랙홀의 최소 반경은 약 9km가 됩니다. 주변의 모든 것을 끌어당기는 거대한 물체에 대해 이야기할 때 이렇게 상대적으로 작은 크기는 이해하기 어렵습니다. 그러나 양자 블랙홀의 경우 반경은 10-35m입니다.
블랙홀의 평균 밀도는 질량과 반경이라는 두 가지 매개변수에 따라 달라집니다. 질량이 태양 질량의 약 3배인 블랙홀의 밀도는 약 6 10 26 kg/m3인 반면, 물의 밀도는 1000 kg/m3입니다. 그러나 과학자들은 그러한 작은 블랙홀을 발견하지 못했습니다. 발견된 대부분의 블랙홀은 태양 질량의 10 5 배보다 큰 질량을 가지고 있습니다. 블랙홀의 질량이 클수록 밀도가 낮아지는 흥미로운 패턴이 있습니다. 이 경우 질량이 11자리 변화하면 밀도는 22자리 변화합니다. 따라서 질량이 태양질량 1·10 9 인 블랙홀의 밀도는 18.5kg/m3로 금 밀도보다 1낮습니다. 그리고 태양 질량이 10 10 이상인 블랙홀은 평균 밀도가 공기보다 낮을 수 있습니다. 이러한 계산을 바탕으로 블랙홀의 형성은 물질의 압축으로 인해 발생하는 것이 아니라 특정 부피에 많은 양의 물질이 축적된 결과로 발생한다고 가정하는 것이 논리적입니다. 양자 블랙홀의 경우 밀도는 약 1094kg/m3입니다.
블랙홀의 온도는 질량에 반비례합니다. 이 온도는 직접적인 관련이 있습니다. 이 방사선의 스펙트럼은 완전 흑체, 즉 모든 입사 방사선을 흡수하는 몸체의 스펙트럼과 일치합니다. 완전 흑체의 복사 스펙트럼은 온도에만 의존하며, 블랙홀의 온도는 호킹 복사 스펙트럼을 통해 결정할 수 있습니다. 위에서 언급했듯이 이 복사는 블랙홀이 작을수록 더 강력합니다. 동시에, 호킹 복사는 천문학자들이 아직 관찰하지 않았기 때문에 가설로 남아 있습니다. 따라서 호킹 복사가 존재한다면 관측된 블랙홀의 온도가 너무 낮아서 이 복사가 감지되지 않는다는 결론이 나옵니다. 계산에 따르면, 질량이 태양 정도인 구멍의 온도도 무시할 수 있을 정도로 작습니다(1·10 -7 K 또는 -272°C). 양자 블랙홀의 온도는 약 10 12 K에 도달할 수 있으며, 빠른 증발(약 1.5분)으로 이러한 블랙홀은 약 천만 원자폭탄의 에너지를 방출할 수 있습니다. 그러나 다행스럽게도 그러한 가상의 물체를 만들려면 오늘날 대형 강입자 충돌기에서 달성하는 것보다 1014배 더 많은 에너지가 필요합니다. 게다가 이러한 현상은 천문학자들에 의해 관찰된 적이 없습니다.

블랙홀은 무엇으로 구성되어 있나요?

또 다른 질문은 과학자와 천체 물리학에 관심이 있는 사람들 모두를 걱정합니다. 블랙홀은 무엇으로 구성되어 있습니까? 블랙홀 주변의 사건 지평선 너머를 보는 것은 불가능하기 때문에 이 질문에 대한 명확한 답은 없습니다. 또한 앞서 언급한 바와 같이 블랙홀의 이론적 모델은 작용권, 사건 지평선, 특이점이라는 3가지 구성 요소만 제공합니다. 작용권에는 블랙홀에 끌려 현재 그 주위를 회전하는 물체, 즉 다양한 종류의 우주체와 우주 가스만 있다고 가정하는 것이 논리적입니다. 사건의 지평선은 단지 얇은 암시적 경계일 뿐이며, 일단 그 경계를 넘어서면 동일한 우주 물체가 블랙홀의 마지막 주요 구성 요소인 특이점을 향해 돌이킬 수 없게 끌어당겨집니다. 특이점의 본질은 오늘날 연구되지 않았으며 그 구성에 대해 이야기하기에는 너무 이릅니다.

일부 가정에 따르면 블랙홀은 중성자로 구성될 수 있습니다. 별이 중성자 별로 압축되어 후속 압축으로 인해 블랙홀이 발생하는 시나리오를 따르면 아마도 블랙홀의 주요 부분은 중성자로 구성되며 중성자 별 자체는 다음과 같습니다. 작곡. 간단히 말해서, 별이 붕괴할 때 그 원자는 전자가 양성자와 결합하여 중성자를 형성하는 방식으로 압축됩니다. 실제로 자연에서도 비슷한 반응이 일어나며, 중성자가 형성되면서 중성미자 방사선이 발생합니다. 그러나 이는 단지 가정일 뿐입니다.

블랙홀에 빠지면 어떻게 될까요?

천체물리학적 블랙홀에 빠지면 몸이 늘어납니다. 발부터 우주복만 입고 블랙홀로 향하는 가상의 자살 우주 비행사를 생각해 보십시오. 사건의 지평선을 건너면 우주비행사는 더 이상 돌아올 기회가 없다는 사실에도 불구하고 어떤 변화도 눈치채지 못할 것입니다. 어떤 시점에서 우주비행사는 신체 변형이 일어나기 시작하는 지점(사건의 지평선 약간 뒤편)에 도달하게 됩니다. 블랙홀의 중력장은 불균일하고 중심을 향해 증가하는 힘 구배로 표현되므로 우주비행사의 다리는 예를 들어 머리보다 눈에 띄게 더 큰 중력 영향을 받습니다. 그러면 중력이나 조석력으로 인해 다리가 더 빨리 "떨어집니다". 따라서 몸의 길이가 점차 길어지기 시작합니다. 이 현상을 설명하기 위해 천체물리학자들은 스파게티화(spaghettification)라는 다소 창의적인 용어를 생각해 냈습니다. 신체를 더 늘리면 아마도 원자로 분해되어 조만간 특이점에 도달하게 될 것입니다. 이 상황에서 사람이 어떻게 느낄지 짐작할 수 있습니다. 몸이 늘어나는 효과는 블랙홀의 질량에 반비례한다는 점은 주목할 가치가 있습니다. 즉, 태양 3배의 질량을 가진 블랙홀이 즉시 몸체를 늘리거나 찢는다면 초대질량 블랙홀은 조수력이 더 낮아질 것이며 일부 물리적 물질은 구조를 잃지 않고 그러한 변형을 "견딜" 수 있다는 제안이 있습니다.

아시다시피, 거대한 물체 근처에서는 시간이 느리게 흐릅니다. 이는 자살 폭탄 테러범 우주비행사의 시간이 지구인보다 훨씬 느리게 흐른다는 것을 의미합니다. 이 경우 아마도 그는 친구뿐만 아니라 지구 자체보다 오래 살 것입니다. 우주비행사의 시간이 얼마나 느려질지 결정하려면 계산이 필요하지만 위에서부터 우주비행사가 블랙홀에 매우 천천히 떨어질 것이며 아마도 단순히 자신의 순간을 보지 못할 것이라고 가정할 수 있습니다. 몸이 변형되기 시작합니다.

외부 관찰자의 경우 사건의 지평선 위로 날아가는 모든 물체는 이미지가 사라질 때까지 이 지평선의 가장자리에 남아 있을 것이라는 점은 주목할 만합니다. 이 현상의 원인은 중력 적색편이입니다. 다소 단순화하면, 사건의 지평선에서 "얼어붙은" 자살 우주비행사의 몸에 떨어지는 빛은 느려진 시간으로 인해 주파수가 바뀔 것이라고 말할 수 있습니다. 시간이 천천히 지날수록 빛의 주파수는 감소하고 파장은 증가합니다. 이 현상의 결과로 출력, 즉 외부 관찰자의 경우 빛은 점차적으로 저주파-빨간색쪽으로 이동합니다. 자살 우주비행사가 거의 눈에 띄지 않지만 관찰자로부터 점점 더 멀어지고 그의 시간이 점점 더 느리게 흐르기 때문에 스펙트럼을 따라 빛의 이동이 일어날 것입니다. 따라서 그의 몸에서 반사된 빛은 곧 가시 스펙트럼을 넘어갈 것이며(이미지가 사라질 것입니다) 미래에는 우주비행사의 몸은 적외선 복사 영역, 나중에는 무선 주파수 영역에서만 감지될 수 있습니다. 방사선은 완전히 파악하기 어려울 것입니다.

위의 내용에도 불구하고 매우 큰 초대질량 블랙홀에서는 조석력이 거리에 따라 크게 변하지 않고 낙하하는 물체에 거의 균일하게 작용한다고 가정됩니다. 이 경우, 떨어지는 우주선은 그 구조를 유지하게 됩니다. 합리적인 질문이 생깁니다. 블랙홀은 어디로 이어지는가? 이 질문은 웜홀과 블랙홀과 같은 두 가지 현상을 연결하는 일부 과학자의 연구로 답할 수 있습니다.

1935년에 Albert Einstein과 Nathan Rosen은 아인슈타인-로젠 다리 또는 웜홀이라는 상당한 곡률의 장소를 통해 시공간의 두 지점을 연결하는 소위 웜홀의 존재에 대한 가설을 제시했습니다. 그러한 강력한 공간 곡률을 위해서는 거대한 질량을 가진 물체가 필요하며, 그 역할은 블랙홀에 의해 완벽하게 수행될 것입니다.

아인슈타인-로젠 다리는 크기가 작고 불안정하기 때문에 지나갈 수 없는 웜홀로 간주됩니다.

블랙홀과 화이트홀 이론의 틀 내에서 횡단 가능한 웜홀이 가능합니다. 화이트홀은 블랙홀에 갇힌 정보의 출력물이다. 화이트홀은 일반상대성이론의 틀 안에서 설명되지만 오늘날에는 가설로만 남아 있으며 아직 발견되지 않았습니다. 웜홀의 또 다른 모델은 미국 과학자 Kip Thorne과 그의 대학원생 Mike Morris에 의해 제안되었으며 이는 통과될 수 있습니다. 그러나 모리스-쏜 웜홀의 경우나 블랙홀과 화이트홀의 경우 모두 여행이 가능하려면 소위 외래 물질이 존재해야 하는데, 이 물질은 부정적인 에너지를 갖고 있으며 여전히 가설로 남아 있습니다.

우주의 블랙홀

블랙홀의 존재는 비교적 최근(2015년 9월)에 확인되었지만, 그 이전에도 이미 블랙홀의 본질에 관한 많은 이론적 자료가 있었고, 블랙홀의 역할에 대한 후보 물체도 많이 있었습니다. 우선, 현상의 본질이 블랙홀에 달려 있기 때문에 블랙홀의 크기를 고려해야 합니다.

항성 질량 블랙홀. 이러한 물체는 별의 붕괴로 인해 형성됩니다. 앞서 언급한 바와 같이, 이러한 블랙홀을 형성할 수 있는 물체의 최소 질량은 태양질량의 2.5~3배입니다.
중간질량 블랙홀. 가스 클러스터, 이웃 별(두 개의 별 시스템) 및 기타 우주체와 같은 근처 물체의 흡수로 인해 성장한 조건부 중간 유형의 블랙홀입니다.
초거대 블랙홀. 태양 질량이 10 5 -10 10인 소형 물체. 이러한 블랙홀의 독특한 특성은 앞서 언급한 역설적으로 낮은 밀도와 약한 조석력입니다. 이것은 정확히 우리 은하계(궁수자리 A*, Sgr A*)와 대부분의 다른 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀입니다.

ChD 후보자

가장 가까운 블랙홀 또는 오히려 블랙홀 역할의 후보는 태양(우리 은하계)으로부터 3000광년 떨어진 곳에 위치한 물체(V616 Monoceros)입니다. 그것은 두 가지 구성 요소로 구성됩니다. 태양 질량의 절반에 해당하는 별과 질량이 태양 질량의 3-5배인 눈에 보이지 않는 작은 몸체입니다. 이 물체가 별 질량의 작은 블랙홀로 밝혀지면 당연히 가장 가까운 블랙홀이 될 것입니다.

이 천체에 이어 두 번째로 가까운 블랙홀은 블랙홀 역할의 첫 번째 후보였던 백조자리 X-1(Cyg X-1) 천체이다. 그것까지의 거리는 대략 6070광년이다. 아주 잘 연구되었습니다. 질량은 태양 질량의 14.8배이고 사건의 지평선 반경은 약 26km입니다.

일부 소식통에 따르면 블랙홀의 역할에 가장 가까운 또 다른 후보는 1999년 추정에 따르면 1600광년 거리에 위치한 별계 V4641 궁수자리(V4641 Sgr)의 몸체일 수 있습니다. 그러나 후속 연구에서는 이 거리를 최소 15배 늘렸습니다.

우리 은하계에는 몇 개의 블랙홀이 있습니까?

이 질문에 대한 정확한 답은 없습니다. 관찰이 매우 어렵고 하늘을 연구하는 전체 기간 동안 과학자들은 은하수 내에서 약 12 개의 블랙홀을 발견 할 수 있었기 때문입니다. 계산에 빠지지 않고 우리 은하에는 약 1000억~4000억 개의 별이 있으며 대략 1000개 별마다 블랙홀을 형성하기에 충분한 질량이 있다는 점을 알 수 있습니다. 은하수가 존재하는 동안 수백만 개의 블랙홀이 형성되었을 가능성이 높습니다. 거대한 크기의 블랙홀을 탐지하는 것이 더 쉽기 때문에 우리 은하에 있는 대부분의 블랙홀은 초거대질량이 아닐 가능성이 높다고 가정하는 것이 논리적입니다. 2005년 NASA의 연구에서는 은하 중심을 중심으로 회전하는 전체 블랙홀 떼(10,000~20,000개)가 존재한다고 제안한 것은 주목할 만합니다. 또한 2016년 일본 천체물리학자들은 은하수의 핵심인 블랙홀인 물체 * 근처에서 거대한 위성을 발견했습니다. 이 천체의 작은 반경(0.15광년)과 엄청난 질량(100,000태양질량)으로 인해 과학자들은 이 천체가 초대질량 블랙홀이라고 가정합니다.

우리 은하의 핵심인 은하수 블랙홀(궁수자리 A*, Sgr A* 또는 궁수자리 A*)은 초대질량이며 질량은 태양 질량 4.31 10 6이고 반경은 0.00071 광년(6.25광시)입니다. 또는 67억 5천만km). 궁수자리 A*의 온도는 주변 성단과 함께 약 1·10 7 K입니다.

가장 큰 블랙홀

과학자들이 발견한 우주에서 가장 큰 블랙홀은 지구에서 1.2 10 10 광년 떨어진 은하 S5 0014+81 중심에 있는 초대질량 블랙홀 FSRQ 블레자르입니다. 스위프트 우주관측소를 이용한 예비 관측 결과에 따르면 블랙홀의 질량은 태양질량 400억(40·109)배, 해당 구멍의 슈바르츠실트 반경은 1183억5000만㎞(0.013광년)로 나타났다. 또한 계산에 따르면 121억년 전(빅뱅 이후 16억년)에 발생했다. 이 거대한 블랙홀이 주변 물질을 흡수하지 않으면 블랙홀 시대, 즉 블랙홀이 지배하는 우주 발전 시대 중 하나까지 살게 될 것입니다. 은하 S5 0014+81의 핵이 계속해서 성장한다면, 이는 우주에 존재할 마지막 블랙홀 중 하나가 될 것입니다.

알려진 다른 두 개의 블랙홀은 비록 이름은 없지만 실험적으로 존재를 확인하고 중력 연구에 중요한 결과를 제공했기 때문에 블랙홀 연구에 가장 중요합니다. 우리는 두 개의 블랙홀이 하나로 충돌하는 사건인 GW150914에 대해 이야기하고 있습니다. 이번 이벤트로 등록이 가능해졌습니다.

블랙홀 탐지

블랙홀을 탐지하는 방법을 고려하기 전에 우리는 블랙홀이 검은 이유라는 질문에 답해야 합니다. – 이에 대한 대답에는 천체물리학과 우주론에 대한 깊은 지식이 필요하지 않습니다. 사실 블랙홀은 그 위에 떨어지는 모든 방사선을 흡수하고 가상의 방사선을 고려하지 않으면 전혀 방출하지 않습니다. 이 현상을 더 자세히 살펴보면 블랙홀 내부에서는 전자기 복사 형태의 에너지 방출로 이어지는 과정이 발생하지 않는다고 가정할 수 있습니다. 그런 다음 블랙홀이 방출되면 호킹 스펙트럼(가열된 완전 흑체의 스펙트럼과 일치)에서 방출됩니다. 하지만 앞서 언급한 것처럼 이 방사선은 검출되지 않았다. 이는 블랙홀의 온도가 완전히 낮다는 것을 시사한다.

일반적으로 받아 들여지는 또 다른 이론은 전자기 복사가 사건의 지평선을 전혀 떠날 수 없다고 말합니다. 이론에 따르면 광자(빛의 입자)는 질량이 없기 때문에 질량이 큰 물체에 끌리지 않을 가능성이 높습니다. 그러나 블랙홀은 여전히 시공간 왜곡을 통해 빛의 광자를 "끌어당깁니다". 우주의 블랙홀을 시공간의 매끄러운 표면에 있는 일종의 움푹 들어간 곳으로 상상한다면, 블랙홀의 중심으로부터 일정한 거리가 있으며, 접근하면 빛이 더 이상 멀어질 수 없습니다. 즉, 대략적으로 말하면 빛은 "바닥"조차 없는 "구멍"으로 "떨어지기" 시작합니다.

또한 중력 적색편이의 효과를 고려하면 블랙홀의 빛이 주파수를 잃어 에너지를 모두 잃을 때까지 스펙트럼을 따라 저주파 장파 복사 영역으로 이동하는 것이 가능합니다.

따라서 블랙홀은 검은색이므로 우주에서 탐지하기가 어렵습니다.

탐지 방법

천문학자들이 블랙홀을 탐지하기 위해 사용하는 방법을 살펴보겠습니다.

위에서 언급한 방법 외에도 과학자들은 종종 블랙홀과 같은 물체를 연관시킵니다. 퀘이사는 우주에서 가장 밝은 천체 중 하나인 우주체와 가스의 특정 클러스터입니다. 상대적으로 작은 크기에서 높은 발광 강도를 가지기 때문에 이 물체의 중심이 주변 물질을 끌어당기는 초대질량 블랙홀이라고 가정할 이유가 있습니다. 이러한 강력한 중력 인력으로 인해 끌어당겨진 물질은 너무 뜨거워져 강렬하게 방출됩니다. 그러한 물체의 발견은 일반적으로 블랙홀의 발견과 비교됩니다. 때때로 퀘이사는 가열된 플라즈마 제트를 두 방향, 즉 상대론적 제트로 방출할 수 있습니다. 이러한 제트가 나타나는 이유는 완전히 명확하지 않지만 블랙홀의 자기장과 강착원반의 상호작용으로 인해 발생하는 것으로 추정되며 블랙홀에서 직접 방출되지는 않습니다.

블랙홀 중심에서 촬영되는 M87 은하의 제트기

위의 내용을 요약하면 가까이서 상상할 수 있습니다. 이것은 고열 물질이 회전하여 빛나는 강착 원반을 형성하는 구형의 검은 물체입니다.

블랙홀의 합병과 충돌

천체물리학에서 가장 흥미로운 현상 중 하나는 블랙홀의 충돌인데, 이를 통해 이러한 거대한 천체를 탐지하는 것도 가능해집니다. 그러한 과정은 물리학자들에 의해 제대로 연구되지 않은 현상을 초래하기 때문에 천체물리학자들에게만 관심이 있는 것이 아닙니다. 가장 눈에 띄는 예는 이전에 언급한 GW150914라는 사건으로, 두 개의 블랙홀이 너무 가까워서 상호 중력 인력의 결과로 하나로 합쳐졌습니다. 이 충돌의 중요한 결과는 중력파의 출현이었습니다.

정의에 따르면, 중력파는 거대하게 움직이는 물체로부터 파도와 같은 방식으로 전파되는 중력장의 변화입니다. 그러한 두 물체가 가까워지면 공통 무게 중심을 중심으로 회전하기 시작합니다. 가까워질수록 자체 축을 중심으로 한 회전이 증가합니다. 어떤 순간에 중력장의 이러한 교번 진동은 수백만 광년 동안 우주를 통해 퍼질 수 있는 하나의 강력한 중력파를 형성할 수 있습니다. 따라서 13억 광년 거리에서 두 개의 블랙홀이 충돌하여 2015년 9월 14일 지구에 도달한 강력한 중력파가 생성되었으며 LIGO 및 VIRGO 감지기에 의해 기록되었습니다.

블랙홀은 어떻게 죽는가?

분명히 블랙홀이 더 이상 존재하지 않으려면 질량을 모두 잃어야 합니다. 그러나 블랙홀의 정의에 따르면 블랙홀이 사건의 지평선을 넘으면 그 어떤 것도 블랙홀을 떠날 수 없습니다. 블랙홀에서 입자가 방출될 가능성은 소련의 이론 물리학자인 블라디미르 그리보프(Vladimir Gribov)가 다른 소련 과학자 야코프 젤도비치(Yakov Zeldovich)와의 토론에서 처음 언급한 것으로 알려져 있습니다. 그는 양자역학의 관점에서 볼 때 블랙홀은 터널링 효과를 통해 입자를 방출할 수 있다고 주장했습니다. 나중에 영국의 이론물리학자 스티븐 호킹(Stephen Hawking)은 양자역학을 사용하여 약간 다른 자신만의 이론을 세웠습니다. 이 현상에 대해 자세히 알아볼 수 있습니다. 간단히 말하면, 진공 상태에는 외부 세계와 상호 작용하지 않고 끊임없이 쌍으로 태어나 서로를 소멸시키는 소위 가상 입자가 있습니다. 그러나 만약 그러한 쌍이 블랙홀의 사건 지평선에 나타난다면, 가설상 강한 중력이 그들을 분리할 수 있으며, 한 입자는 블랙홀로 떨어지고 다른 입자는 블랙홀에서 멀어지게 됩니다. 그리고 구멍에서 멀리 날아가는 입자가 관찰될 수 있으므로 양의 에너지를 가지므로 구멍으로 떨어지는 입자는 음의 에너지를 가져야 합니다. 따라서 블랙홀은 에너지를 잃고 블랙홀 증발이라는 효과가 발생합니다.

블랙홀의 기존 모델에 따르면 앞서 언급한 바와 같이 질량이 감소할수록 복사 강도는 더욱 강해집니다. 그런 다음 블랙홀 존재의 마지막 단계에서 양자 블랙홀 크기로 줄어들 수 있을 때 방사선의 형태로 엄청난 양의 에너지를 방출합니다. 이는 수천 또는 심지어 수백만 개의 원자에 해당할 수 있습니다. 폭탄. 이 사건은 마치 같은 폭탄처럼 블랙홀의 폭발을 연상시킵니다. 계산에 따르면, 빅뱅으로 인해 원시 블랙홀이 탄생했을 수도 있고, 그 중 질량이 약 1012kg에 달하는 블랙홀도 우리 시대쯤에 증발해 폭발했을 것이다. 그러나 천문학자들은 그러한 폭발을 발견한 적이 없습니다.

블랙홀을 파괴하기 위해 호킹이 제안한 메커니즘에도 불구하고 호킹 복사의 특성은 양자역학의 틀 내에서 역설을 야기합니다. 블랙홀이 어떤 물체를 흡수한 후 그 물체의 흡수로 인한 질량을 잃으면 물체의 성질에 관계없이 블랙홀은 물체를 흡수하기 전의 상태와 다르지 않습니다. 이 경우 신체에 대한 정보는 영원히 손실됩니다. 이론적 계산의 관점에서 볼 때, 초기 순수 상태를 결과 혼합("열") 상태로 변환하는 것은 현재의 양자역학 이론과 일치하지 않습니다. 이 역설은 블랙홀에서 정보가 사라지는 현상이라고도 합니다. 이 역설에 대한 확실한 해결책은 아직 발견되지 않았습니다. 역설에 대한 알려진 해결책:

호킹 이론의 무효성. 이는 블랙홀을 파괴하는 것이 불가능하고 지속적인 성장을 수반합니다.
화이트홀의 존재. 이 경우 흡수된 정보는 사라지지 않고 단순히 다른 우주로 던져집니다.
일반적으로 받아 들여지는 양자 역학 이론의 불일치.

블랙홀 물리학의 미해결 문제

앞서 설명한 모든 내용으로 판단하면 블랙홀은 비교적 오랫동안 연구되어 왔지만 여전히 많은 특징을 가지고 있으며 그 메커니즘은 아직 과학자들에게 알려지지 않았습니다.

1970년에 영국의 한 과학자가 소위 말하는 것을 공식화했습니다. "우주 검열의 원리" - "자연은 벌거벗은 특이점을 싫어한다." 이는 블랙홀의 중심과 같이 숨겨진 장소에서만 특이점이 형성된다는 것을 의미합니다. 그러나 이 원리는 아직 입증되지 않았습니다. "알몸의" 특이점이 발생할 수 있다는 이론적 계산도 있습니다.
블랙홀에 세 가지 매개변수만 있다는 '머리털 없음 정리'도 아직 입증되지 않았습니다.
블랙홀 자기권에 대한 완전한 이론은 아직 개발되지 않았습니다.
중력 특이점의 본질과 물리학은 연구되지 않았습니다.
블랙홀 존재의 마지막 단계에서 어떤 일이 일어나는지, 그리고 양자 붕괴 후에 무엇이 남아 있는지는 확실하지 않습니다.

블랙홀에 관한 흥미로운 사실

위의 내용을 요약하면 블랙홀의 성격에 대한 몇 가지 흥미롭고 특이한 특징을 강조할 수 있습니다.

BH에는 질량, 전하, 각운동량이라는 세 가지 매개변수만 있습니다. 이 신체의 특성이 매우 적기 때문에 이를 설명하는 정리를 "머리카락 없는 정리"라고 합니다. 이것은 또한 "블랙홀에는 머리카락이 없다"라는 문구가 나온 곳이기도 합니다. 이는 두 개의 블랙홀이 완전히 동일하고 언급된 세 가지 매개변수가 동일하다는 것을 의미합니다.
블랙홀의 밀도는 공기의 밀도보다 낮을 수 있으며 온도는 절대 영도에 가깝습니다. 이것으로부터 우리는 블랙홀의 형성이 물질의 압축으로 인해 발생하는 것이 아니라 특정 부피에 많은 양의 물질이 축적된 결과로 발생한다고 가정할 수 있습니다.
외부 관찰자보다 블랙홀에 흡수된 물체의 시간이 훨씬 느리게 흐릅니다. 또한 흡수된 물체는 블랙홀 내부에서 상당히 늘어나는데, 과학자들은 이를 스파게티화라고 부릅니다.
우리 은하계에는 약 백만 개의 블랙홀이 있을 수 있습니다.
아마도 모든 은하계의 중심에는 초대질량 블랙홀이 있을 것입니다.
미래에 이론적 모델에 따르면 우주는 소위 블랙홀 시대에 도달할 것이며, 이때 블랙홀은 우주를 지배하는 천체가 될 것입니다.

우주의 블랙홀: 흥미로운 사실 ﻿ 우주의 블랙홀: 그것은 어디에서 오는가

블랙홀 발견의 역사

우주에서 블랙홀이 형성되는 방식

우주에는 얼마나 많은 블랙홀이 있습니까?

블랙홀 이론

블랙홀의 속성

사람이 블랙홀에 빠지면 어떻게 되나요?

블랙홀의 증발

가장 큰 블랙홀

가장 작은 블랙홀

블랙홀은 식인종이다

디스커버리 채널의 블랙홀, 비디오

아인슈타인의 방정식

블랙홀 형성

블랙홀의 구조와 물리학

블랙홀은 무엇으로 구성되어 있나요?

블랙홀에 빠지면 어떻게 될까요?

우주의 블랙홀

ChD 후보자

우리 은하계에는 몇 개의 블랙홀이 있습니까?

가장 큰 블랙홀

블랙홀 탐지

탐지 방법

블랙홀의 합병과 충돌

블랙홀은 어떻게 죽는가?

블랙홀 물리학의 미해결 문제

블랙홀에 관한 흥미로운 사실

우주의 블랙홀: 흥미로운 사실 우주의 블랙홀: 그것은 어디에서 오는가