슈바르츠실트 블랙홀
슈바르츠실트 블랙홀은 이른바 '심상 블랙홀'입니다. 그것은 비교적 큰 항성에서 직접 진화되어 온 것입니다. 항성은 말기에 핵연료가 거의 소진되고 복사압(광압)이 급격히 약화되며, 별은 그 자신의 중력 작용으로 붕괴됩니다. 질량(원래 항성의 질량을 말한다)이 태양의 3배 이상이면 그 산물이 블랙홀입니다. 우주공간에는 이런 블랙홀이 많으며, 최대 질량은 보통 태양의 50.2배를 넘지 않습니다.
슈바르츠실트 블랙홀은 1916년 슈바르츠실트(Schwarzschild)가 제시한 슈바르츠실트 블랙홀의 설정은 전기를 띠지 않고 회전하지 않는 블랙홀로 블랙홀의 중심을 특이점, 블랙홀의 외권을 사건 시점으로 하여 슈바르츠실트 반경이라고도 합니다. 시공간에서 일어날 수 있는 사건들이 사건 시계에 이르면 마치 돔의 극계에 직면한 듯 정체되고 외부 관찰자들에게 시간이 멈춘 듯 보입니다. 전기가 흐르지 않는 슈바르츠실트 블랙홀에 대해서요. 그 주변 시공간은 슈바르츠실트 게이지를 이용하여 슈바르츠실트 블랙홀의 구간 미분 제곱을 묘사할 수 있습니다. 이를 이용하여 슈바르츠실트 블랙홀의 반지름인 이벤트돔계의 크기를 r=2MG/c^2로 계산할 수 있습니다.
슈바르츠실트 반지름은 어떤 중력적인 질량의 임계 반지름입니다. 물리학과 천문학에서 특히 만유인력이론, 광의상대성이론에서 매우 중요한 개념입니다. 1916년 슈바시가 처음 발견한 스바시의 반지름은 공 모양의 대칭이고 자전하지 않는 물체의 중력장의 정확한 해입니다. 한 물체의 슈바르츠실트 반지름은 그 질량에 비례합니다. 태양의 슈바르츠실트 반지름은 약 3천 미터, 지구의 슈바르츠실트 반지름은 약 9 밀리밖에 안 됩니다. 슈바르츠실트 반경보다 작은 물체를 블랙홀이라고 합니다.자전하지 않는 블랙홀에는 슈바르츠실트 반경으로 형성된 구면이 하나의 시야를 이루고 있습니다.(자전하는 블랙홀의 경우는 조금 다릅니다.)빛도 입자도 이 구면을 벗어날 수 없습니다. 은하 중심의 초대질량 블랙홀인 슈바르츠실트 반경 약 780만㎞입니다. 하나의 평균 밀도는 임계 밀도와 같습니다. 이 구체의 슈바르츠실트 반지름은 우리의 관찰 가능한 우주의 것과 같습니다.
넓은 의미의 상대성이론에서 블랙홀은 질량이 큰 항성이 무너지는 필연이라고 생각합니다. 그 결과 항성은 내부에서 끊임없이 진행되는 핵융합에 의해 발생하는 복사압과 물질간 중력에 의해 균형을 유지하게 됩니다. 핵연료가 점차 줄어들면서 균형이 깨지고 중력 작용에 의해 항성이 붕괴됩니다. 그중 태양 질량의 3.2배보다 질량이 큰 항성은 블랙홀로 붕괴됩니다. 큰 질량 별은 슈바르츠실트 반경보다 척도가 훨씬 크며, 빛의 편향이 거의 없습니다. 항성 표면의 어느 한 점에서 나오는 빛은 임의의 방향으로 직접 쏠 수 있습니다. 항성의 반지름이 줄어들면서 나타납니다.시공간의 굴곡이 커지고 빛이 휘어지며, 출사광선은 분수에 있는 물처럼 항성 표면으로 되돌아오게 됩니다. 멀리서 관측자는 소수의 도주광자를 우연히 보게 됩니다. 중력이 무너지면서 계속 발전해 빛의 '뺑소니 송곳'이 계속 축소되는 것을 말합니다. 항성 척도가 슈바르츠실트 반경으로 줄었을 때 모든 광선이 포획되어 도주합니다. 일추는 닫혀 있고, 블랙홀 모양입니다.네. 슈바르츠실트 블랙홀은 전기를 띠지 않습니다. 공대칭 항성이 무너져 내린 블랙홀입니다.
수학적으로 말하자면, 슈바르츠실트 블랙홀은 바로 그 외부의 중력장입니다. 슈바르츠실트해에 맞는 블랙홀입니다. 슈바르츠실트가 연구한 것은 절대 진공에서 완전구 대칭의 붕괴 과정 중 물질 이동이 전혀 없고 전하를 띠지 않으며 회전도 전혀 없는 표준 이상화 항성의 붕괴 과정과 그 내외의 시공간의 장방정식 해법입니다.
슈바르츠실트 블랙홀은, 심상찮은 블랙홀의 발상지로, 하나의 시야가 있습니다.계와 진기한 점이 있습니다.
시야는 물체가 외부 우주로 돌아올 수 있는 경계면입니다. 경계 바깥에서 물체는 블랙홀을 벗어나거나 접근할 수 있어 안전합니다. 시야에서는 빛의 속도로 움직이는 물체만 블랙홀에 들어가지 않게 유지하지만 빛도 이 면으로부터 빠져나오지 못합니다. 불행히도 시야에 들어오면 더 이상 나오거나 연락할 수 없습니다. 또한 시계는 시간과 공간의 속성이 뒤바뀐 곳이기도 합니다. 시계에서 공간은 유사시, 시간은 유사시, 즉 속칭입니다.시공간 호환입니다.
특이점, 블랙홀의 기이성의 원천, 즉 블랙홀에서의 허용입니다. 상대성 이론과 양자 이론은 동시에 같은 물체의 원천에 대규모로 작용합니다.기점에 닿는 물질(장 포함)은 기점에 의해 파괴되고, 순수한 기본 입자와 시공간 단일체로 분해되며, 비록 이 블랙홀, 이 시야, 이 기점을 형성하는 항성일지라도 그것에 의해 파괴되어 더 이상 블랙홀에 영향을 미치지 않습니다.
계산 공식
슈바시가 아인슈타인 방정식의 해답을 내놓은 후부터, 쉬다양한 종류의 블랙홀 모형이 과학자들에 의해 아인슈타인 방정식의 틀에서 차례로 생겨나면서 제시된 블랙홀 유형은 마치 블랙홀 가족을 이루고 있습니다. 그중에서도 가장 특이한 것은 슈바르츠실트 블랙홀로 연구 논의의 첫 번째 구성원이었습니다.
한 물체의 슈바르츠실트 반지름은 그 질량에 비례하여 비례합니다. 상수 중 만유인력 상수와 빛의 속도만이 나타납니다. 슈바르츠실트 반경 공식은 사실 도주 속도의 공식에서 파생된 것입니다. 물건의 도주 속도를 빛의 속도로 설정하고 만유인력 상수와 천체 질량을 맞추면 슈바르츠실트 반경을 얻을 수 있습니다.
rs는 슈바르츠실트 반경을 나타냅니다.
G는 만유인력 상수를 의미합니다. 즉, 6.67×10-11 N m2 / kg2 ;
m은 천체의 질량을 나타냅니다.
c^2; 빛의 제곱값을 의미합니다. (299,79)2 , 458m = 8.98755×10^16m^2;/s^2 ;
상수의 수치를 계산하면, 이 공식도 쓸 수 있습니다.
rs의 단위는 '쌀'이고 m의 단위는 '킬로그램'입니다.
주의할 점은 위의 공식은 정확한 결과를 산출할 수 있지만,그러나 슈바르츠실트 반지름은 넓은 의미의 상대성 이론으로 정확하게 도출되어야 합니다. 뉴턴역학과 광의상대성이론이 같은 결과를 도출하는 것은 순전히 우연의 일치일 뿐이라고 생각하는 사람도 있지만 아직 발견되지 않은 이론을 시사하는 사람도 있습니다.
오버사이즈 블랙홀
천체의 밀도가 입방미터/입방미터입니다. 일반적인 조건에서 밀도는 1t/㎥인데 태양질량 약 1억5000만 개 정도면 슈바르츠실트 반지름이 자연반경을 넘는 블랙홀을 초대질량 블랙홀이라고 합니다. 오늘날 관찰되는 블랙홀의 절대다수의 징후는 이러한 블랙홀에서 비롯됩니다. 일반적으로 이들은 별들의 수축 충돌에 의한 것이 아니라 하나의 항성 블랙홀로부터 성장하여 다른 블랙홀과 합쳐진 것으로 생각됩니다. 하나의 은하가 클수록 그 중심에 있는 초대질량 블랙홀도 커집니다.
항성 블랙홀
만약 천체의 밀도가 핵밀도입니다. 쌀은 중성자별의 밀도에 해당합니다. 전체 질량은 태양 질량의 3배 정도입니다. 이 천체는 슈바르츠실트 반경보다 작아 항성 블랙홀을 형성합니다.
질량이 작은 블랙홀응ㄴ 슈바르츠실트 반경도 매우 좁습니다. 질량이 히말라야에 해당하는 천체의 슈바르츠실트 반지름은 1나노입니다. 이렇게 높은 밀도를 낼 수 있는 어떤 상상할 수 있는 원리는 당분간 아무것도 없습니다. 일부 이론은 우주가 생겼을 때 이런 작은 블랙홀이 생긴다고 가정합니다.
관련 자료
블랙홀은 광의상대성이론적 예언의 한 종류인 특이한 천체입니다. 폐쇄적인 시야가 있다는 것이 기본 특징입니다. 그 어떤 것도 빛을 포함해서 시야에 들어오면 다 삼켜버립니다.
블랙홀이라는 개념이 처음 등장한 것은 1798년인데요. 뉴턴역학에 따르면 지름 250배의 태양에 지구와 같은 밀도를 가진 천체는 빛을 잡아 암흑천체로 만들 만큼 중력이 강합니다. 1939년 오펜하이머는 넓은 의미의 상대성 이론에 따라 무압구체가 자신의 중력에 의해 인도로 rg까지 내려앉을 수 있다는 사실을 증명했습니다. rg=2GM/(c*c) 당일체의 질량 M이 임계질량 Mc보다 클 경우 중력이 붕괴되면 도달할 수 없습니다. 어떤 정태에도 블랙홀이 생길 수밖에 없습니다. 블랙홀은 세 가지 특징량만 각각 질량 M, 각운동량 J, 전하 Q다.Q=0의 블랙홀을 축대칭으로 하는 커 블랙홀, J=Q의 블랙홀을 공대칭으로 하는 슈바르츠실트 블랙홀입니다.
1974년, 호킹은 블랙홀이 그 온도에 상응한다는 것을 증명했습니다. 열복사를 블랙홀의 발사라고 합니다. 블랙홀의 질량이 클수록, 온도가 낮을수록 발사 과정이 느려지고, 그 반대도 마찬가지입니다.
블랙홀을 찾는 것은 당대 천문학의 중요한 과제 중 하나입니다. 은하계 내 항성급 블랙홀 후보로는 백조자리 X-1 등이 있습니다. 또한 천문학자들은 큰 은하의 중심에는 보통 백만 태양질량 이상의 거대한 블랙홀이 숨어있다는 사실도 알아냈습니다. 초거성계 M87의 중심에는 65억 배의 태양질량, 사건시계의 지름 400억 km(약 태양~해왕성)의 블랙홀이 숨어있습니다. 대폭발 학설에 의하면, 우주 형성 초기에는 하나가 생길 수 있습니다.
