블랙홀 크기와 종류

블랙홀은 암흑물질로 이루어 져 있습니다. 암흑물질로 이루어진 이유는 강한 중력으로도 빛을 발할 수 없기 때문인데요. 1783년 영국의 성직자이자 자연 철학자인 존 미첼은 별들이 무겁다고 주장했지만, 그것들이 작으면, 별 표면에서 빛이 나오지 않는다고 주장하기도 하였습니다. 그 후, 1915년 앨버트 아인슈타인은 일반 상대성 이론을 발표했고 칼 슈바르츠실트는 블랙홀의 수학적 해를 발견했고 현대 물리학의 블랙홀에 대한 이해를 이끌었다고 합니다. 일반적인 상대성이론은 질량이 존재할 때 시간과 공간은 구부러지고 곡선의 시간과 공간의 영향은 중력이라는 것이랍니다. 이 이론에서 블랙홀은 시간과 공간이 크게 구부러져서 입자나 빛이 방에서 나오지 않는 영역을 가리킨다고 해요. 이 지역의 외부 경계선은 이벤트 지평선이라고 하네요. 회전하지 않는 블랙홀의 사건의 수평선은 블랙홀의 질량에 의해 결정되는 블랙홀 반경 내에 있으며 태양과 같은 질량을 가진 블랙홀은 3km의 슈바르츠실트 반경을 가지고 있답니다. 블랙홀 사건의 지평선 내에서 어떤 상태를 관찰할 수 있을 뿐만 아니라 이론적으로도 연구하기 어렵다고 합니다. 희미한 빛, 블랙홀 있다는 이론이 있다고 하네요. 즉, 호킹 방사선은 블랙홀의 양자 효과로 인해 방출되지만 관찰은 이를 확인하지 못했으며 블랙홀의 존재는 사건의 지평선 밖에서 일어나는 것을 관찰함으로써 결정된다고 합니다. 물질이 외부로 침투할 때, 사건 지평선 밖에서 가열되어 빛을 발산하고, 빛을 관찰하며, 블랙홀의 식별을 위해 중심 영역의 질량을 추정하는 고정판이 형성되어 지며 우주에서 처음으로 확인된 블랙홀은 강력한 X선 방사선을 생성하는 사인 X-1이다. 그것은 질량 속에 있는 별처럼 보이는 블랙홀이라고 합니다. 우리 은하를 포함한 대부분의 은하들은 태양보다 수백만배에서 수십억배 더 많은 양의 블랙홀들을 가지고 있다고 하네요. 만약 충분한 물질이 은하중심부에 있는 초거대 블랙홀에 도달하게 되면 은하중심부가 활성화되고 퀴자나 활동은 매우 강력한 광핵으로 변하게 된답니다. 블랙홀은 시간차가 발생하며 블랙홀은 중력 렌즈와 중력파와 같은 일반적인 상대성과 밀접한 관련이 있답니다. 이것은 매우 강력한 물체라서 우주에서 가장 빠른 빛을 피할 수 없으며 그래서 1915년 아인슈타인의 상대성이론에서 개념화 되었습니다. 블랙홀은 어둡고 멀리 있어서 직접 관찰되지 않았지만 2019년 4월 EHT(Event Horizon Telescope)의 연구원들은 8개 대륙에서 처음 관측된 영상을 공개했으며 외국어 글꼴 블랙홀 블랙홀은 10일에 열렸다고 전해집니다. 2019년 4월 처음 발표되었으며 그 가운데 있는 검은 부분은 블랙홀의 그림자이며, 블랙홀 주변의 중력에 의해 휘어진 빛은 고리처럼 보인다고 합니다. 반구 바닥이 밝은 이유는 이 부분이 땅에 닿기 때문이며 블랙홀의 지름은 160억 킬로미터이며 질량은 태양보다 65억 배 크답니다. 그것은 중력으로도 빛에서 나올 수 없는 천체를 가리키며 블랙홀은 1789년 영국인 존 미첼과 프랑스의 수학자인 라플라스에 의해 처음 설계되었고 오랫동안 이론적이었다고 합니다. 그 후 이론적으로는 아인슈타인의 상대성이론에서 입증되었고, 신너스 X-1이라는 블랙홀이 백조의 별자리에서 X-ray 망원경을 사용하여 발견되었고, 블랙홀의 존재가 확인되었다고 합니다. 우리는 별이나 은하가 빛을 발산하기 때문에 그들을 볼 수 있지만 블랙홀은 빛을 방출하지 않기 때문에 결코 볼 수 없다고 합니다. 따라서 관측 이외의 방법으로 블랙홀의 존재 여부를 확인하는 방법은 육안으로 식별되지 않기 때문에 관측 이외의 방법으로 수행된다고 합니다. 블랙홀 근처에 별이 있으면 항성이 방출된 가스가 X-ray를 위해 블랙홀로 끌어당기며 보이지 않는 우주로부터 X-ray가 방사되는 것을 볼 수 있다고 합니다. 블랙홀이 어디에 있는지 알 수 있는데요. 블랙홀의 다른 쪽에 있는 별빛이 블랙홀 근처에 지나갈 때, 빛이 구부러져서 블랙홀의 위치를 알 수 있다고 합니다. 회전하지 않는 블랙홀의 경우, 블랙홀 크기에서 볼 수 있는 블랙홀 반경 내에 사건 지평선이 있다고 합니다. 태양보다 10배나 큰 블랙홀의 반경은 30km이고, 1억배 큰 블랙홀의 반경은 3억km 이며, 태양과 지구 사이의 거리는 약 2배나 된다고 합니다. 그러나 이 크기는 블랙홀의 거리에 비해 너무 작아서 현재 망원경으로 볼 수 있는 것은 매우 어렵다고 합니다. 회전하지 않는 천체가 검은 갑판 반경보다 작으면 블랙홀이 되며 그래서 태양을 약 3km 이내로 만들면 블랙홀이 된다고 합니다. 하지만 태양의 현재 몸 안에서 태양 자체가 그렇게 작아지는 것은 불가능 하다고 해요. 그러나 매우 큰 질량이 있는 별은 진화 과정에서 중력에 의해 제거되고, 그 크기가 검은 갑판 반경보다 작기 때문에 블랙홀이 될 수 있다고 합니다. 블랙홀 일반적인 상대성에서 안정된 블랙홀은 질량, 운동 강도 및 전하에 의해서만 결정된다고 하네요. 어떤 움직임도 없고 질량만 없는 가장 단순한 블랙홀은 검은 방패가 있는 블랙홀이라고 하네요. 어떤 움직임도 없이 질량과 전하만 있는 블랙홀은 큰 블랙홀이며 질량과 각도 힘만 없는 블랙홀은 큰 블랙홀이라고 합니다. 질량과 운동 강도, 전하가 있는 블랙홀은 큰 뉴먼 블랙홀이며 그들은 모두 일반 상대성 이론에서 수학 블랙홀의 해를 발견한 학자들에 의해 명명되었다고 합니다. 우주의 대부분의 매크로 제품들은 방사능 부하로 간주되기 때문에, 블랙홀은 우주에서 생성될 가능성이 낮기 때문에, 질량과 운동 강도만으로 특성이 다른 블랙쉐이크 블랙홀 또는 세르비아 블랙홀이 될 것이라고 합니다. 블랙홀 블랙홀이 외부로부터 분리된 시간과 공간을 가리키면 블랙홀의 질량을 결정하는 물질이 어디에, 어떻게 존재하는지 알 수 있답니다. 일반 상대성이론에 따르면, 이 물질은 반경이 0인 블랙홀의 중앙에 무한밀도로 존재하는 고유성이어야 한다고 합니다. 즉, 블랙홀은 중심부에 존재하는 특이성에 의해 구멍과 같은 곡선의 기간을 생성하는 상태를 의미한다고 하네요. 그러나 블랙홀의 중심은 수학적 특이성과는 다른 상태로 존재할 것으로 예상되지만 양자역학을 제대로 고려하는 완전한 중력 이론이 없기 때문에 어떤 물리적 상태, 시간, 공간의 형태를 가질지는 아직 알 수 없다고 알려져 있습니다. 중성자 별과 블랙홀 블랙홀로 인식되기 위해서는 천체가 매우 좁은 공간에 있어야 한다는 것을 입증해야 한다고 합니다. 그러나 중성자 항성이 안정적으로 유지할 수 있는 한계 질량은 태양 질량의 3배 이하일 것으로 가정한다고 합니다. 따라서 X-ray를 방출하는 여러 X-ray 물체들은 보통 별과 중성자로 구성된 X-ray 검출 시스템으로 설명할 수 있지만, X-ray를 방출하는 특정 개체의 질량. 예를 들어, 시누스 X-1은 중성자 별의 한계 질량보다 크면 블랙홀에 의해 결정된다고 합니다.