블랙홀의 중력

중력이 강한 블랙홀

새로운 이론은 블랙홀을 지적합니다. 죽음의 방식은 아마도 회전일 것입니다. 화이트홀이 되는 방식으로 진행됩니다. 이론적으로 화이트홀은 행위상 블랙홀의 반대편인 블랙홀이 물질을 계속 삼키고, 화이트홀은 바깥쪽으로 계속 분사합니다. 이 발견은 영국의 한 잡지 웹사이트에 처음 보도된 것으로 난해한 양자 중력 이론에 근거를 두고 있습니다.

  
항성의 시공간의 뒤틀림이 변했습니다. 빛의 경로를 합칩니다. 원래 별이 없는 상황에서경로가 다릅니다. 빛은 항성 표면 근처에서 안쪽으로 약간 꺾여 있고, 일식을 할 때 멀리 있는 항성에서 나오는 빛을 관찰하면 이런 편파 현상을 볼 수 있습니다. 이 항성이 안쪽으로 붕괴할 때 질량 때문에 시공간의 뒤틀림이 강해지고 빛이 안쪽으로 더 강하게 꺾이면서 광자가 항성에서 도망가는 것이 더욱 어려워집니다. 멀리 있는 관찰자에게 빛은 더 어둡고 붉게 변합니다. 결국 이 별이 어느 임계반경(스와시 반경)으로 수축했을 때 질량 때문에 시공간 왜곡이 강해졌고, 빛도 안쪽으로 꺾여 빠져나갈 수 없게 됐습니다. 이렇게 해서 도주만 하지 않으면 다른 것은 도주할 수 없고 모두 끌려갑니다. 즉, 하나의 사건의 집합이나 시공간의 영역, 빛이나 어떤 것도 그 구역에서 도망쳐 멀리까지 도달할 수 없는 관찰자가 존재하는데, 이를 블랙홀이라고 합니다. 그 경계를 사건시계라고 하는데, 블랙홀에서 도망칠 수 없는 빛의 궤적과 겹칩니다.

다른 천체보다 블랙홀아주 특이합니다. 사람들은 어쩔 수 없습니다. 직접 관찰해 본 과학집에서도 그 내부 구조에 대해 여러 가지 추측을 할 수밖에 없습니다. 블랙홀이 자신을 숨기게 하는 이유는 바로 휘어진 시공간입니다. 넓은 의미의 상대성 이론에 따르면 시공간은 중력장의 작용으로 휘어집니다. 이때 빛은 여전히 임의의 두 점 사이의 최단 광선을 따라 전파되지만 상대적으로 휘어집니다. 밀도가 높은 천체를 지날 때 시공간은 휘어지고 빛은 원래 방향을 벗어납니다.

 

지구상에서, 중력장으로 인해작용이 매우 적고 시공간의 비틀림곡은 미미합니다. 블랙홀 주변에서는 시공간의 이런 변형이 매우 큽니다. 이렇게 되면 블랙홀에 가려진 항성이 내는 빛이라도 일부는 블랙홀에 빠져 사라지지만 다른 일부는 휘어진 공간을 통해 블랙홀을 돌아 지구에 도달합니다. 블랙홀 뒷면의 별이 마치 블랙홀이 존재하지 않는 것처럼 관찰되는 것이 블랙홀의 은신술입니다.

더 재미있는 것은 어떤 항성들이 있다는 것입니다. 지구를 향해 보내는 것뿐만 아니라그 빛은 바로 지구에 도달할 수 있습니다. 다른 방향으로 발사된 빛도 인근 블랙홀의 강한 중력에 의해 굴절돼 지구까지 도달할 수 있습니다. 이 항성의 얼굴뿐 아니라 측면, 심지어 등까지 동시에 볼 수 있는 것은 우주에서의 중력렌즈 효과입니다.

 

 

이 적외선 주파수 영상 촬영저희가 살고 있는 은하입니다. 계의 중심부, 모든은하계의 항성들은 모두 은심부에 존재할 수 있는 초대질량 블랙홀 주위를 공전합니다. 새로운 연구에 따르면 우주에서 가장 큰 질량의 블랙홀이 빠르게 성장하기 시작하는 시기는 과학자들의 예측보다 훨씬 더 앞당겨지고 여전히 성장이 가속화되고 있는 것으로 나타났습니다.

하나는 이스라엘 텔라비에서 왔습니다. 부대학의 천문학자는 작습니다. 그룹 발견, 우주에서 가장 크다질량 블랙홀의 첫 급속 성장기는 기존에 알려진 20억~40억 년이 아닌 우주 연령이 약 12억 년일 때 나타났습니다. 천문학자들은 우주의 나이를 약 138억2000만 년으로 추정하고 있습니다.

동시에, 이 연구는 또 발견하였습니다. 우주에서 가장 오래되고 질량이 좋습니다. 가장 큰 블랙홀을 똑같이 가지고 있습니다. 블랙홀이 충분히 크면 우주항공당기는 걸 눈치채기 시작합니다. 그의 발의 중력비가 그를 끌어당깁니다. 머리의 중력이 더 강하다는 흡인력이 그를 무자비하게 끌어내리면 중력차가 급격히 커져 그를 찢어버리고(인장선), 결국 그의 시신은 분해돼 블랙홀의 무한정 치밀한 핵심에 빠지게 됩니다.
프킨스키와 그의 두 학문생 아흐메드 엠하리, 제임스 샐리.게다가 이 학교의 또 다른 현 이론학자인 도널드 말로프와 함께 이 사건을 다시 계산했습니다. 이들의 계산에 따르면 양자효과는 사건 시계를 들끓는 입자의 소용돌이로 만들고, 어떤 것이 빠져도 화염벽에 부딪혀 순식간에 타버리는 전혀 다른 양상을 보입니다.

 

과학자들은 모든 대형 은하 중심에 초대질량 블랙홀이 존재한다고 생각합니다. 블랙홀은 이른바 '활성 은하핵'으로 불리는 물질을 삼켜왔습니다. 밝고 온도가 높은 낙하물질로 둘러싸여 있어 블랙홀의 질량을 가늠하기 어렵습니다. 《네이처》에 게재된 것에 근거하여 블랙홀을 도는 물질의 회전속도를 계산한 결과 37개 알려진 은하 중심 블랙홀의 질량이 실제로는 이보다 낮았다는 연구 논문이 나왔습니다.

 

 

물리적 성질 구분
블랙홀 자체의 물리적 특성에 따라서 성질량, 각운동량, 전기하획점을 매기면, 블랙홀을 뚫을 수 있습니다.

 

네 종류로 나누기:
회전하지 않고 전하를 띠지 않는 블랙홀: 시공간의 구조는 1에서916년 스와시에 의해 구해졌습니다. 스와시 블랙홀이라고 합니다.
회전하지 않는 대전 블랙홀: R이라고 합니다. -N 블랙홀 시공간의 구조1916~191에서 8년은 라이스너와 노드스트롬이 구했습니다.
회전성 무대전 블랙홀: grong블랙홀. 시공간의 구조유. 케르는 1963년에 구했습니다.
회전 대전 블랙홀:칭 케르- 뉴먼 블랙홀. 시공간의 매듭1965년에 결성되었습니다.

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케르뉴만 블랙홀

회전하고 전하를 띤 블랙홀,커라고 - 뉴먼 블랙홀입니다. 이런 구조의 블랙홀은 시야와 무한홍이면이 분리되고 시야가 두 개(외시계 r+와 내시계 r-)로 나뉘며 무한홍이면도 두 개(rs+와 rs-)로 갈라집니다. 외시계와 무한홍이면 사이의 영역을 에너지층이라고 하는데, 거기에 에너지가 저장되어 있습니다. 바깥의 무한한 적색 이동면을 넘은 물체가 여전히 블랙홀을 탈출할 수 있는 이유는 에너지층이 아직 일방향 막대가 아니기 때문입니다.

 

단방향 막 영역 내에서, r은 시간입니다. s는 공간입니다. 바깥을 지나서시야가 단방향 막영역으로 들어가는 물체는 앞으로 나아가 내시계를 지나 블랙홀 안으로 들어갈 수밖에 없습니다. 내시계의 안쪽 영역은 일방향 막이 아닙니다. 물체는 내시계 내에서 자유롭게 운동할 수 있습니다. 기환에 척력이 발생하기 때문에 물체는 기환에 부딪히지 않습니다. 그러나 기환 부근에는 매우 흥미로운 시공 영역이 있습니다. 그곳에는 "폐쇄류시선"이 존재합니다. 이러한 때를 따라빈 곡선으로 운동하는 물체는 끊임없이 자신의 과거로 돌아갈 수 있습니다.

 

대형 블랙홀
초 대질량 블랙홀들은 질량의 크기가 다양합니다. 대략 99조~400억개의 태양질량입니다. 천문학자들은 블랙홀 주변 흡적 디스크에서 나오는 강한 방사선과 열량을 탐지하여 이 블랙홀들의 존재를 추정합니다. 물질은 강한 블랙홀의 중력을 받아 낙하할 때 그 주위에 흡적을 이루며 선회하고 하강하는데, 이 과정에서 세기가 빠르게 방출되어 물질을 가열할 수 있습니다. 매우 높은 온도에서 강력한 복사를 발합니다. 블랙홀은 흡적 방식으로 주변 물질을 삼키는 것이 성장방식일 수 있습니다.

관측 결과 나타난 우주의 나이는 겨우 12억년입니다. 젊은 날의 활발한 블랙홀은 그질량은 나중에 나타나는 대부분의 큰 질량 블랙홀 질량보다 9/10이 작습니다. 하지만 성장 속도가 워낙 빨라 질은 후자보다 훨씬 크다.이런 성장속도를 측정해 연구자들은 블랙홀 천체의 이전과 이후의 경로를 가늠할 수 있습니다.

가장 오래된 블랙홀은 바로 그것입니다. 본격적인 성장기의 블랙홀에 들어가기 시작한 것은 질량이 태양의 99~2000배에 불과합니다. 연구진은 이들 블랙홀의 형성과 진화가 우주에서 최초의 항성과 관련이 있을 것으로 보고 있습니다.
천문학자들은 또 주목했습니다. 처음 12억 년 뒤에관측된 블랙홀들천체의 성장기는 겨우 2억~4억 년 동안 지속됐습니다.
이 연구는 이미 지속되었습니다. 9년간의 연구 계획의 성공과 텔아비브 대학교 주우주에서 가장 큰 질량의 블랙홀 진화를 추적하고 이들이 숙주 은하로 미치는 영향을 관찰하기 위한 연구입니다.