黑洞

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May 28, 2022

黑洞是一种质量集中在极小的体积内的物体,由于这种紧凑性,在其附近会产生如此强大的引力,以至于光都无法离开或穿过该区域。该区域的外部界限称为事件视界。没有什么可以从内到外跨越事件视界——没有信息,没有辐射,当然也没有。广义相对论最终描述了这样一个事实,即通过时空的极端曲率,“出路”甚至不再是可想像的。有不同类别的黑洞,它们具有各自的形成机制。最容易理解的是出现的恒星黑洞当某颗特定大小的恒星耗尽其所有“燃料”并坍塌时。当外壳在超新星中被排斥时,核心的引力会坍缩成一个非常紧凑的天体。对于一个具有太阳质量的假设黑洞,事件视界的直径只有大约 6 公里,相当于当前太阳直径的 230,000 分之一。在光谱的另一端,有数十亿到数十亿倍太阳质量的超大质量黑洞,它们位于星系的中心,在它们的发展中发挥着重要作用。在事件视界之外,黑洞的行为就像一个正常的质量体,可以在稳定轨道上被其他天体环绕。事件视界从外面看起来是一个完全黑色和不透明的物体,在其附近,后面的空间被光学镜头描绘成扭曲的。黑洞这个名字是由约翰·阿奇博尔德·惠勒于 1967 年创造的。当时,人们认为理论上描述的黑洞存在的可能性很大,但尚未得到观测证实。后来观察到了许多黑洞效应的例子,例如B. 从1992年开始对银河系中心的超大质量黑洞人马座A*进行红外范围的调查。2016 年,LIGO 通过在此过程中产生的引力波观测到两个黑洞的融合,并在 2019 年获得了星系 M87 中心超大质量黑洞 M87* 图像的射电望远镜图像。 2020 年,科学家 Roger Penrose、Reinhard Genzel 和 Andrea Ghez 因对黑洞的研究而获得诺贝尔物理学奖。

研究历史

18世纪

早在 1783 年,英国博物学家约翰·米歇尔就推测暗星的引力足以俘获光。在皇家学会发表的一封信中,他写道: 皮埃尔·西蒙·拉普拉斯 (Pierre Simon Laplace) 在 1796 年的世界系统博览会 (Exposition du Système du Monde) 中也描述了粒子光无法从中逃逸的重星的想法。他为此创造了术语“黑暗身体”(corps obscur)。这些想法在牛顿物理学中发生了变化。

20世纪上半叶:广义相对论的贡献

在阿尔伯特·爱因斯坦于 1915 年建立广义相对论的场方程后,德国天文学家卡尔·施瓦西于 1916 年首次指定了一个度量,即施瓦西度量,它对应于一个点质量的引力场。 Schwarzschild 解决方案描述了一个不旋转且不带电的静态黑洞的大小和行为,其所谓的事件视界位于 r 2 GM c - 2 {\ displaystyle \ textstyle r2GMc ^ {- 2}} 和一个中心r 0 {\ displaystyle \ textstyle r0} 处的奇点。G {\ displaystyle G} 代表引力常数,M {\ displaystyle M} 代表黑洞的质量,c {\ displaystyle c} 代表光速。例如,如果太阳的质量被压缩成一个半径只有三公里的球体,那么任何光线都无法从其表面逸出。我们地球的质量(r ≈ 6378 km {\ displaystyle r \ approx 6378 \ {\ rm {km}}})只会形成一个半径小于一厘米的黑洞。使用 1950 年代的 Kruskal-Szekeres 坐标,它可以用数学方式表示看到内部观察者冲向黑洞的外部观察者必须获得这样的印象,即内部观察者只是渐近地接近事件视界,尽管有规律的传输,但信号到达的速度越来越慢。相比之下,内部观察者自己迅速穿过事件视界,并没有感觉到任何特别之处,尽管从现在开始他不能再回头,他的信号也无法再到达外部观察者。内部观察者也很快被 r 0 {\ displaystyle \ textstyle r0} 处的奇点吞没。在 1920 年代后期,印度天体物理学家 Subrahmanyan Chandrasekhar 表明,对于没有核反应的天体物理物体,存在一定的极限质量,即所谓的钱德拉塞卡极限。超过这个质量极限的物体会坍缩成中子星或黑洞,但不会像预期的那样坍缩成白矮星。钱德拉塞卡的工作引发了天文学家亚瑟·爱丁顿的争议。前者认为,超过质量极限的恒星可能会坍缩成重力可以捕获电磁射线的物体。然而,爱丁顿预计会有一种机制可以防止崩溃。 1939 年,罗伯特·奥本海默与罗伯特·塞尔伯和乔治·迈克尔·沃尔科夫一起使用模型计算表明,如果一颗大恒星坍塌,就会形成一个黑洞。存在所谓的钱德拉塞卡极限。超过这个质量极限的物体会坍缩成中子星或黑洞,但不会像预期的那样坍缩成白矮星。钱德拉塞卡的工作引发了天文学家亚瑟·爱丁顿的争议。前者认为,超过质量极限的恒星可能会坍缩成重力可以捕获电磁射线的物体。然而,爱丁顿预计会有一种机制可以防止崩溃。 1939 年,罗伯特·奥本海默与罗伯特·塞尔伯和乔治·迈克尔·沃尔科夫一起使用模型计算表明,如果一颗大恒星坍塌,就会形成一个黑洞。存在所谓的钱德拉塞卡极限。超过这个质量极限的物体会坍缩成中子星或黑洞,但不会像预期的那样坍缩成白矮星。钱德拉塞卡的工作引发了天文学家亚瑟·爱丁顿的争议。前者认为,超过质量极限的恒星可能会坍缩成重力可以捕获电磁射线的物体。然而,爱丁顿预计会有一种机制可以防止崩溃。 1939 年,罗伯特·奥本海默与罗伯特·塞尔伯和乔治·迈克尔·沃尔科夫一起使用模型计算表明,如果一颗大恒星坍塌,就会形成一个黑洞。超过这个质量极限的物体会坍缩成中子星或黑洞,但不会像预期的那样坍缩成白矮星。钱德拉塞卡的工作引发了天文学家亚瑟·爱丁顿的争议。前者认为,超过质量极限的恒星可能会坍缩成重力可以捕获电磁射线的物体。然而,爱丁顿预计会有一种机制可以防止崩溃。 1939 年,罗伯特·奥本海默与罗伯特·塞尔伯和乔治·迈克尔·沃尔科夫一起使用模型计算表明,如果一颗大恒星坍塌,就会形成一个黑洞。超过这个质量极限的物体会坍缩成中子星或黑洞,但不会像预期的那样坍缩成白矮星。钱德拉塞卡的工作引发了天文学家亚瑟·爱丁顿的争议。前者认为,超过质量极限的恒星可能会坍缩成重力可以捕获电磁射线的物体。然而,爱丁顿预计会有一种机制可以防止崩溃。 1939 年,罗伯特·奥本海默与罗伯特·塞尔伯和乔治·迈克尔·沃尔科夫一起使用模型计算表明,如果一颗大恒星坍塌,就会形成一个黑洞。超过质量极限的恒星可能会坍缩成重力可以捕获电磁射线的物体。然而,爱丁顿预计会有一种机制可以防止崩溃。 1939 年,罗伯特·奥本海默与罗伯特·塞尔伯和乔治·迈克尔·沃尔科夫一起使用模型计算表明,如果一颗大恒星坍塌,就会形成一个黑洞。超过质量极限的恒星可能会坍缩成重力可以捕获电磁射线的物体。然而,爱丁顿预计会有一种机制可以防止崩溃。 1939 年,罗伯特·奥本海默与罗伯特·塞尔伯和乔治·迈克尔·沃尔科夫一起使用模型计算表明,如果一颗大恒星坍塌,就会形成一个黑洞。

20世纪下半叶:先进理论的形成

1963 年,数学家罗伊·克尔用克尔度量描述了一个旋转黑洞的解决方案。在此之前,人们一直使用黑星或冰冻星这两个术语——后者隐喻了这样一个事实:根据理论,由于外界的引力时间膨胀,时间似乎在黑洞的边缘静止不动。 “黑洞”一词最早是在 1964 年科学记者安·尤因 (Ann Ewing) 在美国科学促进会 (American Association for the Advancement of Science) 一场关于恒星各个末期阶段的研讨会上的报告中首次确定的。作者将 Hong-Yee Chiu 命名为组织者,Alastair Cameron、Charles Misner、Volker Weidemann 和 John Beverly Oke 为演讲者,但并未指明该表达方式的发起者。该术语成立于 1967 年,在约翰·阿奇博尔德·惠勒 (John Archibald Wheeler) 在一次会议上寻找替代“重力完全坍塌的物体”这一长句并采纳了一位不知名听众的建议之后。1971 年,随后发现了天鹅座 X-1,这是第一个可观察到的黑色候选者洞。在 1970 年代初期,雅各布·贝肯斯坦通过为事件视界的表面指定一个熵(贝肯斯坦-霍金熵),在理论领域建立了黑洞的热力学。斯蒂芬·霍金 (Stephen Hawking) (1974) 发现黑洞发出一种称为霍金辐射的辐射,支持了这一点。同时,将广义相对论与量子场论联系起来。在 2000 年代发展了一种趋势对无法直接观察到的现象进行实验研究,例如黑洞类似物上的霍金辐射,它们不是引力系统,而是声学、电磁或光学系统。

物理描述

发展动态

一般来说,物体的质量总是会产生引力。如果质量被限制在足够小的体积内,则身体将自身固定在一起:重力导致身体压缩。通常内部有相反的力阻止进一步的压缩,这导致重力和相反力之间的平衡。根据物体的大小,相反的力可以是热力学压力、原子或核子之间的排斥力或费米压力。最后一个稳定的质量极限约为 1.5 到 3.2 个太阳质量(托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限);在物体较轻的情况下,处于简并状态的物质的简并压力可以成功地抵消引力坍缩。如果超过临界密度,则相反的力不再足以补偿重力。结果是引力坍缩:引力的增加速度快于粒子排斥产生的相反力。这加速了这个过程本身,质量坍塌成一个消失的体积。不断增加的重力会局部扭曲空间和时间的流逝,以至于——从足够远的距离观察——坍缩速度减慢,事件发出的光线变得越来越贫乏,体积永远不会聚焦在单个点上绘制在一起。黑洞可以在大质量恒星演化结束时产生。主序星以上约。40 太阳质量通过中间阶段沃尔夫-拉叶星和超新星作为黑洞结束。质量在大约 8 到大约 25 个太阳质量之间的恒星以及所有具有高金属丰度的大质量恒星最终都会成为中子星。如果它们的质量在大约 25 到大约 40 个太阳质量之间,那么在不完整的超新星爆发期间被炸毁的物质的复发可能会产生黑洞。

引力效应

由于质量被保留,物体的密度增加到超出所有极限。这样的天体在它们周围强烈地弯曲时空,以至于人们可以清楚地说出空间结构中的一个洞,但它们被称为精确奇点。奇点被一个时空区域所包围,物质和信息都无法从中出来。这个区域的极限就是所谓的事件视界,事件视界到奇点的距离就是所谓的史瓦西半径。事件视界不是一个物理结构,它只是指定一个地方,或者更准确地说,是一个界面。因此,落入事件视界的观察者自己不会注意到任何事情。然而,相对论效应(广义相对论)导致一秒,由于时间膨胀,从远处观察到的物体需要无限长的时间才能到达事件视界,因此它越来越多地出现在红移光中并变得更弱。 Schwarzschild 度量描述了球形、不旋转和不带电的物体在外层空间的引力场。它不仅适用于黑洞,而且适用于所有具有这些特性的天体,并且通常是恒星或行星的良好近似值,因为它们的旋转速度低,地球质量约为 9 毫米。这是一个常见的错误黑洞的引力场或由它引起的时空弯曲在正常距离上异常强烈。由于黑洞和恒星都用相同的度量来描述,如果太阳被相同质量的黑洞取代,太阳系中的引力场不会发生任何变化。除了缺乏阳光外,引力加速度的巨大增加只能在黑洞附近(大致在太阳的先前核心半径内)确定。如果太阳被一个等质量的黑洞所取代。除了缺乏阳光外,引力加速度的巨大增加只能在黑洞附近(大致在太阳的先前核心半径内)确定。如果太阳被一个等质量的黑洞所取代。除了缺乏阳光外,引力加速度的巨大增加只能在黑洞附近(大致在太阳的先前核心半径内)确定。

回转

旋转黑洞是这种天体物理现象的一种更普遍的形式。旋转黑洞是那些有自己角动量的黑洞。像所有黑洞一样,由于其巨大的引力,它们也会引起时空几何结构的相应巨大变化(见时空曲率)。然而,在旋转黑洞的情况下,奇点呈圆形或环形,并带走它周围的时空,而不仅仅是弯曲它:空间在黑洞旋转的方向上旋转。这种时空曲率不会出现在静止的黑洞中,但是发生在旋转的黑洞中,可以说,另外在事件视界之外,旋转椭球的形状在两极变平。旋转黑洞周围的所有物体都随着它旋转,正是因为时空本身也随之旋转。对于相对于周围环境静止的观察者来说,似乎整个宇宙都围绕着他旋转。这种效果随着距离的增加而急剧下降。但是在一定距离(所谓的静态极限)内,在称为“能层”的区域内,旋转速度非常快,以至于所有物体(以及光线等能量)都必须比光以达到旋转的速度来补偿,所以不旋转。粒子在实际事件视界的角速度与黑洞的旋转速度完全对应。粒子的角速度向外减小,但其轨道速度总是在黑洞旋转方向上有一个分量。这并不是说它自身的速度大于光速,而是说能层内不能有任何不旋转的粒子。此帧拖动是 Lense-Thirring-Effect 的一个极端情况,自 1918 年以来就已为人所知。麦角层的一个特点是,从外部观察者的角度来看,该区域的动能可能为负。因此,在能层中的粒子可以衰变成两个粒子,两者之一的动能大于原始粒子的动能。所讨论的粒子可以离开能层,而它的负动能补充(没有进一步的相互作用)必然在有限的适当时间内穿过事件视界。显然是凭空产生的能量是从黑洞的旋转能量中提取出来的。这种产生能量的机制首先由罗杰彭罗斯提出。能层的范围取决于极角(对应于地球上地理纬度的余角):在旋转黑洞的两极,静态极限与事件视界重合,在赤道地区,它延伸的距离取决于黑洞的角动量,最多是史瓦西半径的两倍。黑洞的角动量是有限的,如下所述。一些观察,例如极快的物质喷射,离开事件视界外垂直于吸积盘的区域,被描述为只能在能层内或当它存在时发生的效应。从角动量守恒的一般考虑,我们可以得出结论,所有的黑洞都在旋转,至少在它们形成的时候是这样。但是,当然只有非常快速旋转的黑洞才会表现出被称为框架拖曳现象的强烈影响。另一方面,每一个旋转的质量都在扭曲,不管事件视界是否发生,包括地球、周围的时空。这些对地球的影响应该通过测量来量化,例如在 LAGEOS 卫星的帮助下。 1997 年的第一个结果与测量不准确的区域非常接近,以至于引起了争议。只有在 2004 年用重力探测器 B 卫星重复测量才证实了这种情况。只有在 2004 年用重力探测器 B 卫星重复测量才证实了事实。只有在 2004 年用重力探测器 B 卫星重复测量才证实了事实。

理论考虑

数学描述

一个黑洞只需三个物理参数(所谓的黑洞无毛)即可完全描述:质量、角动量和电荷。省略了多极矩。所以有以下几类: 不带电荷的黑洞 (Q 0 {\ displaystyle Q0}) 和不旋转的黑洞 (L 0 {\ displaystyle L0}) 由 Schwarzschild 度量描述。没有电荷(Q 0 {\ displaystyle Q0})和旋转(L ≠ 0 {\ displaystyle L \ neq 0})的黑洞由克尔度量描述。黑洞,带电 (Q ≠ 0 {\ displaystyle Q \ neq 0}) 且不旋转 (L 0 {\ displaystyle L0}) 由 Reissner-Nordström 度量描述。带电(Q ≠ 0 {\ displaystyle Q \ neq 0})和旋转(L ≠ 0 {\ displaystyle L \ neq 0})的黑洞由克尔-纽曼度量描述。带电 (Q ≠ 0 {\ displaystyle Q \ neq 0}) 和旋转 (L ≠ 0 {\ displaystyle L \ neq 0}) 由 Kerr-Newman 度量描述。带电 (Q ≠ 0 {\ displaystyle Q \ neq 0}) 和旋转 (L ≠ 0 {\ displaystyle L \ neq 0}) 由 Kerr-Newman 度量描述。

广义相对论中的黑洞

形式上,黑洞来自广义相对论的特殊真空解,即所谓的施瓦西解(以第一个找到该解的卡尔·施瓦西之后),或来自克尔的旋转和带电黑洞-纽曼解决方案。 “真空解”是真空场方程的解——例如在恒星周围的外层空间,那里几乎没有物质,因此能量-动量张量消失了。在黑洞的内部,正如斯蒂芬霍金和罗杰彭罗斯所表明的(奇点定理),一个奇点,一个具有无限高空间曲率的点,是在经典广义相对论描述的背景下形成的。但是,已经超出了广义相对论的有效范围,需要一个量子引力理论来描述这个位置。信息无法再到达无限远观察者的极限称为事件视界。由于从外部观察时,不旋转的黑洞是球形的,因此事件视界具有球形表面的形状。这个球面的半径是史瓦西半径。对于给定的质量,黑洞既不能有任意大的电荷,也不能有任意大的角动量。如果将太高的电荷和/或太高的角动量插入广义相对论的相应解中,则会产生所谓的裸奇点,而不是黑洞:形成了一个中心奇点,但它并没有被事件视界包围:可以想象,时空的旋转会极大地加速入射物质(离心力),以至于它再次抵消了引力。结果,不会有事件视界,因为物质可以再次逃逸。然而,可以证明,普通黑洞不会通过增加电荷或角动量产生裸奇点,因为同时提供的能量会充分增加其质量,因此总是可以防止普通黑洞具有赤裸裸的被阻止 奇点出现。罗杰彭罗斯称之为宇宙审查,广义相对论中裸奇点不存在的证明是公开的。对于已经坍缩成非旋转黑洞的恒星,事件视界以光线(所谓的光子球)为界。这些光线是最后还没有被黑洞引力吸引的光线。在旋转黑洞的情况下(见上文),光线可以环绕奇点的半径不仅只有一个,而且在能层内有无穷多个。在奇点附近,即在施瓦西半径内,时空的扭曲非常强烈,以至于对于落入其中的物体,信息的接收仅限于缩小的视界。这种仅在理论上可用的现象称为渐近沉默。

“黑洞动力学的主要定律”

对于黑洞,广义相对论遵循与热力学惊人相似的定律。黑洞的行为类似于黑体,因此它们具有温度。以下定律详细适用: “黑洞动力学”的第一定律与普通热力学一样,是能量守恒定律,但要考虑到相对论的能量-质量等价性。此外,力学和电动力学的其他守恒定律也适用:除能量外,动量、角动量和电荷都保留了下来。 “黑洞动力学”第二定律——由斯蒂芬·W·霍金假设——指出,​​无论黑洞发生什么,事件视界的面积总和永远不会减少。这不仅适用当物质落入黑洞时(这会增加它的质量 - 从而增加它的事件视界 -),但也适用于两个黑洞的合并以及所有其他可以想象的过程。这对应于热力学第二定律,即事件视界的面积承担了熵的作用。黑洞的 Bekenstein-Hawking 熵是 SSLA k B c 3 4 ℏ G {\ displaystyle S_ {SL} {\ frac {Ak _ {\ mathrm {B}} c ^ {3}} {4 \ hbar G} } }(符号说明:见下文)。在所有已知质量相同的物理系统中,黑洞具有最高的熵。

霍金辐射

量子理论考虑表明,每个黑洞也发射辐射。这似乎与没有什么可以离开黑洞的说法相矛盾。然而,该过程可以解释为接近施瓦西半径的粒子/反粒子对的产生,其中一个粒子落入黑洞中心,而另一个粒子逃逸到周围环境中。通过这种方式,黑洞可以在没有任何东西从内向外穿过事件视界的情况下释放粒子。这个过程的能量,称为霍金辐射,来自黑洞的引力势。这意味着它会因辐射而失去质量。从外面看,黑洞就像在“蒸发”,因此慢慢变小,它越小越快。如果在大爆炸期间有非常小的黑洞,那么它们就会在此期间完全蒸发。由此产生的辐射将非常具有特征性,可以作为这种洞的证据。然而,这种辐射还没有被发现。这导致了大爆炸期间产生的小黑洞数量的上限。由主序星形成的黑洞发出的霍金辐射非常少;它们的蒸发时间尺度超过宇宙年龄几十个数量级。目前,它们只是通过吸收背景辐射而生长。由此产生的辐射将非常具有特征性,可以作为这种洞的证据。然而,这种辐射还没有被发现。这导致了大爆炸期间产生的小黑洞数量的上限。由主序星形成的黑洞发出的霍金辐射非常少;它们的蒸发时间尺度超过宇宙年龄几十个数量级。目前,它们只是通过吸收背景辐射而生长。由此产生的辐射将非常具有特征性,可以作为这种洞的证据。然而,这种辐射还没有被发现。这导致了大爆炸期间产生的小黑洞数量的上限。由主序星形成的黑洞发出的霍金辐射非常少;它们的蒸发时间尺度超过宇宙年龄几十个数量级。目前,它们只是通过吸收背景辐射而生长。它们在超过宇宙年龄几十个数量级的时间尺度上蒸发。目前,它们只是通过吸收背景辐射而生长。它们在超过宇宙年龄几十个数量级的时间尺度上蒸发。目前,它们只是通过吸收背景辐射而生长。

熵和温度

霍金在以色列物理学家雅各布·贝肯斯坦 (Jacob Bekenstein) 的初步工作后于 1974 年认识到,黑洞具有形式熵和温度 T {\ displaystyle T}。黑洞的形式熵 S S L {\ displaystyle S_ {SL}} 与其视界的表面 A {\ displaystyle A} 成正比,否则仅取决于自然常数。温度对应于霍金辐射的热能谱,与黑洞的质量成反比:SSLA k B c 3 4 ℏ G {\displaystyle S_{\mathrm {SL} }{\frac {Ak_{\mathrm {B} }c^{3}}{4\hbar G}}} 或 SSL / A 1 ,321 ⋅ 10 46 J / m 2 K {\displaystyle S_{\mathrm {SL} }/A1{,}321\cdot 10^{46}\,\mathrm {J} /\mathrm {m} ^{2}\mathrm {K} } T ℏ c 3 8 π k BGM {\displaystyle T{\frac {\hbar c^{3}}{8\pi k_ {\mathrm {B} }GM}}} oder T ⋅ rs ℏ c 4 π kB 0.182 223 mm K {\ displaystyle T \ cdot r_ {s} {\ frac {\ hbar c} {4 \ pi k _ {\ mathrm {B}}}} 0 {,} 182223 \, \ mathrm {mm \ , K}} 其中 ℏ h / (2 π) {\ displaystyle \ hbar h / (2 \ pi)} 是约化的普朗克量子, c {\ displaystyle c} 是光速, π {\ displaystyle \ pi}圈数 Pi,k B {\ displaystyle k _ {\ mathrm {B}}} 玻尔兹曼常数,G {\ displaystyle G} 引力常数,M {\ displaystyle M} 质量和 rs 2 MG / c 2 {\ displaystyle r_ {s } 2MG / c ^ {2}} Schwarzschild 半径. 从方程可以计算出一个质量相当于地球质量 2.4% 的黑洞将与宇宙背景辐射 (2.725 K) 一样热,即会有相同的频谱。G {\ displaystyle G} 引力常数, M {\ displaystyle M} 质量和 rs 2 MG / c 2 {\ displaystyle r_ {s} 2MG / c ^ {2}} 施瓦西半径。从方程可以得到计算出一个质量相当于地球质量 2.4% 的黑洞将与宇宙背景辐射 (2.725 K) 一样热,即它具有相同的光谱。G {\ displaystyle G} 引力常数, M {\ displaystyle M} 质量和 rs 2 MG / c 2 {\ displaystyle r_ {s} 2MG / c ^ {2}} 施瓦西半径。从方程可以得到计算出一个质量相当于地球质量 2.4% 的黑洞将与宇宙背景辐射 (2.725 K) 一样热,即它具有相同的光谱。M {\ displaystyle M} 质量和 rs 2 MG / c 2 {\ displaystyle r_ {s} 2MG / c ^ {2}} 施瓦西半径。从方程可以计算出一个质量为2 , 相当于地球质量的 4%,与宇宙背景辐射 (2.725 K) 一样热,即具有相同的光谱。M {\ displaystyle M} 质量和 rs 2 MG / c 2 {\ displaystyle r_ {s} 2MG / c ^ {2}} 施瓦西半径。从方程可以计算出一个质量为2 , 相当于地球质量的 4%,与宇宙背景辐射 (2.725 K) 一样热,即具有相同的光谱。质量相当于地球质量 2.4% 的黑洞将与宇宙背景辐射 (2.725 K) 一样热,即它具有相同的光谱。质量相当于地球质量 2.4% 的黑洞将与宇宙背景辐射 (2.725 K) 一样热,即它具有相同的光谱。

寿命

由于黑洞以霍金辐射的形式不断地失去能量,它会在一段时间 Δ t {\ displaystyle \ Delta t} 后完全湮灭,前提是它在此期间不能吸收任何新的质量。这个时间跨度由 Δ t M 3 3 Λ t, {\ displaystyle \ Delta t {\ frac {M ^ {3}} {3 \ Lambda _ {t}}} 计算,} 其中 M {\ displaystyle M} 是周期开始时黑洞的质量,Λ t ≈ 4 ⋅ 10 15 kg 3 s {\ displaystyle \ Lambda _ {t} \ approx 4 \ cdot 10 ^ {15 } \ {\ frac {\ mathrm {kg} ^ {3}} {\ mathrm {s}}}} 是一个常数。

无毛定理与黑洞信息悖论

Werner Israel 的唯一性定理指出,黑洞完全由质量(参见 Schwarzschild 度量)、电荷(参见 Reissner-Nordström 度量)和角动量(参见 Kerr 度量)表征。这促使约翰·阿奇博尔德·惠勒 (John Archibald Wheeler) 说“黑洞没有头发”。因此,人们谈到无毛定理、无毛定理或秃头。无法从内部获得更多信息,甚至无法从霍金辐射中获得,因为它是纯热的。无毛定理表明黑洞会导致信息丢失,因为在溶解过程中产生的霍金辐射不包含任何关于黑洞形成历史的信息。信息的消失违背了量子力学的基本原理,时间演化的统一性假设。这个问题也被称为黑洞信息悖论。这种观点的杰出代表是基普·索恩,很长一段时间里,还有斯蒂芬·霍金。斯蒂芬霍金改变了主意,在第 17 届广义相对论和引力国际会议(2004 年 7 月 18 日至 23 日在都柏林举行)上说,黑洞可能有毛发。此外,除其他外,Roger Penrose、John Preskill 和 Juan Maldacena 假设至少某些信息可能会额外泄露。史蒂芬霍金在他的书《坚果壳中的宇宙》中也表达了一个假设,即黑洞在溶解时会释放它们收集的信息。 Joseph Polchinski 在防火墙悖论中加强了信息悖论。2013 年,Juan Maldacena 和 Leonard Susskind 通过量子纠缠和虫洞的等价性提出了一个解决方案(ER-EPR 猜想),并通过 Ping Gao、Daniel Louis Jafferis 和 Aron C. Wall 提出的此类可穿越虫洞的明确提议进一步扩展(见虫洞)。这个领域是有争议的,霍金在他最后的一篇出版物中又回到了这个领域。最近的一种方法建议根据两颗紧密围绕人马座 A * 运行的恒星的轨道椭圆的进动来测试无毛定理。如果无毛定理成立,那么两个进动率的比值应该只取决于疑似黑洞人马座A*的角动量。如果进动率的比率服从更复杂的关系,所以无毛定理将被驳倒。

二元黑洞

紧急情况

二元黑洞产生的两种方式是有区别的。一方面,如果两个强烈相互作用的星系发生碰撞并且摆动过程似乎起作用,那么它可能起源于两个强烈相互作用的星系。作为先前碰撞的一个例子,人们认为 M87 中心的超大质量黑洞是通过合并形成的。另一方面,如果两颗恒星都非常大,那么一颗相互作用的双星可以作为起点。风罗氏-洛贝溢出后,通常会产生一个黑洞和一个白矮星。然而,或者,溢出可能是非典型的,同时会形成一个共同的壳,从而最终形成两个黑洞。

合并

一旦黑洞对出现,经过一段时间的盘旋后,它可以合并成一个黑洞。在距我们 3 亿光年远的 400 星系团中,发现了两个黑洞即将合并的迹象。这种碰撞在 2015 年首次被探测到,据预测,在合并前的最后几分之一秒内,伴随物质或能量同时释放的加速幅度如此之大,以至于在这次碰撞中产生了引力波。可以在 LIGO 天文台进行测量。

分类

黑洞根据形成方法和质量分为右侧所示的类别,将在下面讨论:

超大质量黑洞

超大质量黑洞(英文超大质量黑洞,SMBH)的质量可以达到太阳质量(M☉)的一百万到十亿倍。它们位于明亮的椭圆星系的中心,以及大多数甚至所有螺旋星系的凸起处。它们是如何形成的,以及它们的形成与星系的演化有何关系,是当前研究的主题。银河系中心的强射电源人马座A*(简称Sgr A*)是一个430万太阳质量的超大质量黑洞。几年前,基于对气体云(例如所谓的迷你螺旋)的观测所估计的质量仍约为 270 万个太阳质量。由于望远镜分辨率和灵敏度的提高,可以通过分析例如 S0-102 或 S0-2 的轨迹来更精确地确定星系中心黑洞的质量。 Natarajan 和 Treister 开发了一个模型,可以预测质量上限约为 100 亿个太阳质量。原因是 - 清楚地解释 - 下落物质被这种超大质量黑洞的引力加速,从而导致史瓦西半径之外的稳定轨道产生。此外,吸积盘中的物质发出的电磁辐射和“物质风”对进一步入射物质起到了抵抗作用,从而最终在入射物质和排斥物质之间建立平衡(参见爱丁顿极限)。一个未解之谜是早期宇宙中超大质量黑洞的形成。众所周知,早在大爆炸后 7 亿年,就有大约 20 亿个太阳质量的超大质量黑洞存在(ULAS J1120 + 0641)。甚至截至 2017 年 12 月,距大爆炸还不到 6.9 亿年的最遥远的已知天体 ULAS J1342 + 0928 也已经是一个超大质量黑洞。大多数科学家都同意它们起源于较小的黑洞,一个阵营在最大几百个太阳质量的黑洞中看到这些“种子”,另一个阵营在几千到几万个太阳质量的黑洞中看到了这些“种子”。前者更容易制造,但必须具有绕过爱丁顿极限的快速增长机制。在第二种情况下,黑洞以更大的初始质量开始,并且可以在达到爱丁顿极限之前从附近的气体云中吸收更多的质量,但需要一个理论来自然地解释它们的存在。 2017 年,N. Yoshida 及其同事发表了早期宇宙的模拟,其中约 34,000 个太阳质量的超大质量恒星是由超音速气体风和暗物质团块动力学相互作用形成的,然后坍缩成黑色洞。在其他情况下,来自邻近星系的年轻恒星的强烈紫外线会阻止气体云中的恒星形成,直到它直接坍缩成一个大约 100,000 个太阳质量的黑洞。希望詹姆斯韦伯太空望远镜能够提供更多关于早期宇宙恒星和气体云的信息。 2008 年,位于洛桑的瑞士联邦理工学院 (EPFL) 的一个瑞士团队在 Alexander Eigenbrod 周围观察到一个富含能量的环形成,该环形成在 100 亿光年外的类星体附近,即飞马座中的爱因斯坦十字,在 VLT 和因此很好地证实了超大质量黑洞的理论——已知最大的黑洞(截至 2021 年 1 月)是 TON 618(类星体),估计有 66 到 700 亿个太阳质量,然后是星系 IC 1101 的中心黑洞大约 400 亿个太阳质量。另一个估计有 210 亿太阳质量的例子是在星系 NGC 4889 (2011) 的中心。类星体 APM 08279 + 5255(距地球约 120 亿光年)拥有约 200 亿个太阳质量的超大质量黑洞,2011 年在其周围发现了大量水蒸气,也是迄今为止已知的最大质量候选者之一.在相对较近的星系 M87(约 5500 万光年外)的中心发现了一个质量为 66 亿太阳质量的黑洞。在(超紧凑)矮星中也发现了超大质量黑洞星系(首次出现在 2014 年的 M60-UCD 1 中),这表明这些星系是作为“正常”星系形成的,其中大部分恒星是从与更大星系的碰撞中撕裂出来的。2017 年 9 月,发表了双超大质量黑洞的发现,可借助甚长基线干涉测量法 (VLBI) 进行观测。这是在距地球 3.8 亿光年的螺旋星系 NGC 7674 中,两个相距 1.1 光年、总质量为 3600 万太阳质量的黑洞。2015 年,在 NuStAR 和 XMM 的帮助下,牛顿,发现超大质量黑洞“等离子体风”(高能和高度电离原子的气体)以球对称形式辐射,并且它们的强度足以防止在宿主星系的大面积区域形成恒星。它们的球对称性清楚地将它们与射流区分开来。 2017 年,凯克天文台证明黑洞的风(在这个例子中是 93 亿光年外的类星体 3C 298)甚至有能力主动塑造整个宿主星系。该星系的质量仅为超大质量黑洞与其宿主星系之间的正常质量关系所预期质量的百分之一。

中等黑洞

由于恒星碰撞和合并,可能会出现几百到几千太阳质量的中等质量黑洞(IMBH)。2004 年初,研究人员发表了钱德拉太空望远镜对邻近星系的研究结果,他们在所谓的超亮 X 射线源 (ULX) 中发现了中等质量黑洞的迹象。然而此后,根据VLT和斯巴鲁望远镜的观测,ULX是中等质量的黑洞,新的候选者是银河系中的半人马座欧米茄和仙女座中的Mayall II球状星团的中心。星系,以及螺旋星系梅西耶 82 和矮塞弗特星系。

恒星黑洞

恒星黑洞(SBH)代表了大质量恒星演化的最后阶段,初始质量小于三个太阳质量的恒星不能成为黑洞。它们以相对不起眼​​的冷却恒星残余物(白矮星/中子星)结束生命。初始质量大于三个太阳质量的恒星(如蓝巨星)会经历核合成的更高阶段,直到生命结束时硅燃烧。它们在核心坍缩超新星中爆炸,如果剩余的恒星残骸仍然具有超过 2.5 个太阳质量(托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限),则会坍缩成一个黑洞。否则,恒星的质量可能高达太阳质量的 15 倍——取决于它们作为超新星损失了多少质量——当剩余质量在 1.5 到 2.5 个太阳质量之间时,它们最终也会变成中子星。中子星可以通过吸积更多物质而发展成黑洞——例如作为 X 射线双星中的致密伴星。通过观测引力波,2015 年 9 月可以观测到两个太阳质量分别为 36 和 29 倍的恒星黑洞合并。由此产生的黑洞质量约为 62 个太阳质量(3 个太阳质量的能量以引力波的形式辐射)。这是已知质量最大的恒星黑洞(截至 2016 年 3 月)。仙后座矮星系 IC 10 中的另一个非常大的黑洞质量为 24 至 33 个太阳质量。它是双星系统的一部分。黑洞是通过伴随恒星发出的 X 射线辐射强度的波动间接发现的,这可能表明有物体周期性地覆盖源。来自 Swift 卫星和夏威夷双子座望远镜数据的计算证实了这些假设。2008 年最小黑洞的候选者是 XTE J1650-500,它也是一颗 X 射线双星,其质量现在估计约为 10.7 个太阳质量。 IGR J17091-3624 目前正在调查中。它是一个由一颗普通恒星和一个黑洞组成的双星系统,根据其X射线信号的变化估计小于三个太阳质量。 2019年11月,一个只有3个左右黑洞的候选者,在双星系统 (2MASS J05215658 + 4359220) 中报告了 3 个太阳质量(在 2.6 到 6.1 的范围内)。致密天体不通过质量吸积与其伴星发生作用,因此不是通过 X 射线发射而是通过重力效应识别;它本身不发射任何辐射。它要么是一个黑洞,要么是一颗不寻常的中子星(通常估计中子星质量的上限为 2.5 个太阳质量)。它要么是一个黑洞,要么是一颗不寻常的中子星(通常估计中子星质量的上限为 2.5 个太阳质量)。它要么是一个黑洞,要么是一颗不寻常的中子星(通常估计中子星质量的上限为 2.5 个太阳质量)。

原始黑洞

1966 年,Jakow Borissowitsch Seldowitsch 和 Igor Dmitrijewitsch Novikow 以及 1971 年史蒂芬霍金更详细地讨论了这个问题,他们首先提出除了超新星产生的黑洞之外,还可能存在所谓的原始黑洞。这些是在大爆炸期间已经在局部质量和能量密度足够高的区域形成的黑洞(如果你回想宇宙中不断下降的物质密度,你会发现它在千分之一大爆炸超过原子核密度后一秒)。早期宇宙中均匀密度分布(见宇宙背景辐射)波动的影响对于原始黑洞的形成也是决定性的,同样,在大爆炸之后的膨胀阶段加速膨胀。那时,质量约为 1012 公斤的小黑洞可能已经形成。对于这样的黑洞,指定的施瓦西半径仅为约 10-15 米或飞米,小于质子的经典尺寸。因此,使用基于光学的方法在空间中进行定位是极其困难的。类似的质量有 z。 B. 木星的小卫星 S / 2003 J 9 和 S / 2003 J 12 直径约 1 公里,或类似大小的地球山。自 1990 年代中期以来,人们一直在讨论地球上测量到的最短伽马射线爆发是否来自辐射原始黑洞,因为它们计算的寿命与当今宇宙的年龄相当。还讨论了与某些快速无线电爆发的联系。霍金从对小黑洞的考虑,于1974年得出以他的名字命名的霍金辐射的存在,这意味着黑洞不仅可以吞噬物质,还可以再次释放物质。尽管原始黑洞的存在并不确定,但宇宙学、量子物理学和相对论领域的宝贵新见解仅从假设性考虑中涌现。尽管原始黑洞的存在并不确定,但宇宙学、量子物理学和相对论领域的宝贵新见解仅从假设性考虑中涌现。尽管原始黑洞的存在并不确定,但宇宙学、量子物理学和相对论领域的宝贵新见解仅从假设性考虑中涌现。

黑色微孔

根据一些统一的理论,如弦论,黑洞的最小质量应该远低于普朗克质量,这样在未来粒子加速器的运行中就会出现黑色微孔。事实上,正因如此,LHC加速器的运行从2008年开始就遭到反对甚至起诉。该诉讼在 2012 年的终审中被驳回。原告担心这样的微孔会落入地核,在那里生长并最终吸收整个地球。与此相反,预测微孔的理论也认为它们的寿命极短。此外,尽管与能量更高的宇宙射线发生了永久性碰撞,但数十亿年来地球什么也没发生。

观察方法

黑洞不发射任何可观察到的光或其他可测量的辐射。根据目前的理论,黑洞能够以所谓的霍金辐射的形式释放能量。如果是这样,那就意味着黑洞会逐渐“蒸发”,黑洞的质量越小,这个过程就越快。但是霍金辐射的能量非常低,以至于无法与通常的背景区分开来。相反,观察到对事件视界外物质的影响。物质下落的后果对于发现黑洞特别重要。由于事件视界包围了一个非常小的宇宙条件区域,由于事件视界前方区域的引力,入射物质已经受到非常高的光学压缩和加速。在旋转黑洞的情况下,这以吸积盘的形式发生。在那里,物质相互摩擦并释放大量能量,既是电磁辐射,也是粒子通过电磁场和撞击过程的加速。这些过程的一个结果是物质射流沿着穿过黑洞的轴垂直于吸积盘喷射。在超大质量黑洞的情况下,这些喷流特别明显:在那里,带电粒子以如此大的加速度流入星系际介质,以至于它们远远超出了它们的原始星系。此外,加速的带电粒子会产生同步辐射,这会导致此类射流发出强烈的伽马射线。这被观察到,例如B. 2007 年底在星系 3C 321 中心的黑洞。另一个著名的例子是星系 M 87,其中心黑洞的喷流令人印象深刻。从历史上看,有许多类型的活动星系核,这取决于我们对物体的看法、过程的能量尺度和活动(目前有多少物质流入物体)。类星体就是一个例子。另一个著名的例子是星系 M 87,其中央黑洞喷流令人印象深刻。从历史上看,有许多类型的活动星系核,这取决于我们对物体的看法、过程的能量尺度和活动(目前有多少物质流入物体)。类星体就是一个例子。另一个著名的例子是星系 M 87,其中央黑洞喷流令人印象深刻。从历史上看,有许多类型的活动星系核,这取决于我们对物体的看法、过程的能量尺度和活动(目前有多少物质流入物体)。类星体就是一个例子。

运动学证明

围绕黑洞运行的恒星的轨道和速度被用作证据。如果计算出一个非常大的质量,它也是暗而致密的,则假设它是一个黑洞。恒星 S2 在开普勒轨道上围绕我们银河系中心的人马座 A * 轨道运行,测量其轨道,可以非常精确地说明人马座 A * 中心区域的质量浓度。在另一种运动学方法中,可以确定多普勒频移以及暗天体与围绕它运行的恒星之间的距离,由此可以估算引力红移,然后估算质量。

爆发性证据

太接近黑洞潮汐半径的恒星可能会被潮汐力撕裂,并释放出特征 X 射线,这些 X 射线可以被核光谱望远镜阵列等设备探测到。

错误的证据

黑洞具有偏转或聚焦电磁辐射的能力,这使得识别它们成为可能。例如,如果恒星的椭圆轨道形状出现扭曲,则可以假设观察者和恒星之间存在黑洞。

隐晦的证据

由于引力红移,在黑洞边缘可以看到黑色,因为相对论红移因子会影响电磁波,从而抑制事件视界附近的辐射,从而可以识别黑洞。

时间证据

由于时间失真(所谓的时间膨胀)(可通过光变曲线分析识别)在环绕它或附近的物体中触发黑洞,因此​​可以识别黑洞。

光谱学

透镜效应和引力偏移使黑洞附近恒星的光谱变得疏远。

引力波

加速的黑洞或黑洞的碰撞会在时空中产生波,这可以用引力波探测器(如 LIGO)进行测量。LIGO 在 2016 年提出的对两个较小的 29 和 36 个太阳质量黑洞合并产生的引力波的观测是引力波的第一个直接证据(参见引力波#实验证据)。

VLBI 射电望远镜记录

借助甚长基线干涉测量法 (VLBI),射电望远镜可以达到与黑洞半径相当的分辨率。因此,事件视界望远镜项目成功地记录了梅西耶 87 星系中心超大质量黑洞 M87 * 周围吸积流的图像,从而首次获得了黑洞周围环境的直接图像。例如,2017 年 4 月协调行动的结果在 2019 年 4 月的展示被认为是一种科学轰动,例如,它登上了新闻杂志 Spiegel 的头版。由于引力和相对论效应,黑洞附近受热气体的吸积流和图像呈现为一个环,它包围着一个黑暗的区域——所谓的黑洞“阴影”。阴影是由事件视界界定的区域的引力透镜放大的图像。在线性尺度上,它比事件视界大五倍,并且受到光在黑洞周围循环的光子轨道的限制,如果出现小扰动,它要么消失在黑洞中,要么向外穿透。通过将它们与计算机模拟进行比较,这些图像可以得出关于黑洞质量和旋转的结论,但到目前为止还不能得出关于角动量的结论。根据目前的技术水平,只有银河系中心的 M87 和人马座 A* 中的超大质量黑洞的阴影如此之大,以至于可以用 EHT 观察到。EHT 还拍摄了人马座 A 的照片,但由于人马座 A 更具动态性,因此它们更加模糊,很快就会出现(截至 2019 年 4 月)。人马座 A 的质量较小,但也离地球更近。因此,阴影看起来大小相同。

Bekannte Schwarze Löcher

Sagittarius A*

人马座A*是银河系中心的超大质量黑洞。自 1992 年以来,一组天文学家一直在研究其周围环境,主要是在红外范围内。测量了 28 颗恒星的轨道和速度。具有自适应光学功能的近红外相机被用于智利塞罗帕拉纳尔的甚大望远镜、成像光谱仪 Sinfoni、散斑成像相机 SHARP I 和欧洲南方天文台的其他仪器。此外,还评估了夏威夷凯克望远镜、新技术望远镜和哈勃望远镜图像的观测结果,研究表明,中心质量只能用黑洞来解释,总质量的95%左右在观察到的扇区必须在这个黑洞中。对吸积区红外线和 X 射线发射的测量表明,黑洞具有高角动量。

Weitere Schwarze Löcher in der Milchstraße

除了我们银河系中假设的中央黑洞,即人马座 A*,太阳质量约为 430 万个,还有许多其他假设的小黑洞分布在银河系中,质量为几到几十几个太阳质量。它们都是双星或多星系统的组成部分,在吸积盘中明显地从它们的伙伴那里拉出物质并在X射线范围内辐射。最新的研究结果表明,在星群IRS 13中存在第二个,它只是距离人马座三光年 A * 位于太阳质量相对较低的 1300 倍的黑洞。目前还不清楚它未来是否会与人马座A*联合,是否处于稳定轨道,甚至远离它。2005 年 1 月,钱德拉 X 射线望远镜被用来观测人马座 A * 附近的亮度爆发,这表明在大约 70 光年内有 10,000 到 20,000 个较小的黑洞围绕着人马座 A * 的超大质量中心黑洞运行。根据一种理论,它们应该定期用周围区域的恒星“喂养”中央黑洞。最近的已知黑洞,连同肉眼可见的两颗恒星,属于多系统 HR 6819星座望远镜,距离我们大约 1000 光年。它的质量至少是太阳质量的四倍。其中一颗伴星在 40 天内绕黑洞运行。这表明在大约 70 光年的半径范围内有 10,000 到 20,000 个较小的黑洞围绕着人马座 A * 的超大质量中心黑洞运行。根据一种理论,它们应该定期用周围区域的恒星“喂养”中央黑洞。最近的已知黑洞,连同肉眼可见的两颗恒星,属于多系统 HR 6819星座望远镜,距离我们大约 1000 光年。它的质量至少是太阳质量的四倍。其中一颗伴星在 40 天内绕黑洞运行。这表明在大约 70 光年的半径范围内有 10,000 到 20,000 个较小的黑洞围绕着人马座 A * 的超大质量中心黑洞运行。根据一种理论,它们应该定期用周围区域的恒星“喂养”中央黑洞。最近的已知黑洞,连同肉眼可见的两颗恒星,属于多系统 HR 6819星座望远镜,距离我们大约 1000 光年。它的质量至少是太阳质量的四倍。其中一颗伴星在 40 天内绕黑洞运行。根据一种理论,它们应该定期用周围区域的恒星“喂养”中央黑洞。最近的已知黑洞,连同肉眼可见的两颗恒星,属于多系统 HR 6819星座望远镜,距离我们大约 1000 光年。它的质量至少是太阳质量的四倍。其中一颗伴星在 40 天内绕黑洞运行。根据一种理论,它们应该定期用周围区域的恒星“喂养”中央黑洞。最近的已知黑洞,连同肉眼可见的两颗恒星,属于多系统 HR 6819星座望远镜,距离我们大约 1000 光年。它的质量至少是太阳质量的四倍。其中一颗伴星在 40 天内绕黑洞运行。

Sonstige

在 NGC 6240 星系中,有两个黑洞在 3000 光年的距离内相互环绕,并将在几亿年后合并。我们银河系外的第一个黑洞于 1982 年在大约 150,000 光年外的大麦哲伦星云中被发现,它是 X 射线双星 LMC X-3 的一个组成部分。在 NGC 4889 的中心有一个黑洞质量估计为 210 亿个太阳质量(“最佳拟合”范围为 6 到 370 亿个太阳质量),在出版时(2011 年 12 月),它是最大的直接测量黑洞。目录号为 SDSS 的黑洞J0100 + 2802 非常古老,在大爆炸 8.75 亿年后从地球变成了观测状态。此时,它的质量已经达到了大约 120 亿个太阳质量。目前还不清楚它是如何这么早就变得如此庞大的。

Alternative Erklärungen für ultrakompakte dunkle Objekte

已经提出了对不包含奇点且没有信息悖论的超紧凑暗物体的一些替代解释。由于这些模型没有做出任何可以用今天的方法观察到的预测,从而可以将它们与黑洞区分开来,因此专业文献中的接受度很低。一个例子是假设的引力星,也被称为“准黑洞物体”(QBHO)。该理论的发明者 Mazur 和 Mottola 提出,该理论为黑洞的信息悖论提供了解决方案,并且引力星可能是伽马射线爆发的来源。该理论几乎没有引起公众的兴趣,因为该理论与黑洞理论相比没有优势,并且纯粹是推测性的。另一个尝试,解决基于弦论的信息悖论来自 Samir Mathur。根据这个“棉绒球模型”,事件视界覆盖了膜和弦的集合体,本身并没有被清晰地描绘出来。

Adaptionen in der Science Fiction

在科幻小说中,黑洞通常被描绘成一种可能的比光速传输方式,例如在斯坦尼斯瓦夫·莱姆的小说《Fiasko》中,或者作为产生能量的终极可能性,例如在电视连续剧《星际之门》中。 1979 年由马克西米利安·谢尔和安东尼·帕金斯主演的电影《黑洞》(The Black Hole)在 1980 年获得两项奥斯卡提名,其中包括解决黑洞强大引力的问题。导演克里斯托弗·诺兰 (Christopher Nolan) 于 2014 年拍摄的电影《星际穿越》(Interstellar) 也包括黑洞及其引力的主题。在电视剧《仙女座》中,仙女座上升号飞船接近黑洞的事件视界,结果,船舶和船员由于时间膨胀而冻结,直到恢复,因此时间为 300 年。

也可以看看

白洞意大利面(暴露于黑洞附近潮汐力的物体的极端变形)

文学

Kip S. Thorne:弯曲的空间和扭曲的时间。 Droemer Knaur,慕尼黑 1996,ISBN 3-426-77240-X。 Kip S. Thorne:黑洞和时间扭曲:爱因斯坦的无耻遗产。 WW Norton & Company,纽约 1994,ISBN 0-393-31276-3。 Max Camenzind:从重组到黑洞的形成。在:星星和空间。海德堡 44.2005,3,第 28-38 页。 ISSN 0039-1263。斯蒂芬·W·霍金:时间简史。 Rowohlt Tb., Reinbek near Hamburg 1988, ISBN 3-499-60555-4。斯蒂芬·W·霍金:简而言之的宇宙。第 2 版。 Dtv,慕尼黑 2004,ISBN 3-423-34089-4。 Bernard J. Carr、Steven B. Giddings:实验室中的黑洞。在:科学光谱。海德堡 2005, 9, ISSN 0170-2971。乌特克劳斯:目的地 - 黑洞。在:星星和空间。海德堡 2005, 11. ISSN 0039-1263。吕迪格·瓦斯:穿越时空隧道。第 6 版。 Franckh-Kosmos,斯图加特 2013,ISBN 978-3-440-13431-3。斯蒂芬·W·霍金:最短的时间史。 Rowohlt Tb., Reinbek near Hamburg 2006, ISBN 3-499-62197-5。 Mitchell Begelman、Martin Rees:宇宙中的黑洞——引力的神奇吸引力。 Spectrum Academic Publishing House,海德堡 2000,ISBN 3-8274-1044-4。 Fulvio Melia:银河系超大质量黑洞。普林斯顿大学Pr.,普林斯顿 2007,ISBN 978-0-691-09535-6。 Pietro Fré:经典和量子黑洞。物理出版社,布里斯托尔 1999,ISBN 0-7503-0627-0。 Hyun Kyu Lee 等人:2002 年黑洞天体物理学。世界科学,新加坡 2002 年,ISBN 981-238-124-4。 Edwin F. Taylor、John A. Wheeler:探索黑洞:广义相对论导论。 Addison-Wesley Longman, 旧金山 2000,ISBN 978-0-20138-423-9。 Valerij P. Frolov ua:黑洞物理学——基本概念和新发展。 Kluwer, Dordrecht 1998, ISBN 0-7923-5146-0.Piotr T. Chruściel, João Lopes Costa, Markus Heusler: Stationary Black Holes, Uniqueness, and Beyond。在:生活牧师相对论。乐队 15, Nr. 7, 2012 (livingreviews.org [PDF; 1,4 MB; abgerufen am 15.Dezember 2012])。

网页链接

多彩的黑洞世界。在:维尔纳卡斯帕:冒险宇宙。详细但易于理解。空间和时间的本质。斯蒂芬霍金的讲座(第 2 部分包含无毛定理的漫画)。

视频

什么是黑洞?来自 alpha-Centauri 电视连续剧(约 15 分钟)。 1999年1月3日首播。1999年1月3日,银河系有黑洞吗?来自 alpha-Centauri 电视连续剧(约 15 分钟)。 1999年5月9日首播。1999年5月9日。最近的黑洞在哪里?来自 alpha-Centauri 电视连续剧(约 15 分钟)。 2000 年 6 月 4 日首播。2000 年 6 月 4 日。黑洞正在合并吗?来自 alpha-Centauri 电视连续剧(约 15 分钟)。 2001年5月27日首播。2001年5月27日。黑洞在太空中移动吗?来自 alpha-Centauri 电视连续剧(约 15 分钟)。 2002年1月20日首播。2002年1月20日(由KV Ursae Majoris处理)。黑洞会跳舞吗?来自 alpha-Centauri 电视连续剧(约 15 分钟)。 2004年1月21日首播。2004年1月21日起。黑洞在旋转吗?来自 alpha-Centauri 电视连续剧(约 15 分钟)。 2005 年 2 月 16 日首播。2005 年 2 月 16 日。银河系中心是否存在第二个黑洞?来自 alpha-Centauri 电视连续剧(约 15 分钟)。 2006年5月10日首播。2006年5月10日。2006 年 5 月。2006 年 5 月。

Einzelnachweise und Anmerkungen