解剖黑洞

By admin in 天文学 on 2018年10月11日

解剖黑洞

黑洞概念的缘起

1783年,剑桥学监约翰o米歇尔提出一个论点:如果同粒恒星的质地足够大,其引力将会晤如该有之光还没到达远处就受吸烟回来,并且,虽然如此的恒星不可见,其引力依然得以作用为任何物体,从而可以洞察到。但这时无有“黑洞”概念提出。

1968年,美国物理学家约翰o惠勒在论文《我们的天体,已了解的与未知的》中首糟糕采用了“黑洞”这个名词,用来表示恒星演化之一模一样栽结果,密度最生,引力强到仅仅都无克跑。

但是,实际上在此之前,围绕黑洞之钻研曾进行了,恒星演化是十分重点之同一组成部分情节。

恒星的演变

起初,恒星就是平等团巨大的氢,这些氢气是这么之开阔,以致被彼此吸引的力量将它们紧紧束缚成一团,氢原子彼此碰撞,不确定性导致的势垒穿透使得氢原子核发生聚变反应,形成氦核,同时释放出光和热。这些热让原子核有足够的能对抗引力的搜刮,达到平衡时,恒星可以于深丰富一段时间内保障平稳。

不过恒星所着的氢气终究有耗尽的早晚,它将移凉,平衡打破,它因为自己的引力而倾倒,氢原子的运动让限定以更小的上空内,此后,另外一种植力将出现,再次对阵引力的搜刮,这虽是休相容原理排斥力。根据量子力学的泡利不相容原理,粒子靠地进一步临近,速度差异越怪,于是这些相互挤压的原子获得了可媲美引力的进度,从而更上平衡。然而,根据相对论,这速度不容许跨越光速,因而引力仍有或蛮及连不相容原理排斥力都没法儿抗衡。1931年,印度遗族美国科学家强德拉塞卡计算起,当一粒冷恒星超过1.4倍太阳质量时[2],电子之间的莫相容原理排斥力将无法抗衡自身的引力,这为称作强德拉塞卡极限。

依靠电子之间无相容排斥力而达标平衡的恒星,就是白矮星。1932年发现中子后,1939年,美国物理学家奥本海默(原子弹的大)和沃尔科夫提出了中子星的概念,它凭借中子(和人质)之间的匪相容排斥力而达到平衡,质量无超越太阳的3.2倍[2],此质量称为奥本海默-沃尔科夫极端。那么此时电子及何去了?原来,由于原子间的压是这般的难以承受,电子及人质结合生成了中子(还有被微子)!中子星外部包围在等离子体,在赛磁场作用下,形成磁极方向的强烈辐射。而鉴于磁极与自转轴不重合,在中子星快速旋转时,磁极的辐射向灯塔一样扫了天,呈现周期性的明暗变化,因此又叫脉冲星。

当中子之间的免相容排斥力也无法对抗引力的压榨时,将连续坍塌,半径越加缩小。实际上,在恒星坍塌过程遭到,尽管它们的半径在缩小,但它的总质量无变换,因此她的引力可以作为是球心处一点发出之,在到球心距离不移的地方,物体中的引力并无例外,它并无见面因为恒星的倒下而吃吸附。然而,自恒星表面产生的只就差了,随着外部更是接近球心,表面的引力也拿进而强,空间将以此急剧地弯曲,以致被光线无法逃脱,这时,黑洞就出生了。

史瓦西半径

广义相对论提出后,1916年,德国天地物理学家卡尔o史瓦西找到一个广义相对论方程的特解:一个球形、非旋转的克自律光线的恒星,它的半径不能够超越Rg

Rg=2.96*m/m_sun

以此半径为称史瓦西半径,它规定了黑洞的一个特殊边界——视界。由此可见,史瓦西半径(即视界半径)和恒星的色m成正比。视界这个词汇非常有魅力,任何物体为黑洞深处坠落时,它通过视界的那么瞬间以永生永世停留于学海上,而其后的全套还得不到显露——视界的里被日抛弃了。值得说明的凡,在这个则因史瓦西半径作为黑洞大小的量度,但黑洞本身来或极为小于史瓦西半径。

1963年,新西兰物理学家罗伊o克尔找到了广义相对论方程的另一样组解,可以描述匀速转动的恒星,其胆识是一个赤道鼓起的椭球,视界尺度仅出于该色和中转决定。当恒星转速为零时,视界就落后成史瓦西半径规定之球面。

1973年,英国科学家大卫o罗宾逊最终证实了这么的假设:任何黑洞都必是一个安乐之,能够转动但切莫能够博动的星斗,它的尺寸才在乎该品质与转化,而与它们倒下之前的另特色无关。这概念就叫简述为:黑洞无毛。这意味着,黑洞在倾倒之前的海量信息,全部不翼而飞了,只剩下了色以及转账。

霍金辐射

1970年,霍金发现黑洞之见识面积有所类似熵的习性:一、视界面积仍时间的推只能单调增加(黑洞之质只能多,根据史瓦西半径公式,视界面积也没意思增加);二、黑洞和的所见所闻面积超过黑洞视界面积之同(同样是因为史瓦西半径公式得证)。而熵是描述系统无序程度之物理量,热力学第二定律这样讲述她:一、一个孤立系统的熵总是增加的;二、两单孤立系统及之熵大于各自熵的同。

霍金推测,黑洞的见闻面积就是黑洞之熵,或者,黑洞至少该有所熵。进一步,有熵就活该来温,有温就应该出辐射,那么就算得出这样类似矛盾的结论:黑洞也有辐射!

以不背热力学第二定律,黑洞必须怀有辐射,这即以精神上违反了见识的定义,因而,视界面积绝不可能同样为黑洞之熵。1973年,霍金研究了视界处空间的量子涨落,揭开了黑洞之辐射机理。

原来,根据量子力学的测不准原理,场量及其变化率不可能同时测得大以,于是,即使是空无一物的真空,电磁场不可能既出零场量又生碎片变化率,于是出现了量子涨落:具有正能量和负能量的量子同时创生,相互分开,然后相聚,同时湮灭。负的能是怎么回事呢?以电子为条例,一个电子可具备正之能——动能,然而根据测不准原理,电子也得以有所负的能量:当电子动能的不确定变化范围超其动能自己时,在早晚的几乎率下,动能变成了负值!尽管这看起不可思议,却是真正是的,也是势垒穿透效应来的直接原因。

量子涨落所起的量子对好是实光子-虚光子对,分别包含正能量、负能量,但尚未平稳质量。类似之机理也得以发负有质量的电子-反电子对顶。对于一个富有质量之粒子而言,能量既好是动能,也可是势能,在此单考虑势能。一般情况,电子具有正之势能,而倒电子具有负的势能。但当一个电子-反电子对出现在见识上的时刻,
由于黑洞之引力是这么的强,电子的势能如此之不及,以致吃电子一出现就有负的势能,反电子一出现就拥有正之势能。两者虽然可以彼此湮灭,但也可联手落入视界而不要湮灭,更发生这样的也许在:具有负势能之电子落入视界,而所有正势能的倒电子可于视界之外逃出生天。于是,在天涯的观察者看来,似乎是黑洞吐生了一个相反电子。

顿时就是是霍金辐射。一切皆以量子力学的不确定性。

霍金辐射不违反质能拢稳定律,黑洞吐生含有正能量的粒子,同时自己质量亏损。由此,视界面积也紧缩(并非要初设想的那样,只能单调增加)。黑洞自身之熵减少了,但同时小于霍金辐射的熵,因此,就黑洞及其辐射而言,熵始终增加,没有违热力学第二定律。至于霍金辐射是否含有了音也?霍金最初认为物质如果黑洞吞噬,海量信息顷刻无存,只残留有质。但是当2004年,霍金修正了及时等同辩护,他道黑洞最终见面坐某种形式拿物质的音释放出来。详见:《霍金:关于黑洞我或许干错了》

黑洞蒸发

以了霍金辐射的存,黑洞必然是当缓慢的走着的。这种蒸发而即黑洞和空中的相互作用,它不止地自半空的量子涨落中损失质量,这是同一种植由引力而起、引力却为无法抗衡的本减损。

霍金还推导出无旋转黑洞的温度:

T = h*c^3/16/k/π^3/G/m

黑洞之热度控制了它们以宇宙空间背景下是吸热还是放热,因为宇宙背景辐射相当给一个2.7K之黑体,如果黑洞温度低于此,就足以通过宇宙背景辐射来补充她的蒸发;但要是黑洞温度高于这个,蒸发导致质量减多少,从上式可见温度是和品质成反比的,所以黑洞的热度以见面升高,这等同倾向将最终促成黑洞迅速蒸发了,最后转手尤为耀眼的爆发。

黑洞的寿命,即其蒸发了所耗费的日子,正比于质量的老三浅方。太阳质量的黑洞寿命上1064年,十亿吨级黑洞之寿及天地年龄相当,而一千吨级黑洞的寿只有来1秒。在1秒内蒸发一千吨质量,这使人类的核军备暗然失色。

霍金因而推断,宇宙开辟的初,可能来品质比较小的“太初黑洞”诞生,无数底太初黑洞早已以老的工夫中蒸发为止。时至今日,十亿吨级的太初黑洞应该(霍金非常期望会通过观测确认该是)正处在耀眼的蒸发旺季,喷射出肯定的X射线和γ射线,全然不符“黑洞”之称为。

光掠过黑洞视界的曲折

冲广义相对论,光线会于引力场中弯曲,因而,极远处恒星产生的光,在掠过太阳表面时,将会晤沿着同久折弯的门道抵达地上之观察者,造成恒星距离该自位置的假象。根据爱因斯坦底测算,偏离角度大约为1.7”。具体的相距角度ε计算公式,在经过广大近似之后,是如此的:

ε = 4*G*M/c^2/R

不过自己之所以现在足查到的多少测算,却出1.84602”之多。我估计马上大概是由爱因斯坦之公式更加可靠吧。该公式涉及的情理常数如下:

G = 6.67259 ×10-11 Nm2/kg2

c = 2.99792458 ×108 m/s

M⊙ = 1.989 ×1030 kg

R⊙ = 6.5999 ×108 m

要该接近公式对于黑洞也是建的,因为可以想像的极其小黑洞质量才为3.2M⊙,但是,在又贴近黑洞中心的地方用者公式,可能带来比较充分的误差。根据史瓦西黑洞半径公式,以及端计算光线去角度的公式,在强光掠过黑洞视界时,路径折弯的角度将由下式计算:

ε = 4*G*M/c2/Rg = 2 = 114.6°

其一角度并无克啊光泽不可知逃脱作外支持性的说明,它只意味着光线被吸附在见识上连行进了114.6°的圆圆。如果公式更纯粹来说,是否相应得出
2π(360°)的结果也?

[1] 霍金,时间简史

[2] 刘学富,基础天文学

正文写于2006年11月

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