블랙홀?? 상대성이론??

블랙홀

블랙홀 은 중력이 너무 강해서 빛이나 다른 전자기파를 포함하여 어떤 것도 탈출할 수 있는 충분한 에너지가 없는 시공간 영역입니다. 일반 상대성 이론은 충분히 조밀한 질량이 시공간을 변형시켜 블랙홀을 형성할 수 있다고 예측합니다. 탈출할 수 없는 경계를 사건의 지평선이라고 한다.

 

통과하는 물체의 운명과 상황에 큰 영향을 미치지만 일반 상대성 이론에 따라 국지적으로 감지할 수 있는 특징은 없습니다. 여러 면에서 블랙홀은 빛을 반사하지 ㅇ낳기 때문에 이상적인 물체처럼 행동합니다 더욱이, 곡선 시공간의 양자강이론은 사건의 지평선이 질량에 반비례하는 온도의 물체와 동일한 스펙트럼을 갖는 호킹복사를 방출한다고 예측합니다. 이 온도는 항성 블랙홀의 경우 10억 분의 1 켈빈 정도이므로 본질적으로 직접 관찰하는 것이 불가능합니다.

 

중력장이 너무 강해서 빛이 빠져나올 수 없는 물체는 18세기에 john michell과 pierre-simon laplace에 의해 처음 고려 되었다. 1916년 칼 슈바르츠실트는 블랙홀을 특징짓는 일반 상대성 이론의 최초의 현대적 해법을 발견했습니다. david finkelstein은 1958에 "블랙홀"을 아무것도 탈출할 수 없는 공간 영역으로 해석한 것을 처음 발표했습니다.

 

블랙홀은 오랫동안 수학적 호기심으로 여겨졌습니다. 1960대에 가 되어서야 이론적 작업이 일반 상대성 이론의 일반적인 예측임을 보여주었습니다. jocelyn bell burnell의 중성자 별 발견 1967년에 가능한 천체물리학적 현실로서 중력에 의해 붕괴된 소형 물체에 대한 관심을 촉발시켰습니다. 알려진 최초의 블랙홀은 cygus X-1로 1971년에 여러 연구자들이 독립적으로 확인했습니다.

 

항성 질량의 블랙홀은 질량이 큰 별이 수명 주기가 끝날 때 붕괴할 때 형성됩니다. 블랙홀이 형성된 후에는 주변의 질량을 흡수하여 성장할 수 있습니다. 수배만 태양 질량의 초대질량 블랙홀은 다른 별을 흡수하고 다른 블랙홀과 병합하여 형성될 수 있습니다. 초대 질량 블랙홀이 대부분의 은하 중심에 존재한다는 합의가 있습니다.

 

블랙홀의 존재는 다른 물질 및 가시광선과 같은 전자기 복사와의 상호 작용을 통해 추론할 수 있습니다. 블랙홀에 떨어지는 모든 물질은 마찰로 가열된 외부 부착 원반을 형성하여 우주에서 가장 밝은 물체 중 일부인 퀘이사를 형성할 수 있습니다. 초대질량 블랙홀에 너무 가깝게 지나가는 별은 "삼켜지기" 전에 매우 밝게 빛나는 줄무늬로 조각날 수 있습니다. 

 

다른 별이 블랙홀 주위를 공전하고 있다면 그 궤도를 사용하여 블랙홀의 질량과 위치를 결정할 수 있습니다. 이러한 관측은 중성자별과 같은 가능한 대안을 베제 하는 데 사용될 수 있습니다. 이런 식으로 천문학자들은 쌍성계에서 수많은 항성 블랙홀 후보를 식별하고 은하수 중심에 있는 궁수자리 A로 알려진 전파원이 약 430만 태양 질량의 초대 질량 블랙홀을 포함하고 있음을 확인했습니다.

 

 

1 역사 

너무 커서 빛조차 탈출할 수 없는 물체에 대한 아이디어는 영국의 천문학자 개척자이자 성직자인 Johe Michell이 1784년 11월에 발행한 편지에서 간략하게 제안되었습니다. 단순한 계산은 그리한 물체가 태양과 같은 밀도를 가질 수 있다고 가정하고 별의 직경이 태양의 500배를 초과하고 표면 탈출 속도가 일반적인 빛의 속도를 초과할 때 형성될 것이라고 결론 지었습니다. Michell은 이러한 전체를 어두운 별이라고 불렀습니다.

 

그는 그러한 초거대이지만 복사를 하지 않는 물체가 근처의 가시 물체에 대한 중력 효과를 통해 감지될 수 있다고 정확하게 지적했습니다. 당시의 학자들은 처음에는 거대하지만 보이지 않는 "검은 별"이 시야에 숨어 있을지 모른다는 제안에 흥분했지만, 19세 초에 빛의 파동적 특성이 명백해지면서 마치 빛이 입자가 아니라 파동인 것처럼 중력이 광파를 탈출하는 데 어떤 영향을 미칠지 불분명해지면서 열정이 식었습니다.

 

 

2 일반 상대성 이론

1915년에 알버트 아인슈타인은 중력이 빛의 운동에 영향을 미친다는 것을 일찍이 보여 준 일반 상대성 이론을 발전시켰습니다. 불과 몇 달 후, Karl Schwarzschild는 점 질량과 구형 질량의 중력장을 설명하는 아인슈타인 필드 방정식에 대한 해를 찾았습니다. 이후 몇 달 후 Hendrik Lorentz의 학생인 Johannes Droste는 독립적으로 점 질량에 대한 동일한 설루션을 제시하고 그 속성에 대해 더 광범위하게 있었습니다.

 

이 설루션은 현재 슈바르츠실트 반지름 이하고 불리는 곳에서 특이한 동작을 했으며, 여기서 특이점이 되었으며, 이는 아인슈타인 방정식의 일부 항이 무한대가 되었음을 의미합니다. 이 표면의 특성은 당시에는 잘 이해되지 않았습니다. 1924년 이서에팅턴은 좌표가 바뀌면 특이점이 사라진다는 것을 보여주었지만, 조르주 르메트르가 이것이 슈바르츠실트 반지름의 특이점이 비물리적 좌표 특이점이라는 것을 깨닫는 데는 1933년에야 알게 되었습니다.

 

그러나 Arthur Eddington 은 1926년 책에서 질야이 슈바르츠실트 반지름으로 압축된 별의 가능성에 대해 논평했습니다. 아인슈타인의 이론은 베텔기우스와 같이 눈에 보이는 별에 대해 지나치게 큰 밀도를 배제할 수  있게 해 준다고 언급했습니다. 스팩트럼의 선이 적색 이동이 너무 커서 스펙트럼이 존재하지 않게 이동될 것입니다. 질량이 시공간 메트릭의 곡률을 너무 많이 생성하여 공간이 별 주위 가까워져 우리를 외부로 남겨 둘 것입니다.

 

1931년에 특수 상대성 이론을 사용하여 특정 제한 질량이상의 전자 축퇴물질의 회전하지 않는 물체에는 안정적인 설루션이 없다고 계산했습니다. 그의 주장은 아직 알려지지 않은 어떤 메커니즘이 붕괴를 멈출 것이라고 주장한 Eddington 및 Lev Ladau와 같은 많은 동시대 사람들에 의해 반대되었습니다.

 

그것들은 부분적으로 옭았습니다 찬드라 세카르  한계보다 약간 더 무거운 백색애ㅗ성은 그 자체로 안정된 중성자 별을 붕괴할 것입니다. 그러나 1939년, 르버트 오펜하이머 와 다른 사람들은 찬드라세카르가 제시한 이유로 다른 한계를 넘는 중성자별이 더 붕괴할 것이라고 예측했고, 어떤 물리법칙도 개입하여 적어도 일부 별이 블랙홀로 붕괴되는 것을 막을 수 없을 것이라고 결론 지었습니다. 

 

오펜하이머와 그의 공동 저자들은 슈바르실트 반지름 경계의 특이점을 이것이 시간이 멈춘 거품의 경계임을 나타내는 것으로 해석했습니다. 이것은 외부 관찰자에게 유효한 관점이지만, 타락한 관찰자에게는 그렇지 않습니다. 이 속성으로 인해 붕괴된 별은 "얼어붙은 별"이라고 불렸는데, 외부 관찰자는 붕괴가 슈바르츠실트 반지름으로 이동하는 순간 별의 표면이 얼어붙은 것을 볼 수 있기 때문입니다.

 

3 속성 및 구조 

털이 없는 정리는 블랙홀 이 형성된 후 안정된 상태에 도달하면 질량, 전하 및 각운동량이 라는 세 가지 독립적인 물리적 특성만 갖는다고 가정합니다. 그러지 않으면 블랙홀은 특징이 없습니다. 추측이 참이면 이러한 속성 또는 매개변수에 대해 동일한 값을 공유한느 두 개의 블랙홀은 서로 구별할 수 없습니다. 현대 물리학의 법칙에 따라 실제 블랙홀에 대한 추측이 참인 정도는 현재 해결되지 않는 문제입니다. 

 

이러한 속성은 블랙홀 외부에서 불 수 있기 때문에 특별합니다. 예를 들어, 대전된 블랙홀 은 다른 대전된 물체와 마찬가지로 다른 유사한 전하를 밀어냅니다. 마찬가지로 블랙홀이 포함된 구체 내부의 총질량은 블랙홀에서 멀리 떨어진 가우스 법칙의 중력 아날로그를 사용하여 찬을 수 있습니다. 마찬가지로 각 운동량은 예를 들어 Lense-Thirring효과를 통해 중력 자기장에 의한 프레림 드래깅을 사용하여 멀리서도 측정할 수 있습니다.

 

물체가 블랙홀에 떨어지면 물체의 모양이나 전하 분포에 대한 정보가 블랙홀의 지평선을 따라 고르게 분포되어 외부 관찰자에게 손실됩니다. 이 상황에서 지평선의 거동은 마찰과 전기 저항이 있는 전도성 친축성 막과 매우 유사한 소산 시스템입니다. 이것은 시간 가역적 이므로 미시적 수준에서 마차이나 저항이 없는 전자기와 같은 다른 필드 이론과 다릅니다.

 

블랙홀은 결국 세 가지 매개변수만으로 안정적인 상태에 도달하기 때문에 초기 조건에 대한 정보 손실을 피할 방법이 없습니다. 손실되는 정보에는 총 바리온수 및 렙톤 수와 같이 대략적으로 보존된 양자수를 포함하여 블랙홀 지평선에서 멀리 측정할 수 없는 모든 양이 포함됩니다. 이행동은 매우 수수께끼여서 블랙홀 정보 손실 패러독스라고 불립니다. 

 

 

4 형성과 진화

블랙홀의 기괴한 특성을 감안할 때 그러한 물체가 실제로 자연에 존재할 수 있는지 또는 단순히 아인슈타인 방정식에 대한 병리학적 해결책인지에 대한 의문이 오랫동안 제기 되었습니다. 아인슈타인 자신은 블랙홀이 형성되지 ㅇ낳을 것이라고 잘못 생각했습니다.

 

왜냐하면 그는 붕괴하는 입자의 각운동량이 특정 반경에서 입자의 움직임을 안정화시킬 것이라고 주장했기 때문입니다. 이로 인해 일반 상대성 이론 커뮤니티는 수년동안 모든 결과를 반박했습니다. 그러나 소수의 상대론자들은 계속해서 블랙홀 물리적 물체라고 주장했고 , 1960년대 말에는 대부분의 연구자들에게 사건의 지평선 형성에 장애물이 없다고 설득했습니다.

 

펜로즈는 일단 사건의 지평선이 형성되면 양자역학이 없는 일반 상대성 이론은 내부에 특이점이 형성될 것을 요구한다는 것을 증명했습니다. 얼마 지나지 않아 호킹은 빅뱅을 설명하는 많은 우주론적 해결책이 스칼라장이나 다른 이국적인 물질이 없는 특이점을 가지고 있음을 보여주었습니다.

 

블랙홀 역역학 법칙은 블랙홀의 물리적 특성이 단순하고 이해 가능 하여 연구대상으로 적합하다는 것을 보여 주었습니다 기존의 블랙홀은 중력 붕괴에 의해 형성됩니다. 별과 같은 무거운 물체의 형태이지만 이론상으로는 다른 과정에 의해 형성될 수도 있습니다.

 

오늘의 블랙홀 이야기는 여기까지 다음에 관측등에 관한 내용으로 다시 찾아뵐게요^^ 

즐거운 주말 보내세요^^