맥북에어 M4 출시일

블랙홀은 블랙홀입니다. 즉, 강력한 중력 때문에 빛을 피할 수 없는 천체입니다. 1783년 영국의 성직자이자 자연 철학자인 존 미쉘은 아이작 뉴턴의 동력과 중력의 이론은 빛이 별 표면에 보이지 않을 것이라고 주장했습니다. 무겁지만 작죠. 알버트 아인슈타인은 1915년에 일반 상대성이론을 발표했고, 칼 슈바르츠실트는 같은 해 현대 물리학에서 블랙홀을 위한 수학적 해결책을 발견할 수 있었다. 일반적인 상대성은 질량이 시간과 공간을 휘어지는 것이고 시간과 공간의 휘어지는 효과는 중력이라는 것이다. 이 이론에서 블랙홀은 공간과 시간이 크게 구부러지고 입자나 빛이 나오지 않는 영역을 가리킨다. 이 지역의 외부 경계선은 이벤트 지평선이라고 한다. 회전하지 않는 블랙홀의 이벤트 경계는 검은 갑판 반경 내에 있으며 블랙홀 질량에 의해 결정된다. 태양과 같은 블랙홀의 반경은 3km이다. 사건의 지평선에 있는 블랙홀을 관찰하는 것은 불가능했을 뿐만 아니라 이론적으로 탐구하기도 어렵다. 양자 효과가 약한 빛을 만든다는 이론이 있습니다. 호킹 방사선은 블랙홀에서 나왔으나 관찰되지 않았다.

블랙홀의 존재는 사건의 지평선 밖에서 일어나는 것을 관찰함으로써 결정된다. 재료가 외부로부터 침투하면, 고정 유리를 형성하여, 빛을 발생시키기 위해 이벤트 영역 밖에서 가열한다. 이 빛은 관찰되고, 평균 질량은 블랙홀의 식별을 위해 추정된다. 우주에서 처음으로 확인된 블랙홀은 X-1 사이그너스인데, X-1 사이그너스는 강력한 X-ray 방사선을 발생시킨다. 그것은 항성 질량과 유사한 질량이 있는 블랙홀이다. 우리의 은하수를 포함한 대부분의 은하에는 태양보다 수백만배에서 수십억배 높은 초거대 블랙홀이 있습니다. 충분한 물질이 은하중심부에 있는 초거대 블랙홀에 침투하면 은하중심부가 활성화되고 퀴즈나 활성 핵은 매우 강한 빛을 발산한다. 블랙홀은 시간차가 있습니다. 블랙홀은 중력 렌즈나 중력파와 같은 일반적인 상대성과 밀접한 관련이 있다.

이벤트 지평선과 블랙홀의 크기입니다.
블랙홀은 보통 물체와 달리 별이나 중성자 같은 특정 공간을 채우지 않기 때문에 외부로부터 격리된 영역의 크기이다. 그림 1은 회전하지 않는 블랙홀의 시간과 공간에 2차원 곡선만을 보여주고 있다. 공간이 더 중심적일수록 특정 영역의 빛은 더 이상 벗어날 수 없다. 이 경계를 사건의 지평선이라고 하며, 이는 이 지역의 사건들이 외부 세계와 분리된다는 것을 의미한다.

회전하지 않는 블랙홀의 경우, 사건의 수평선은 블랙홀의 크기인 슈바르츠실트 반경에 위치한다(그림 1). 태양의 10배에 달하는 블랙홀의 반경은 30km이고, 반경은 태양과 지구 사이의 거리의 약 2배에 해당하는 3억km입니다. 그러나 이 크기가 블랙홀의 거리에 비해 너무 작기 때문에 현재의 망원경으로 직접 관찰하기는 매우 어렵다.

회전하지 않는 물체의 크기가 슈바르츠실트 반경보다 작으면 블랙홀이 된다. 태양이 3km 미만이면 블랙홀이 됩니다. 하지만 태양의 물리적 상태를 감안할 때, 태양 혼자서는 그렇게 작아질 가능성은 희박합니다. 그러나, 매우 큰 항성은 진화하는 동안 블랙홀이 될 수 있으며, 중력이 작용하며, 검은 갑판 반경보다 작다.

블랙홀
일반적인 상대성 이론에서 안정된 블랙홀은 질량, 운동 강도 및 전하에 의해서만 결정된다. 가장 단순한 블랙홀은 운동력이 없고, 전하도 없고, 질량만 없는 블랙홀입니다. 그리고 Rasner-Nodcurrent 블랙홀은 운동력이 없고, 질량과 운동력만 있는 큰 블랙홀입니다. 질량과 운동 강도, 전하가 있는 블랙홀은 새로운 대형 블랙홀입니다. 그것들은 모두 일반 상대성 이론에서 블랙홀에 대한 수학적 해결책을 발견한 과학자들에 의해 명명된다. 우주의 대부분의 매크로 물체는 전하가 없는 중립 상태이기 때문에, Ricener North-current 블랙홀은 우주에서 생성되지 않을 가능성이 높기 때문입니다.