黑洞
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黑洞（Black hole）是根據現代的廣義相對論所預言的，在宇宙空間中存在的一種質量相當大的天體和星體（並非為一個「洞」）。黑洞是由质量足够大的恒星在核聚变反应的燃料耗盡而死亡後，發生引力塌縮而形成。黑洞的質量是如此之大，它产生的引力场是如此之强，以致于任何物质和辐射都无法逃逸，就連传播速度最快的光（电磁波）也逃逸不出來。由于类似热力学上完全不反射光线的黑体，故名為黑洞。[1]在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事件視界，標誌著無法返回的臨界點。
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研究歷史 [编辑]
歷史上，第一個意識到一個致密天體密度可以大到連光都無法逃逸的人是英國地理學家约翰·米歇尔(John Michell)。他在1783年寫给亨利·卡文迪什一封信中提出這個想法的，他認為一個和太陽同等質量的天體，如果半徑只有3公里，那麼這個天體是不可見的，因為光無法逃離天體表面。1796年，法國物理學家拉普拉斯曾預言：「一個質量如250個太陽，而直徑為地球的發光恆星，由於其引力的作用，將不允許任何光線離開它。由於這個原因，宇宙中最大的發光天體，卻不會被我們看見」。拉普拉斯依据牛顿万有引力定律求得黑洞半徑
。
現代物理中的黑洞理論建立在廣義相對論的基礎上。由于黑洞中的光無法逃逸，所以我们無法直接觀測到黑洞。然而，可以通過測量它對周圍天體的作用和影響來間接觀測或推測到它的存在。比如說，恒星在被吸入黑洞時會在黑洞周圍形成吸积氣盤，盤中氣體劇烈摩擦，强烈發熱，而發出X射線。借由對這類X射線的觀測，可以間接發現黑洞並對之進行研究。迄今為止，黑洞的存在已被天文學界和物理學界的绝大多數研究者所認同，天文界並不時提出於宇宙中觀測發現到已存在的黑洞。
結構特性 [编辑]
目前公認的理論認為，黑洞只有三個物理量可以測量到：質量、電荷、角動量。也就是說：對於一個黑洞，一旦這三個物理量確定下來了，這個黑洞的特性也就唯一地確定了，這稱為黑洞的無毛定理，或稱作黑洞的唯一性定理。但是這個定理卻只是限制了古典理論，沒有否認可能有其他量子荷的存在，所以黑洞可以和大域單極或是宇宙弦共同存在，而帶有大域量子荷。黑洞具有潮汐力，越小的黑洞潮汐力越大，反之，越大的黑洞潮汐力越小，旋转的黑洞有内视界和外视界，并会有一个奇异环，一切越过视界的东西最终都会落向奇点，越大的黑洞从视界到奇点所花的时间越长。
物理特性 [编辑]
质量和尺寸 [编辑]
当大质量天体演化末期，其坍缩核心的质量超过太陽質量的3.2倍时，由于没有能够对抗引力的斥力，核心坍塌将无限进行下去，从而形成黑洞。（核心小於1.4個太陽質量的，會變成白矮星；介于两者之间的，形成中子星）。天文學的觀測表明，在绝大部分星系的中心，包括銀河系，都存在超大質量黑洞，它们的质量从数百万个直到数百亿个太阳。
愛因斯坦的廣義相對論預測有黑洞解。其中最簡單的球對稱解為史瓦西度規。這是由卡爾·史瓦西於1915年發現的愛因斯坦方程的解。
根據史瓦西解，如果一個重力天體的半徑小於一個特定值，天體將會發生坍塌，這個半徑就叫做史瓦西半徑。在這個半徑以下的天體，其中的時空嚴重彎曲，從而使其發射的所有射線，無論是來自什麼方向的，都將被吸引入這個天體的中心。因為相對論指出在任何慣性座標中，物質的速率都不可能超越真空中的光速，在史瓦西半徑以下的天體的任何物質，都將塌陷於中心部分。一個有理論上無限密度組成的點組成重力奇點（gravitational singularity）。由於在史瓦西半徑內連光線都不能逃出黑洞，所以一個典型的黑洞確實是絕對「黑」的。
史瓦西半徑由下面式子給出：
G是萬有引力常數，M是天體的質量，c是光速。對於一個與地球質量相等的天體，其史瓦西半徑僅有9毫米。
溫度 [编辑]
就輻射譜而言，黑洞與有溫度的物體完全一樣，而黑洞所對應的溫度，則正比於黑洞視界的重力強度。換句話說，黑洞的溫度取決於它的大小。
若黑洞只比太陽的幾倍重，它的溫度大約只比絕對零度高出億分之一度，而更大的黑洞溫度更低。因此這類黑洞所發出的量子輻射，一律會被大爆炸所留下的2.7K輻射（宇宙背景輻射）完全淹沒。
事件視界 [编辑]
| 未解決的物理學問題: 物理資訊是否會在黑洞遺失？ |  |
事件視界又称为黑洞的视界，事件視界以外的觀察者無法利用任何物理方法獲得事件視界以內的任何事件的資訊，或者受到事件視界以內事件的影響。事件視界是造成黑洞所以被稱為黑洞的根本原因，不過實際的觀測還沒有發現事件視界。
光子球 [编辑]
光子球是個零厚度的球狀邊界。在此邊界所在位置上，黑洞的重力所造成的重力加速度，剛好使得部份光子以圓形軌道圍著黑洞旋轉。對於非旋轉的黑洞來說，光子球大約是史瓦西半徑的一點五倍。這個軌道不是穩定的，隨時會因為黑洞的成長而變動。
光子球之內光子依然有可能因素可以脫離， 但是對於外部的觀察者來說，任何觀察到由黑洞發出的光子，都必須處於事件視界與光子球之間。這也是反對黑洞存在的人所依據的強烈反對事實之一，透過觀察光子球的光子能量，無法找到事件視界存在的證據。[原創研究？]
參考系拖曳圈 [编辑]
參考系拖曳圈（Ergosphere，又稱Frame Dragging或是Lense Thirring Effect，「蘭斯-蒂林效應圈」），轉動狀態的質量會對其周圍的時空產生拖拽的現象，這種現象被稱作參考系拖拽。旋轉黑洞才有參考系拖曳圈，也就是黑洞南北極與赤道在時空效應上有所不同，這會產生一些奇妙的效應來讓我們有機會斷定其實實在在是一顆黑洞的特徵之一。
觀測者可以利用光圈效應及參考系拖曳圈，觀測進入或脫離黑洞的光子的運動，透過間接的手段，例如粒子含量的分佈及Penrose Process（旋轉黑洞的能量拉出過程），來間接了解其重力的分佈，透過重力的分佈重新建立出其參考系拖曳圈。這種觀測方式，只有雙星以上的系統才能夠進行這樣的觀測。
時間場異常 [编辑]
黑洞周圍由於引力強大的因素，理論預期會發生時間場異常現象，這包含了周圍的參考系拖曳圈及事件視界效應。
此外，由於時間物理學尚未發展，時間意義失效的區域，目前物理學還無能力進行探討。
黑洞合併 [编辑]
黑洞的合併会發射强大的引力波，新的黑洞会因後座力脱离原本在星系核心的位置。如果速度足够大，它甚至有可能脱离星系母体。[2]
分类 [编辑]
分类方法一：
- 超巨質量黑洞
- 到目前為止可以在所有已知星系中心發現其蹤跡。
- 質量據說是太陽的數百萬至100億倍。
- 迄今所知最大的兩個黑洞，每個質量約為太陽的100億倍。[3]
- 小質量黑洞
- 質量為太陽質量的10至20倍，即超新星爆炸以後所留下的核心質量是太陽的3至15倍就會形成黑洞。
- 理論預測，當質量為太陽的40倍以上，可不經超新星爆炸過程而形成黑洞。
- 中型黑洞
- 推論是由小質量黑洞合併形成，最後則變成超巨質量黑洞
- 中型黑洞是否真實存在仍然存疑。
分类方法二：根据黑洞本身的物理特性（质量、电荷、角动量）：
- 不旋转不带电荷的黑洞。它的时空结构于1916年由史瓦西求出称史瓦西黑洞。
- 不旋转带电黑洞，称R-N黑洞。时空结构于1916-1918年由Reissner和Nordstrom求出。
- 旋转不带电黑洞，称克尔黑洞。时空结构由克尔于1963年求出。
- 一般黑洞，称克尔-纽曼黑洞。时空结构于1965年由纽曼求出。
原初黑洞 [编辑]
原初黑洞是理论预言的一类黑洞，目前尚无直接证据支持原初黑洞的存在。宇宙大爆炸初期，宇宙早期膨胀之前，某些区域密度非常大，以至于宇宙膨胀后这些区域的密度仍然大到可以形成黑洞，这类黑洞叫做原初黑洞。原初黑洞的质量与密度不均匀处的尺度有关，因此原初黑洞的质量可以小于恒星坍塌生成的黑洞，根据霍金的理论，黑洞质量越小，蒸发越快。质量非常小的原初黑洞可能已经蒸发或即将蒸发，而恒星坍塌形成的黑洞的蒸发时标一般长于宇宙时间。天文学家期待能观测到某些原初黑洞最终蒸發时发出的高能伽玛射线[4]。
观测证据 [编辑]
由於黑洞觀測有實際的困難度存在，宣稱某個星體是黑洞者，通常都只給出幾張模糊的照片或部分的數據，黑洞的所有特徵無法全面驗證，一般媒體報導實際僅有部分資訊，無法滿足專業天體物理的數據要求，因此天文數據庫當中，並沒有黑洞，僅有黑洞候選星。
黑洞候選星 [编辑]
参见 [编辑]
参考文献 [编辑]
- ^ Davies, P.C.W. Thermodynamics of Black Holes. Reports on Progress in Physics. 1978, 41: 1313–1355 [2011-02-10]. doi:10.1088/0034-4885/41/8/004.
- ^ S. Komossa; H. Zhou, and. A Recoiling Supermassive Black Hole in the Quasar SDSS J092712.65+294344.0?. The Astrophysical Journal. 2008 May 10, (678): L81–L84 [2011-07-25]. doi:10.1086/588656.
- ^ 科學家發現歷來最大黑洞. 明報. 2011年12月6日 [2011年12月6日] （中文（繁體））.
- ^ 原初黑洞与大爆炸之前的黑洞
外部链接 [编辑]
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