「史瓦西黑洞」修訂間的差異檢視原始碼討論檢視歷史
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| − | '''中文名称''' ： | + | '''中文名称''' ： 史瓦西黑洞 |
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| − | '''<big>史瓦西</big>'''半径是任何具重力的质量之临界半径。在物理学和天文学中，尤其在万有引力理论、广义相对论中它是一个非常重要的概念。1916年卡尔·史瓦西首次发现了史瓦西半径的存在，他发现这个半径是一个球状对称、不自转的物体的重力场的精确解。一个物体的史瓦西半径与其质量成正比。太阳的史瓦西半径约为3千米，地球的史瓦西半径只有约9毫米。小于其史瓦西半径的物体被称为黑洞。在不自转的黑洞上，史瓦西半径所形成的球面组成一个视界。（自转的黑洞的情况稍许不同。）光和粒子均无法逃离这个球面。银河中心的超大质量黑洞的史瓦西半径约为780万千米。一个平均密度等于临界密度的球体的史瓦西半径等于我们的可观察宇宙的半径。 | + | '''<big>史瓦西</big>'''半径是任何具重力的质量之临界半径。在[[ 物理学]] 和[[ 天文学]] 中，尤其在万有引力理论、广义相对论中它是一个非常重要的概念。1916年卡尔·史瓦西首次发现了史瓦西半径的存在，他发现这个半径是一个球状对称、不自转的物体的重力场的精确解。一个物体的史瓦西半径与其质量成正比。太阳的史瓦西半径约为3千米，地球的史瓦西半径只有约9毫米。小于其史瓦西半径的物体被称为黑洞。在不自转的黑洞上，史瓦西半径所形成的球面组成一个视界。（自转的黑洞的情况稍许不同。）光和粒子均无法逃离这个球面。银河中心的超大质量黑洞的史瓦西半径约为780万千米。一个平均密度等于临界密度的球体的史瓦西半径等于我们的可观察宇宙的半径。 |
== 简介 == | == 简介 == | ||
| − | 史瓦西黑洞是1916年由史瓦西(Schwarzchild)提出来的， 史瓦西黑洞的设定是不带电不自旋转的黑洞，黑洞中心为奇点， 黑洞的外圈为事件穹界又称史瓦西半径；时空里可能发生的事件到了事件穹界上， 就好像面临了穹端极界，停滞不变了，对外部的观察者看来，时间好像停止不动了。 对于一个静止不带电的史瓦西黑洞， 它的周围时空可以利用史瓦西度规描述史瓦西黑洞的区间微分平方。 利用其可算出史瓦西半径即事件穹界的大小为r = 2MG / c2 。 | + | 史瓦西黑洞是1916年由史瓦西(Schwarzchild)提出来的， 史瓦西黑洞的设定是不带电不自旋转的黑洞，[[ 黑洞]] 中心为奇点， 黑洞的外圈为事件穹界又称史瓦西半径；时空里可能发生的事件到了事件穹界上， 就好像面临了穹端极界，停滞不变了，对外部的观察者看来，时间好像停止不动了。 对于一个静止不带电的史瓦西黑洞， 它的周围时空可以利用史瓦西度规描述史瓦西黑洞的区间微分平方。 利用其可算出史瓦西半径即事件穹界的大小为r = 2MG / c2 。 |
== 形成 == | == 形成 == | ||
| − | 广义相对论认为，黑洞是大质恒星坍缩的必然结果。恒星是依靠内部不断进行的核聚变产生的辐射压与物质间引力维持平衡的。随着核燃料的逐渐减少，平衡被打破，恒星在引力作用下坍缩，其中质量大于太阳质量3.2倍的恒星将坍缩为黑洞。大质量星，尺度远大于史瓦西半径，光线几乎没有偏转，从恒星表面某一点发出的光刻一朝任意方向直接射出。表示随着恒星半径减小。时空弯曲度增大，光线弯曲，出射光线会像喷泉中的水一样回落恒星表面，远处观测着只能偶然看到少数逃逸出来的光子。表示随着引力坍缩继续发展，光的“逃逸锥”不断缩小。恒星尺度减至史瓦西半径时，所有光线均被捕获，逃逸锥关闭，黑洞形成。史瓦西黑洞是不带电的球对称恒星坍缩形成的黑洞。史瓦西黑洞就是所谓“寻常黑洞”，它是直接由较大的恒星演化而来的。恒星到晚期时核燃料消耗殆尽，辐射压（光压）急剧减弱，星体在其自身引力的作用下坍缩。若质量（指原恒星的质量）大于8倍的太阳，其产物就是黑洞。在宇宙空间里，此类黑洞具多数，其最大质量一般不超过50倍太阳。从数学上来说，史瓦西黑洞就是其外部的引力场符合史瓦西解的黑洞。史瓦西研究的是在绝对真空中完全球对称的，在塌缩过程中没有丝毫物质异动，不带电荷，没有丝毫旋转的，标准理想化恒星的塌缩过程，以及它内外时空的场方程解。史瓦西黑洞，是寻常黑洞的发祥地，它有一个视界和一个奇点。视界，是物体能否回到外部宇宙的分界面，在视界外面，物体可以离开或者接近黑洞而保持安全。而在视界上，只有光速运动的物体可以保持不进入黑洞，但是连光也无法从这个面中逃脱。如果不幸进入了视界内部，那么就再也无法出来或者和任何人联络了。此外，视界也是时间和空间属性颠倒的地方，在视界内，空间是类时的，时间是类空的。奇点，是黑洞奇异性的来源，也就是黑洞中允许相对论和量子理论同时大规模作用于同一个物体的源泉。任何接触到奇点的物质（包括场）必然被奇点摧毁，被分解为纯粹的基本粒子和时空单体，即使是形成这个黑洞、这个视界、这个奇点的恒星，也将被它摧毁而不再对黑洞产生任何影响。 | + | 广义相对论认为，黑洞是大质恒星坍缩的必然结果。恒星是依靠内部不断进行的核聚变产生的辐射压与物质间引力维持平衡的。随着核燃料的逐渐减少，平衡被打破，恒星在引力作用下坍缩，其中质量大于太阳质量3.2倍的恒星将坍缩为黑洞。大质量星，尺度远大于史瓦西半径，光线几乎没有偏转，从恒星表面某一点发出的光刻一朝任意方向直接射出。表示随着恒星半径减小。时空弯曲度增大，光线弯曲，出射光线会像[[ 喷泉]] 中的水一样回落恒星表面，远处观测着只能偶然看到少数逃逸出来的光子。表示随着引力坍缩继续发展，光的“逃逸锥”不断缩小。恒星尺度减至史瓦西半径时，所有光线均被捕获，逃逸锥关闭，黑洞形成。史瓦西黑洞是不带电的球对称恒星坍缩形成的黑洞。史瓦西黑洞就是所谓“寻常黑洞”，它是直接由较大的恒星演化而来的。恒星到晚期时核燃料消耗殆尽，辐射压（光压）急剧减弱，星体在其自身引力的作用下坍缩。若质量（指原恒星的质量）大于8倍的太阳，其产物就是黑洞。在宇宙空间里，此类黑洞具多数，其最大质量一般不超过50倍太阳。从数学上来说，史瓦西黑洞就是其外部的引力场符合史瓦西解的黑洞。史瓦西研究的是在绝对真空中完全球对称的，在塌缩过程中没有丝毫物质异动，不带电荷，没有丝毫旋转的，标准理想化恒星的塌缩过程，以及它内外时空的场方程解。史瓦西黑洞，是寻常黑洞的发祥地，它有一个视界和一个奇点。视界，是物体能否回到外部宇宙的分界面，在视界外面，物体可以离开或者接近黑洞而保持安全。而在视界上，只有光速运动的物体可以保持不进入黑洞，但是连光也无法从这个面中逃脱。如果不幸进入了视界内部，那么就再也无法出来或者和任何人联络了。此外，视界也是时间和空间属性颠倒的地方，在视界内，空间是类时的，时间是类空的。奇点，是黑洞奇异性的来源，也就是黑洞中允许相对论和量子理论同时大规模作用于同一个物体的源泉。任何接触到奇点的物质（包括场）必然被奇点摧毁，被分解为纯粹的基本粒子和时空单体，即使是形成这个黑洞、这个视界、这个奇点的恒星，也将被它摧毁而不再对黑洞产生任何影响。 |
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== 计算公式 == | == 计算公式 == | ||
| − | 自从史瓦西给出了爱因斯坦场方程的解以后，许多种类的黑洞模型先后被科学家从爱因斯坦场方程的框架下产生出来，所提出的黑洞类型，俨然形成了一个黑洞家族。其中，最为寻常的是史瓦西黑洞，它是被研究讨论的首要成员。一个物体的史瓦西半径与其质量呈正比，其比例常数中仅有万有引力常数和光速出现。史瓦西半径的公式，其实是从物件逃逸速度的公式衍生而来。它将物件的逃逸速度设為光速，配合万有引力常数及天体质量，便能得出其史瓦西半径。当中，rs 代表史瓦西半径；G 代表万有引力常数，即 6.67 × 10-11 N m2 / kg2；m 代表天体质量；c² 代表光速的平方值，即 (299,792,458 m/s)² = 8.98755 × 1016 m²/s²。把常数的数值计算，这条公式也可写成rs 的单位是「米」，而 m 的单位则是「千克」。要注意的是，虽然以上公式能计算出準确结果，但史瓦西半径还需透过广义相对论方能正确导出。有人认为牛顿力学及广义相对论能导出相同结果，纯粹是巧合而已，但也有人认为这暗示着尚未被发现的理论。<ref>[https://v.youku.com/v_show/ | + | 自从史瓦西给出了[[ 爱因斯坦]] 场方程的解以后，许多种类的黑洞模型先后被科学家从爱因斯坦场方程的框架下产生出来，所提出的黑洞类型，俨然形成了一个黑洞家族。其中，最为寻常的是史瓦西黑洞，它是被研究讨论的首要成员。一个物体的史瓦西半径与其质量呈正比，其比例常数中仅有万有引力常数和光速出现。史瓦西半径的公式，其实是从物件逃逸速度的公式衍生而来。它将物件的逃逸速度设為光速，配合万有引力常数及天体质量，便能得出其史瓦西半径。当中，rs 代表史瓦西半径；G 代表万有引力常数，即 6.67 × 10-11 N m2 / kg2；m 代表天体质量；c² 代表光速的平方值，即 (299,792,458 m/s)² = 8.98755 × 1016 m²/s²。把常数的数值计算，这条公式也可写成rs 的单位是「米」，而 m 的单位则是「千克」。要注意的是，虽然以上公式能计算出準确结果，但史瓦西半径还需透过广义相对论方能正确导出。有人认为牛顿力学及广义相对论能导出相同结果，纯粹是巧合而已，但也有人认为这暗示着尚未被发现的理论。<ref>[https://v.youku.com/v_show/id_XNDcwODU0MTQ3Ng==.html 建立在“史瓦 西 半径”下的“黑洞”真的存在吗？]，优酷网站</ref> |
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於 2021年8月14日 (六) 17:43 的修訂
| 史瓦西黑洞 |
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| 史瓦西黑洞 |
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中文名稱 ：史瓦西黑洞 性 質 ：黑洞 時間 ：1916年 提出人 ：史瓦西(Schwarzchild) |
史瓦西半徑是任何具重力的質量之臨界半徑。在物理學和天文學中，尤其在萬有引力理論、廣義相對論中它是一個非常重要的概念。1916年卡爾·史瓦西首次發現了史瓦西半徑的存在，他發現這個半徑是一個球狀對稱、不自轉的物體的重力場的精確解。一個物體的史瓦西半徑與其質量成正比。太陽的史瓦西半徑約為3千米，地球的史瓦西半徑只有約9毫米。小於其史瓦西半徑的物體被稱為黑洞。在不自轉的黑洞上，史瓦西半徑所形成的球面組成一個視界。（自轉的黑洞的情況稍許不同。）光和粒子均無法逃離這個球面。銀河中心的超大質量黑洞的史瓦西半徑約為780萬千米。一個平均密度等於臨界密度的球體的史瓦西半徑等於我們的可觀察宇宙的半徑。
簡介
史瓦西黑洞是1916年由史瓦西(Schwarzchild)提出來的， 史瓦西黑洞的設定是不帶電不自旋轉的黑洞，黑洞中心為奇點， 黑洞的外圈為事件穹界又稱史瓦西半徑；時空里可能發生的事件到了事件穹界上， 就好像面臨了穹端極界，停滯不變了，對外部的觀察者看來，時間好像停止不動了。 對於一個靜止不帶電的史瓦西黑洞， 它的周圍時空可以利用史瓦西度規描述史瓦西黑洞的區間微分平方。 利用其可算出史瓦西半徑即事件穹界的大小為r = 2MG / c2 。
形成
廣義相對論認為，黑洞是大質恆星坍縮的必然結果。恆星是依靠內部不斷進行的核聚變產生的輻射壓與物質間引力維持平衡的。隨着核燃料的逐漸減少，平衡被打破，恆星在引力作用下坍縮，其中質量大於太陽質量3.2倍的恆星將坍縮為黑洞。大質量星，尺度遠大於史瓦西半徑，光線幾乎沒有偏轉，從恆星表面某一點發出的光刻一朝任意方向直接射出。表示隨着恆星半徑減小。時空彎曲度增大，光線彎曲，出射光線會像噴泉中的水一樣回落恆星表面，遠處觀測着只能偶然看到少數逃逸出來的光子。表示隨着引力坍縮繼續發展，光的「逃逸錐」不斷縮小。恆星尺度減至史瓦西半徑時，所有光線均被捕獲，逃逸錐關閉，黑洞形成。史瓦西黑洞是不帶電的球對稱恆星坍縮形成的黑洞。史瓦西黑洞就是所謂「尋常黑洞」，它是直接由較大的恆星演化而來的。恆星到晚期時核燃料消耗殆盡，輻射壓（光壓）急劇減弱，星體在其自身引力的作用下坍縮。若質量（指原恆星的質量）大於8倍的太陽，其產物就是黑洞。在宇宙空間裡，此類黑洞具多數，其最大質量一般不超過50倍太陽。從數學上來說，史瓦西黑洞就是其外部的引力場符合史瓦西解的黑洞。史瓦西研究的是在絕對真空中完全球對稱的，在塌縮過程中沒有絲毫物質異動，不帶電荷，沒有絲毫旋轉的，標準理想化恆星的塌縮過程，以及它內外時空的場方程解。史瓦西黑洞，是尋常黑洞的發祥地，它有一個視界和一個奇點。視界，是物體能否回到外部宇宙的分界面，在視界外面，物體可以離開或者接近黑洞而保持安全。而在視界上，只有光速運動的物體可以保持不進入黑洞，但是連光也無法從這個面中逃脫。如果不幸進入了視界內部，那麼就再也無法出來或者和任何人聯絡了。此外，視界也是時間和空間屬性顛倒的地方，在視界內，空間是類時的，時間是類空的。奇點，是黑洞奇異性的來源，也就是黑洞中允許相對論和量子理論同時大規模作用於同一個物體的源泉。任何接觸到奇點的物質（包括場）必然被奇點摧毀，被分解為純粹的基本粒子和時空單體，即使是形成這個黑洞、這個視界、這個奇點的恆星，也將被它摧毀而不再對黑洞產生任何影響。
分類
超大質量黑洞
假如一個天體的密度為1000千克/立方米（水在普通條件下的密度），而其質量約為1.5億個太陽質量的話，它的史瓦西半徑會超過它的自然半徑，這樣的黑洞被稱為是超大質量黑洞。絕大多數今天觀察到的黑洞的跡象來自於這樣的黑洞。一般認為它們不是由星群收縮碰撞造成的，而是從一個恆星黑洞開始不斷增長、與其它黑洞合併而形成的。一個星系越大其中心的超大質量黑洞也越大。
恆星黑洞
假如一個天體的密度為核密度（約1018千克/立方米，相當於中子星的密度）而其總質量在太陽質量的三倍左右則該天體會被壓縮到小於其史瓦西半徑，形成一個恆星黑洞。
微黑洞
小質量的史瓦西半徑也非常小。一個質量相當於喜馬拉雅山的天體的史瓦西半徑只有一納米。目前沒有任何可以想象得出來的原理可以產生這麼高的密度。一些理論假設宇宙產生時會產生這樣的小型黑洞。
黑洞
黑洞是廣義相對論預言的一種特殊的天體。其基本特徵是有一個封閉的視界。任何東西，包括光在內，只要進入視界以內都會被吞噬掉。黑洞的確切特徵是它所有的質量都位於視界、或無限紅移面內。所以人們普遍認為，黑洞確切存在的證據就是探測到黑洞的視界。黑洞的概念最早出現是1798年，當時拉普拉斯根據牛頓力學計算出，一個直徑為太陽250倍而密度與地球一樣的天體，其引力足以捕獲其發出的光線而成為一個暗天體。1939年，奧本海默根據廣義相對論證明一個無壓球體在自身引力作用下能坍縮到引徑rg。rg=2GM/(c*c)當天體的質量M大於臨界質量Mc時，引力坍塌後就不可能達到任何的穩態，只能形成黑洞。黑洞只有三個特徵量分別是質量M、角動量J和電荷Q。Q=0的黑洞為軸對稱的克爾黑洞，J=Q=0時的黑洞為球對稱的史瓦西黑洞。1974年，霍金證明黑洞具有與其溫度相對應的熱輻射，稱為黑洞的發射。黑洞的質量越大，溫度越低，發射過程就越慢，反之亦然。找尋黑洞是當代天文學的一個重要課題。銀河系內的恆星級黑洞候選者有天鵝座X-1等。另外天文學家們還發現大星系的中心通常會隱匿着一個百萬太陽質量以上的巨型黑洞。如在超巨星系M87的中心就很可能隱匿着質量達30億個太陽的黑洞。而按照大爆炸學說，在宇宙形成早期可能會產生一些質量為10的15次方克的小黑洞。
計算公式
自從史瓦西給出了愛因斯坦場方程的解以後，許多種類的黑洞模型先後被科學家從愛因斯坦場方程的框架下產生出來，所提出的黑洞類型，儼然形成了一個黑洞家族。其中，最為尋常的是史瓦西黑洞，它是被研究討論的首要成員。一個物體的史瓦西半徑與其質量呈正比，其比例常數中僅有萬有引力常數和光速出現。史瓦西半徑的公式，其實是從物件逃逸速度的公式衍生而來。它將物件的逃逸速度設為光速，配合萬有引力常數及天體質量，便能得出其史瓦西半徑。當中，rs 代表史瓦西半徑；G 代表萬有引力常數，即 6.67 × 10-11 N m2 / kg2；m 代表天體質量；c² 代表光速的平方值，即 (299,792,458 m/s)² = 8.98755 × 1016 m²/s²。把常數的數值計算，這條公式也可寫成rs 的單位是「米」，而 m 的單位則是「千克」。要注意的是，雖然以上公式能計算出準確結果，但史瓦西半徑還需透過廣義相對論方能正確導出。有人認為牛頓力學及廣義相對論能導出相同結果，純粹是巧合而已，但也有人認為這暗示着尚未被發現的理論。[1]
視頻
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參考資料
- ↑ 建立在「史瓦西半徑」下的「黑洞」真的存在嗎？，優酷網站