黑洞

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大麥哲倫雲面前的黑洞(中心)的模擬視圖。請注意重力透鏡效應,從而產生兩個放大,以星雲最高處扭曲的視野。銀河系星盤出現在頂部,扭曲成一個弧形。

黑洞英文Black hole)是根據廣義相對論預言、在宇宙空間中存在的一種質量相當大的天體星體(非一個「洞」)。黑洞是由質量足夠大的恆星核融合反應的燃料耗盡後,發生重力塌縮而形成。黑洞的質量是如此之大,它產生的重力場是如此之強,以致於任何物質和輻射都無法逃逸,就連傳播速度最快的光(電磁波)也逃逸不出來。由於類似熱力學上完全不反射光線的黑體,故名黑洞。[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。[2]

當星體發生超新星爆炸時,中子之間強烈的互相排斥力量無法抵擋外界推擠力量,將中子星擠壓成更高密度狀態,同時在沒有其他力量足以抵擋如此強大壓力的情況下,整個星球會不斷地縮小,最終形成「黑洞」。[3]直至目前為止,質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量[4]

黑洞無法直接觀測,但可以藉由間接方式得知其存在與質量,並且觀測到它對其他事物的影響。藉由物體被吸入之前的因高熱而放出紫外線X射線的「邊緣訊息」,可以獲取黑洞的存在的訊息。推測出黑洞的存在也可藉由間接觀測恆星星際雲氣團繞行黑洞軌跡,來取得位置以及質量。 [2][5]

黑洞是天文物理史上,最引人注目的題材之一,在科幻小說、電影甚至報章媒體經常可見將黑洞作為素材。迄今為止,黑洞的存在已被天文學界物理學界的絕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。[6]

研究歷史[編輯]

Schwarzschild black hole
重力透鏡模擬的黑洞,可看出在星系背景扭曲的圖像

歷史上,第一個意識到一個緻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約翰·米歇爾英語John_Michell(John Michell)。他在1783年寫給亨利·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,由於其重力的作用,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」。[7]拉普拉斯依據牛頓萬有引力定律求得黑洞半徑R=\frac{2GM}{c^2}。 拉普拉斯描述的這種天體,是表面的逃逸速度大於光速的天體。任何運動物體如果小於此速度,最多只能繞星體旋轉而不能到遠方去,如果表面逃逸速度大於光速,那麼光線就不能傳到遠方去,遠方得不到它的光線,它就成了完全黑暗的天體。儘管「黑洞」(black hole)一詞是在1968年由美國天體物理學家約翰·惠勒提出來,但拉普拉斯描述的正是黑洞這種天體。[8]

1915年12月,在愛因斯坦發表廣義相對論1個月後,德國天文學家卡爾·史瓦西即得到愛因斯坦場方程式的精確解,能夠對於點質量與球形質量所產生的重力場給出描述,這包括史瓦西度規史瓦西半徑等等概念,該精確解算出,如果某天體全部質量都壓縮到很小的「重力半徑」範圍之內,所有物質、能量(包括光線)都被囚禁在內,從外界看,這天體就是絕對黑暗的存在,也就是「黑洞」。[8]:205,207

1934年,德國天文學家沃爾特·巴德和瑞士天文學家弗里茨·茲威基指出,當一個衰老的大質量恆星核無法再通過熱核反應產生能量時,它有可能會通過重力塌縮的過程塌縮為一個中子星或黑洞。1939年,美國物理學者歐本海默計算出,一顆質量超過太陽質量3倍( 歐本海默極限)而又沒有任何熱核反應的「冷恆星」,一定會在自身重力的作用下坍縮成為黑洞,也就是說該恆星已經成為死亡遺骸。1974年,英國天文學者霍金提出黑洞蒸發的概念,認為在黑洞周圍,在虛粒子產生的相對瞬間,會出現四種可能性:直接湮滅、雙雙落入黑洞、正粒子落入黑洞而負粒子逃脫、負粒子落入黑洞而正粒子逃脫,而且最後一種可能性最低。霍金據此進一步提出了微型黑洞(也稱為原初黑洞)的概念。[8]:209,215

現代物理中的黑洞理論建立在廣義相對論的基礎上。由於黑洞中的光無法逃逸,所以我們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。[2][5]比如說,恆星在被吸入黑洞時會在黑洞周圍形成吸積氣盤,盤中氣體劇烈摩擦,強烈發熱,而發出X射線。藉由對這類X射線的觀測,可以間接發現黑洞並對之進行研究。[9]

結構特性[編輯]

黑洞模擬圖

黑洞形成[編輯]

恆星有生命周期,並通過不斷的核融合維持其能量以抵抗自身造成的重力,一顆恆星從氫元素開始其聚變歷程,逐步產生其他重元素並且恆星也會逐步膨脹,至於具體聚變到哪一種元素則取決於每個恆星本身,如太陽擁有90億年的氫融合和10億年的聚變,質量更大的恆星因具有足夠能量則可以向更高級的核融合發展產生更重的元素,但是即使大質量(相當於太陽質量8倍以上)的恆星,其極限聚變的重點也只能到達鐵元素質子數26),因鐵並非核融合材料。恆星質量越大壽命越短,若一顆恆星較另一顆恆星質量大三倍,則壽命只有前者的約1/750。恆星演化到末期,由於無法進行更高級的核融合以抵抗重力便會發生嚴重的「塌縮」,塌縮的結果因其質量大小所造成的重力差距而有巨大差異,如太陽最終將成為白矮星,質量較太陽大30倍以上的恆星最終將成為「黑洞」[10][11]

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。另一方面,黑洞一旦形成,則在黑洞形成之前兩其他物理信息即告丟失,黑洞上不存在如立方體椎體或其他有凸起的形態,這是黑洞無毛定理的另一種理解方法。 [12][11]

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,旋轉的黑洞有內視界和外視界,並會有一個奇異環,一切越過視界的東西最終都會落向奇異點,越大的黑洞從視界到奇異點所花的時間越長。

物理特性[編輯]

質量和尺寸[編輯]

質量達太陽10倍的黑洞之電腦模擬圖

歐本海默極限指出,一顆質量超過太陽質量3倍而又沒有任何熱核反應的「冷恆星」,一定會在自身重力的作用下坍縮成為黑洞,也就是說該恆星已經成為死亡遺骸。[8]:209 更精確地說,當大質量天體演化末期,其塌縮核心的質量超過太陽質量的3.2倍時,由於沒有能夠對抗重力的斥力,核心坍塌將無限進行下去,從而形成「黑洞」。(核心小於1.4個太陽質量的,會變成白矮星;介於兩者之間的,形成中子星)。天文學的觀測表明,在絕大部分星系的中心,包括銀河系,都存在超大質量黑洞,它們的質量從數百萬個直到數百億個太陽。愛因斯坦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式的解。[11]

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。依據廣義相對論的推演,黑洞中存在擁有無窮大密度的「重力奇點」,被戲稱為「上帝憎惡的裸奇異點」。在在「史瓦西半徑」內,由於黑洞奇異點巨大的質量而形成的超強重力,以至於連光子都不能逃出黑洞,所以這就是黑洞的「黑」之所在。[11]

史瓦西半徑由下面式子給出:

R_s=\frac{2GM}{c^2}

G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。

黑洞分類
分類 質量 大小
超重黑洞 ~105–1010 M太陽 ~0.001–400 AU
中介質量黑洞 ~103 M太陽 ~103 km ≈ R地球
恆星黑洞 ~10 M太陽 ~30 km
微型黑洞 up to ~M月球 up to ~0.1 mm

溫度[編輯]

T=\frac{\hbar c^3}{8\pi kGM}
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。
若黑洞只是太陽的幾倍重,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[編輯]

事件視界又稱為黑洞的視界,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,是黑洞的最外層邊界,在此邊界內連光都無法逃脫。 天文學家於2012年7月稱,觀測於距地球超過50億光年遠發現類星體編號3C 279,它體內包含了一個質量高達十億倍太陽質量的黑洞,成為首個「事件視界」被觀測存在的直接證據。 [13]

光子球[編輯]

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。

黑洞外圍假想表面是包覆著的光子球層,如果光線與光子球層以切線方式擦身而過,那重力便能抓取光子將之沿著光子球層,永遠繞著黑洞旋轉,類似衛星繞地球旋轉一般。[14]

其他的緻密星如中子星夸克星等也可能會有光子球。

動圈[編輯]

動圈

動圈(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[15]「旋轉黑洞」才有參動圈,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動圈,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潘羅斯過程[16](「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動圈。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。

黑洞周圍由於重力強大的因素,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[編輯]

黑洞的合併會發射強大的重力波,新的黑洞會因後座力脫離原本在星系核心的位置。如果速度足夠大,它甚至有可能脫離星系母體。[17]

分類[編輯]

分類方法一:

  1. 超重黑洞: 到目前為止可以在所有已知星系中心發現其蹤跡。質量可以是太陽的數百萬至170億倍。迄今所知最大的黑洞在星系NGC 1277的中心,質量約為太陽的170億倍。[18][19]
  2. 中介質量黑洞:是質量超過恆星黑洞(數十倍太陽質量),但遠小於超重黑洞(數百萬倍太陽質量)的一種黑洞。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。[20]
  3. 恆星黑洞:大質量恆星(大約20倍太陽質量[註 1])重力坍塌後所形成的黑洞,可以藉由伽瑪射線暴超新星來發現它的蹤跡。如果緻密星的質量超過臨介值時,重力坍塌會繼續,然後突變為重力坍塌,形成黑洞。雖然還沒證實到中子星的最大質量,但估計也有3倍太陽質量。直自目前為止,質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量[21]
  4. 微型黑洞:又稱作量子黑洞或者迷你黑洞,是很小的黑洞。被稱作量子力學黑洞是因為在這個尺度之下,量子力學的效應扮演了非常重要的角色。[22]微型黑洞的產生有可能是在大型強子對撞機內就可以觀測到的重要現象。[22][23]

分類方法二:
根據黑洞本身的物理特性(質量、電荷、角動量)進行分類[12]

  1. 不旋轉不帶電荷的黑洞。它的時空結構於1916年由史瓦西求出稱史瓦西黑洞
  2. 不旋轉帶電黑洞,稱萊斯納-諾德斯特洛姆黑洞。時空結構於1916-1918年由萊斯納和諾德斯特洛姆求出。
  3. 旋轉不帶電黑洞,稱克爾黑洞。時空結構由克爾於1963年求出。
  4. 一般黑洞,稱克爾-紐曼黑洞。時空結構於1965年由紐曼求出。

原初黑洞[編輯]

原初黑洞是理論預言的一類黑洞,目前尚無直接證據支持原初黑洞的存在。宇宙大爆炸初期,宇宙早期膨脹之前,某些區域密度非常大,以至於宇宙膨脹後這些區域的密度仍然大到可以形成黑洞,這類黑洞叫做原初黑洞。原初黑洞的質量與密度不均勻處的尺度有關,因此原初黑洞的質量可以小於恆星坍塌生成的黑洞,根據霍金的理論,黑洞質量越小,蒸發越快。質量非常小的原初黑洞可能已經蒸發或即將蒸發,而恆星坍塌形成的黑洞的蒸發時標一般長於宇宙時間。天文學家期待能觀測到某些原初黑洞最終蒸發時發出的高能伽瑪射線 [24]

天文觀測[編輯]

在銀河系中心星際雲被黑洞撕開的影像[25]

黑洞形成後,周遭的物質會不斷被吸入黑洞中而無法被觀測,更無法指出當黑洞單獨存在,但當雙星中的一方為黑洞時,來自另一方星球的氣團不斷流入黑洞,驟然激起的高溫,這時X射線閃光等會發亮,此時可以間接發現黑洞存在。[3] 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,因此天文資料庫當中,並沒有黑洞,僅有黑洞候選星。

人們為了尋找黑洞付出很多努力,成果卻不多,20世紀的70年代才找到4個黑洞候選者,在90年代之後又發現6對新的X射線雙星黑洞候選者,其中2個在大麥哲倫星系裡,8個在銀河系內,並於2000年後續續探測出7個,有人估計過去100億年中銀河系平均每100年有一顆超新星爆炸,而每100個中有1顆導致黑洞形成,那麼銀恆系應該有100萬個恆星級黑洞,可是至2007年也只有找到一共17個黑洞候選者。[8]:219

以下是較為著名的黑洞候選者[註 2]

  1. 銀河系中心人馬座A
  2. 天鵝座X-1
  3. SN 1979C

參見[編輯]

附註[編輯]

  1. ^ 但其真實質量並未證實,而且也取決於其他變數。
  2. ^ 詳細參見黑洞列表

參考文獻[編輯]

  1. ^ 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. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 撰文/麥森(John Matson)翻譯/宋宜真. 霍金是對的(可能吧). 科學人雜誌. 2011/01/01 [2013年8月25日查閱] (中文(台灣)‎). 
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  8. ^ 8.0 8.1 8.2 8.3 8.4 作者:蘇宜. 《宇宙掠影-天文學概要》. 麗文文化. 2007年05月01日出版. 205. ISBN 9789577482884 (中文(台灣)‎). 
  9. ^ 科學日報. 神秘壯觀美麗,圍繞黑洞的吸積盤. 中評網. 2008-07-26 (中文(中國大陸)‎). 
  10. ^ 紀錄片《宇宙與人》. 中國中央電視台. [2013-08-29]. 
  11. ^ 11.0 11.1 11.2 11.3 史蒂芬霍金(著);許明賢、吳忠超(譯). 《時間簡史》(插圖版):第六章—黑洞. 湖南長沙: 湖南科學技術出版社. ISBN 978-7-5357-3230-9. 
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  24. ^ znithy. 原初黑洞與大爆炸之前的黑洞. Stop.Doubting.Me. 2011-05-05 [2013年8月25日查閱] (中文(中國大陸)‎). 
  25. ^ Ripped Apart by a Black Hole. ESO Press Release. [19 July 2013]. 

外部連結[編輯]

影片