關於黑洞的2000字說明文

關於黑洞的2000字說明文

　　黑洞（Blackhole）是根據現代的廣義相對論所預言的，在宇宙空間中存在的一種質量相當大的天體。黑洞是由質量足夠大的恆星在核聚變反應的燃料耗盡而死亡後，發生引力坍縮而形成。黑洞的質量是如此之大，它產生的引力場是如此之強，以致於任何物質和輻射都無法逃逸，就連光也逃逸不出來。由於類似熱力學上完全不反射光線的黑體，故名為黑洞。在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事件視界，標誌著無法返回的臨界點。

　　黑洞的形成：當大質量天體演化末期，其坍縮核心的質量超過太陽質量的3。2倍時，由於沒有能夠對抗引力的斥力，核心坍塌將無限進行下去，從而形成黑洞。（核心小於1。4個太陽質量的，會變成白矮星；介於兩者之間的，形成中子星）。在絕大部分星系的中心，包括銀河系，都存在超大質量黑洞，它們的質量從數百萬個直到數百億個太陽。

　　愛因斯坦的廣義相對論預測有黑洞解。其中最簡單的球對稱解為史瓦西度規。這是由卡爾·史瓦西於1915年發現的愛因斯坦方程的解。

　　根據史瓦西解，如果一個引力天體的半徑小於一個特定值，天體將會發生坍塌，這個半徑就叫做史瓦西半徑。在這個半徑以下的天體，其中的時空嚴重彎曲，從而使其發射的所有射線，無論是來自什麼方向的，都將被吸引入這個天體的中心。因為相對論指出在任何慣性座標中，物質的速率都不可能超越真空中的光速，在史瓦西半徑以下的天體的任何物質，都將塌陷於中心部分。一個有理論上無限密度組成的點組成引力奇點（gravitationalsingularity）。由於在史瓦西半徑內連光線都不能逃出黑洞，所以一個典型的黑洞確實是絕對“黑”的。

　　史瓦西半徑由下面式子給出：G是萬有引力常數，M是天體的質量，c是光速。對於一個與地球質量相等的天體，其史瓦西半徑僅有9毫米。

　　溫度：就輻射譜而言，黑洞與有溫度的物體完全一樣，而黑洞所對應的溫度，則正比於黑洞視界的引力強度。換句話說，黑洞的溫度取決於它的大小。

　　若黑洞只比太陽的幾倍重，它的溫度大約只比絕對零度高出億分之一度，而更大的黑洞溫度更低。因此這類黑洞所發出的量子輻射，一律會被大爆炸所留下的2。7K輻射（宇宙背景輻射）完全淹沒。

　　事件視界：事件視界又稱為黑洞的視界，事件視界以外的觀察者無法利用任何物理方法獲得事件視界以內的任何事件的資訊，或者受到事件視界以內事件的影響。事件視界是造成黑洞所以被稱為黑洞的根本原因，不過實際的觀測還沒有發現事件視界。

　　光子球：光子球是個零厚度的球狀邊界。在此邊界所在位置上，黑洞的引力所造成的重力加速度，剛好使得部份光子以圓形軌道圍著黑洞旋轉。對於非旋轉的黑洞來說，光子球大約是史瓦西半徑的一點五倍。這個軌道不是穩定的，隨時會因為黑洞的成長而變動。

　　光子球之內光子依然有可能因素可以脫離，但是對於外部的觀察者來說，任何觀察到由黑洞發出的光子，都必須處於事件視界與光子球之間。這也是反對黑洞存在的人所依據的強烈反對事實之一，透過觀察光子球的光子能量，無法找到事件視界存在的證據。

　　其他的緻密星如中子星、夸克星等也可能會有光子球。

　　參考系拖拽圈：參考系拖曳圈（Ergosphere，又稱FrameDragging或是LenseThirringEffect，“蘭斯-蒂林效應圈”），轉動狀態的質量會對其周圍的時空產生拖拽的現象，這種現象被稱作參考系拖拽。旋轉黑洞才有參考系拖曳圈，也就是黑洞南北極與赤道在時空效應上有所不同，這會產生一些奇妙的效應來讓我們有機會斷定其實實在在是一顆黑洞的特徵之一。

　　觀測者可以利用光圈效應及參考系拖曳圈，觀測進入或脫離黑洞的光子的運動，透過間接的手段，例如粒子含量的分佈及PenroseProcess（旋轉黑洞的能量拉出過程），來間接瞭解其引力的分佈，透過引力的分佈重新建立出其參考系拖曳圈。這種觀測方式，只有雙星以上的系統才能夠進行這樣的觀測。

　　時間場異常：黑洞周圍由於引力強大的因素，理論預期會發生時間場異常現象，這包含了周圍的'參考系拖曳圈及事件視界效應。

　　此外，由於時間物理學尚未發展，時間意義失效的區域，目前物理學還無能力進行探討。

　　黑洞合併：黑洞的合併會發射強大的引力波，新的黑洞會因後座力脫離原本在星系核心的位置。如果速度足夠大，它甚至有可能脫離星系母體。

　　黑洞的分類：

　　1。按質量分

　　超巨質量黑洞：可以在所有已知星系中心發現其蹤跡。質量據說是太陽的數百萬萬至十數億倍。

　　小質量黑洞：質量為太陽質量的10至20倍，即超新星爆炸以後所留下的核心質量是太陽的3至15倍就會形成黑洞。理論預測，當質量為太陽的40倍以上，可不經超新星爆炸過程而形成黑洞。

　　中型黑洞：推論是由小質量黑洞合併形成，最後則變成超巨質量黑洞。中型黑洞是否真實存在仍然存疑。

　　2，根據物理特性分

　　根據黑洞本身的物理特性（質量、電荷、角動量）：

　　不旋轉不帶電荷的黑洞。它的時空結構於1916年由史瓦西求出稱史瓦西黑洞。

　　不旋轉帶電黑洞，稱R-N黑洞。時空結構於1916-1918年由Reissner和Nordstrom求出。

　　旋轉不帶電黑洞，稱克爾黑洞。時空結構由克爾於1963年求出。

　　一般黑洞，稱克爾-紐曼黑洞。時空結構於1965年由紐曼求出。

　　3。原初黑洞

　　原初黑洞是理論預言的一類黑洞，尚無直接證據支援原初黑洞的存在。宇宙大爆炸初期，宇宙早期膨脹之前，某些區域密度非常大，以至於宇宙膨脹後這些區域的密度仍然大到可以形成黑洞，這類黑洞叫做原初黑洞。原初黑洞的質量與密度不均勻處的尺度有關，因此原初黑洞的質量可以小於恆星坍塌生成的黑洞，根據霍金的理論，黑洞質量越小，蒸發越快。質量非常小的原初黑洞可能已經蒸發或即將蒸發，而恆星坍塌形成的黑洞的蒸發時標一般長於宇宙時間。天文學家期待能觀測到某些原初黑洞最終蒸時發出的高能伽瑪射線。