按键盘上方向键 ← 或 → 可快速上下翻页，按键盘上的 Enter 键可回到本书目录页，按键盘上方向键 ↑ 可回到本页顶部！
————未阅读完？加入书签已便下次继续阅读！
纬珊诙矗昵榍肟础坝钪婧诙绰邸薄０的芰亢诙词切窍敌纬傻幕。彩切峭拧⑿窍低判纬傻幕 �
物理黑洞
物理黑洞由一颗或多颗天体坍缩形成，具有巨大的质量。当一个物理黑洞的质量等于或大于一个星系的质量时，我们称之为奇点黑洞。暗能量黑洞的体积很大，可以有太阳系那般大。它的比起暗能量黑洞来说体积非常小，它甚至可以缩小到一个奇点。
■划分二
1972年，美国普林斯顿大学青年研究生贝肯斯坦提出黑洞〃无毛定理〃：星体坍缩成黑洞后，只剩下质量，角动量，电荷三个基本守恒量继续起作用。其他一切因素（〃毛〃）都在进入黑洞后消失了。这一定理后来由霍金等四人严格证明。
由此；根据黑洞本身的物理特性，可以将黑洞分为以下四类。
（1）不旋转不带电荷的黑洞。它的时空结构于1916年由施瓦西求出称施瓦西黑洞。
（2）不旋转带电黑洞，称R－n黑洞。时空结构于1916－1918年由Rssnr和nrdstr求出。
（3）旋转不带电黑洞，称克尔黑洞。时空结构由克尔于1963年求出。
（4）一般黑洞，称克尔－纽曼黑洞。时空结构于1965年由纽曼求出。
＇编辑本段＇【黑洞的吸积】
黑洞通常是因为它们聚拢周围的气体产生辐射而被现的，这一过程被称为吸积。高温气体辐射热能的效率会严重影响吸积流的几何与动力学特性。目前观测到了辐射效率较高的薄盘以及辐射效率较低的厚盘。当吸积气体接近中央黑洞时，它们产生的辐射对黑洞的自转以及视界的存在极为敏感。对吸积黑洞光度和光谱的分析为旋转黑洞和视界的存在提供了强有力的证据。数值模拟也显示吸积黑洞经常出现相对论喷流也部分是由黑洞的自转所驱动的。
天体物理学家用“吸积”这个词来描述物质向中央引力体或者是中央延展物质系统的流动。吸积是天体物理中普遍的过程之一，而且也正是因为吸积形成了我们周围许多常见的结构。在宇宙早期，当气体朝由暗物质造成的引力势阱中心流动时形成了星系。即使到了今天，恒星依然是由气体云在其自身引力作用下坍缩碎裂，进而通过吸积周围气体而形成的。行星（包括地球）也是在形成的恒星周围通过气体和岩石的聚集而形成的。但是当中央天体是一个黑洞时，吸积就会展现出它为壮观的一面。然而黑洞并不是什么都吸收的；它也往外边散质
＇编辑本段＇【黑洞的毁灭】
■萎缩直至毁灭
黑洞会出耀眼的光芒，体积会缩小，甚至会爆炸。当英国物理学家史迪芬霍金于1974年做此预言时，整个科学界为之震动。
霍金的理论是受灵感支配的思维的飞跃，他结合了广义相对论和量理论。他现黑洞周围的引力场释放出能量，同时消耗黑洞的能量和质量（参考霍金的《时间简史》，我们可以认定一对粒会在任何时刻、任何地点被创生，被创生的粒就是正粒与反粒，而如果这一创生过程生在黑洞附近的话就会有两种情况生：两粒湮灭、一个粒被吸入黑洞。“一个粒被吸入黑洞”这一情况：在黑洞附近创生的一对粒其中一个反粒会被吸入黑洞，而正粒会逃逸，由于能量不能凭空创生，我们设反粒携带负能量，正粒携带正能量，而反粒的所有运动过程可以视为是一个正粒的为之相反的运动过程，如一个反粒被吸入黑洞可视为一个正粒从黑洞逃逸。这一情况就是一个携带着从黑洞里来的正能量的粒逃逸了，即黑洞的总能量少了，而爱因斯坦的公式=^2表明，能量的损失会导致质量的损失）。当黑洞的质量越来越小时，它的温度会越来越高。这样，当黑洞损失质量时，它的温度和射率增加，因而它的质量损失得。这种“霍金辐射”对大多数黑洞来说可以忽略不计，因为大黑洞辐射的比较慢，而小黑洞则以极高的度辐射能量，直到黑洞的爆炸。
【黑洞与地球】
黑洞没有具体形状，你也无法看见它，只能根据周围行星的走向来判断它的存在。也许你会因为它的神秘莫测而吓的大叫起来，虽然它有强大的引力但与此同时这也是判断它位置的一个重要证据，就算它的“正式边界”还离我们很远，我们也没有任何手段能够挽救（除非我们能够在受到它的引力作用前抛弃地球，但是科学不是科幻小说，抛弃地球的可能性在未来很长一段时间内仍然十分渺茫）。这也是人类研究它的原因之一。
恒星；白矮星；中星；夸克星；黑洞是依次的五个密度当量星体；密度小的当然是恒星；黑洞是物质的终极形态；黑洞之后就会生大爆炸；能量释放出去后；又进入一个的循环
＇编辑本段＇【黑洞的密度】
黑洞是密度大的星球；吸纳一切；光也逃不了（现在有科学家分析；宇宙中不存在黑洞；这需要进一步的证明；但是我们在学术上可以存在不同的意见）
补注：在空间体积为无限小（可认为是）而注入质量接近无限大的状况下，场无限强化的情况下黑洞真的还有实体存在吗？或物质的终结局不是化为能量而是成为无限的场？
＇编辑本段＇【黑洞的提出】
1967年，剑桥的一位研究生约瑟琳贝尔现了天空射出无线电波的规则脉冲的物体，这对黑洞的存在的预言带来了进一步的鼓舞。起初贝尔和她的导师安东尼赫维许以为，他们可能和我们星系中的外星文明进行了接触！我的确记得在宣布他们现的讨论会上，他们将这四个早现的源称为L1－4，L表示“小绿人”（“Ltt1rnn”）的意思。然而，终他们和所有其他人都得到了不太浪漫的结论，这些被称为脉冲星的物体，事实上是旋转的中星，这些中星由于在黑洞这个概念刚被提出的时候，共有两种光理论：一种是牛顿赞成的光的微粒说；另一种是光的波动说。我们现在知道，实际上这两者都是正确的。由于量力学的波粒二象性，光既可认为是波，也可认为是粒。在光的波动说中，不清楚光对引力如何响应。但是如果光是由粒组成的，人们可以预料，它们正如同炮弹、火箭和行星那样受引力的影响。起先人们以为，光粒无限地运动，所以引力不可能使之慢下来，但是罗麦关于光度有限的现表明引力对之可有重要效应。
1783年，剑桥的学监约翰·米歇尔在这个假定的基础上，在《伦敦皇家学会哲学学报》上表了一篇文章。他指出，一个质量足够大并足够紧致的恒星会有如此强大的引力场，以致于连光线都不能逃逸——任何从恒星表面出的光，还没到达远处即会被恒星的引力吸引回来。米歇尔暗示，可能存在大量这样的恒星，虽然会由于从它们那里出的光不会到达我们这儿而使我们不能看到它们，但我们仍然可以感到它们的引力的吸引作用。这正是我们现在称为黑洞的物体。
事实上，因为光是固定的，所以，在牛顿引力论中将光类似炮弹那样处理实在很不协调。（从地面射上天的炮弹由于引力而减，后停止上升并折回地面；然而，一个光必须以不变的度继续向上，那么牛顿引力对于光如何生影响呢？）直到1915年爱因斯坦提出广义相对论之前，一直没有关于引力如何影响光的协调的理论。甚至又过了很长时间，这个理论对大质量恒星的含意被理解。
【黑洞的探索】互相旋转的黑洞1928年，一位印度研究生——萨拉玛尼安·强德拉塞卡——乘船来英国剑桥跟英国天文学家阿瑟爱丁顿爵士（一位广义相对论家）学习。（据记载，在本世纪2年代初有一位记者告诉爱丁顿，说他听说世界上只有三个人能理解广义相对论，爱丁顿，然而，强德拉塞卡意识到，不相容原理所能提供的排斥力有一个极限。恒星中的粒的大度差被相对论限制为光。这意味着，恒星变得足够紧致之时，由不相容原理引起的排斥力就会比引力的作用小。强德拉塞卡计算出；一个大约为太阳质量一倍半的冷的恒星不能支持自身以抵抗自己的引力。（这质量现在称为强德拉塞卡极限。）苏联科学家列夫&p；#8226；达维多维奇&p；#8226；兰道几乎在同时也得到了类似的现。
这对大质量恒星的终归宿具有重大的意义。如果一颗恒星的质量比强德拉塞卡极限小，它后会停止收缩并终于变成一颗半径为几千英里和密度为每立方英寸几百吨的“白矮星”。白矮星是它物质中电之间的不相容原理排斥力所支持的。我们观察到大量这样的白矮星。第一颗被观察到的是绕着夜空中亮的恒星——天狼星转动的那一颗。
兰道指出，对于恒星还存在另一可能的终态。其极限质量大约也为太阳质量的一倍或二倍，但是其体积甚至比白矮星还小得多。这些恒星是由中和质之间，而不是电之间的不相容原理排斥力所支持。所以它们被叫做中星。它们的半径只有1英里左右，密度为每立方英寸几亿吨。在中星被第一次预言时，并没有任何方法去观察它。实际上，很久以后它们被观察到。
另一方面，质量比强德拉塞卡极限还大的恒星在耗尽其燃料时，会出现一个很大的问题：在某种情形下，它们会爆炸或抛出足够的物质，使自己的质量减少到极限之下，以避免灾难性的引力坍缩。但是很难令人相信，不管恒星有多大，这总会生。怎么知道它必须损失重量呢？即使每个恒星都设法失去足够多的重量以避免坍缩，如果你把多的质量加在白矮星或中星上，使之过极限将会生什么？它会坍缩到无限密度吗？爱丁顿为此感到震惊，他拒绝相信强德拉塞卡的结果。爱丁顿认为，一颗恒星不可能坍缩成一点。这是大多数科学家的观点：爱因斯坦自己写了一篇论文，宣布恒星的体积不会收缩为零。其他科学家，尤其是他以前的老师、恒星结构的主要权威——爱丁顿的敌意使强德拉塞卡抛弃了这方面的工作，转去研究诸如恒星团运动等其他天文学问题。然而，他获得1983年诺贝尔奖，至少部分原因在于他早年所做的关于冷恒星的质量极限的工作。
强德拉塞卡指出，不相容原理不能够阻止质量大于强德拉塞卡极限的恒星生坍缩。但是，根据广义相对论，这样的恒星会生什么情况呢？这个问题被一位年轻的美国人罗伯特&p；#8226；奥本海默于1939年次解决。然而，他所获得的结果表明，用当时的望远镜去观察不会再有任何结果。以后，因第二次世界大战的干扰，奥本海默本人非常密切地卷入到原弹计划中去。战后，由于大部分科学家被吸引到原和原核尺度的物理中去，因而引力坍缩的问题被大部分人忘记了。
现在，我们从奥本海默的工作中得到一幅这样的图象：恒星的引力场改变了光线的路径，使之和原先没有恒星情况下的路径不一样。光锥是表示光线从其顶端出后在空间——时间里传播的轨道。光锥在恒星表面附近稍微向内偏折，在日食时观察远处恒星出的光线，可以看到这种偏折现象。当该恒星收缩时，其表面的引力场变得很强，光线向内偏折得多，从而使得光线从恒星逃逸变得为困难。对于在远处的观察者而言，光线变得黯淡红。后，当这恒星收缩到某一临界半径时，表面的引力�