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黑洞物理学:非科研者阅读版

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本文参加百家号 #科学了不起# 系列征文赛。

我们来看一下业余天文学家、研究人员及作家Martin Silverant在天文在线上的回答:“

我会分四个部分回答这个问题:

第一,黑洞是什么?第二,黑洞是如何形成的?第三,为什么黑洞会有如此强烈的引力场?第四,黑洞的解剖结构是什么?

首先,黑洞是什么?

黑洞是空间中的一个位置,它的引力场非常强,以至于其逃逸速度超过了光速。这意味着你需要大于光速的速度(在物理上这是不可能的)才能逃离黑洞。

因为没有光可以逃脱黑洞,所以它是黑色的。当然,这不是你衬衫的那种黑色,因为衬衫它的黑色是能够反射光线的。而黑洞,它根本不反射光线,所以它是最黑的。

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【下面的图片是对黑洞的一个很好的类比,在黑洞中,超过某一点的水流是如此强烈,以至于再大的速度也不足以逃离它。

这确实是一个相当完美的类比,因为虽然我们不能直接研究黑洞,并且我们也不能观察得到它们或观察它们的内部(我们只能从它们影响周围恒星的引力场中推断出它们的存在,我们可以看到来自流入物质的辐射),但我们可以研究黑洞的类比,其中一个研究霍金辐射(黑洞被认为是一个缓慢蒸发的过程)的类比利用了水流。】

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了解了黑洞是什么,我们来聊聊黑洞是如何形成的。

这一切都始于一颗大质量恒星。当恒星将氢聚变成更重的元素时(这一过程被称为热核聚变),产生的热量会产生一个向外的压力,这会抵消来自重力的内力。本质上,热压可以防止恒星在自身引力下坍塌,只要恒星有燃料熔化并产生热量,热压和重力就是平衡的(称为流体静力平衡)。

在某一时刻,恒星耗尽了燃料,这意味着热压降低,而重力就会占据主导地位。这就是核心塌陷发生的时候。核心塌陷发生之后,有三种情况:末端质量低于钱德拉塞卡极限的太阳质量1.4倍的恒星将坍缩成白矮星,末端质量介于钱德拉塞卡极限和托尔曼—奥本海默—沃尔科夫极限(即TOV极限)之间的恒星将成为中子星,末端质量高于TOV极限的恒星将成为黑洞。这个末端质量与至少25倍于太阳质量的初始质量相关。

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【我们不妨假设上图中的恒星有30个太阳质量。当核心坍塌时,会发生一种称为超新星的爆炸,它会将大量物质喷射到太空中。这则是一张真实的超新星图像。

在下面的图像中,你可以看到恒星的初始质量与其结束质量之间的关系。对于一颗初始质量是太阳30倍的恒星来说,它的最终质量大约是4个太阳质量—足以形成一个黑洞。

我在图片上标出了两行,作为如何阅读这幅图片的例子。一颗初始质量为25M☉(太阳质量)的恒星,其末端质量约为2M☉(要记住TOV限制为2-3M☉)。我还用蓝色标记了一颗30M☉的恒星,正如你所看到的,它的末端质量是4M☉。此外,你也可以看到,任何初始质量低于25M☉的恒星都将成为质量为0.88M-1.44M☉的中子星。】

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接着,我们不妨研究一下,为什么黑洞会有如此强烈的引力场。

首先,我们要了解一个关键的部分:引力场的强度取决于两个因素,一,物体的质量;二,你离物体的距离有多远。

【我们来看上面的恒星,它的半径比中子星和黑洞大得多。然而,这一比例还远远不够,因为中子星和黑洞远远小于这个比例。虽然太阳的直径为139.14万公里(和1个太阳质量),但中子星的直径通常约为20公里(大约1.4个太阳质量),一个质量为3个太阳质量的黑洞被认为被压缩到一个点,尽管在这个质量下它的史瓦西半径(或引力半径)约为8.86公里(直径17.73公里)。稍后,我会更多地谈到史瓦西半径。

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这里有三个质量增加,但半径减小的物体。现在,虽然由于质量的不同,这三个物体都有不同强度的引力场,但它们的半径也是至关重要的。如果我们假设这三个物体的质量相同,但大小不同,那么为了使得来自恒星的引力场与来自中子星的引力场相同,你必须在恒星内部。但是,要体验与普通恒星相同的中子星引力场,你需要远离它直到一段距离之外(由中子星周围的黄色圆圈表示)。所以你看,在质量相同但半径较小的情况下,你可以更接近中子星,就像你可以接近普通恒星一样,所以你会在中子星的表面体验到更强的引力场,就像普通恒星上的引力场一样。黑洞有更大的质量和更小的半径(假设是点源),所以当你接近它时,它的引力场真的很极端。极端到即使是在宇宙中速度最快的光也不能逃逸,就像我们一开始看到的那样。】

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最后,我们再来看看,去解剖一个黑洞,它的结构会是什么。

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【现在我们先来看看有趣的部分。黑洞的成分是什么?在下面你可以看到黑洞相关部分的简化版本。首先,我们会谈到黑洞是如何压缩到一点的。至少,这是假设的,尽管在现实中我们的确不知道黑洞是否真的是一个点源。不管这个点源是物理的还是数学的,它被称为引力奇点。这个奇点有一个逃逸速度超过光速的区域,这个区域由史瓦西半径定义。这个甚至连光也逃不出黑洞的边界叫做视界,这是时空中的边界。

在质量曲线时空,黑洞之中的情况下,质量密度曲线时空,以至于光被捕获。下面的图像给出了一些概念,尽管如此,请记住,这是空间扭曲的二维表示,而实际上空间是三维扭曲的。因此,更好的设想是时空向内弯曲,形成一个重力井(如下图中的b所示)。

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准备好学习更多技术性的东西了吗?让我们来看看更完整的黑洞解剖图。下图是史瓦西黑洞,这是一个最普遍的黑洞模型。这是一个不带电荷的非旋转黑洞。人们认为不存在不旋转的黑洞,但史瓦西度规提供了一个简单的黑洞模型。再往下我们再去看一个旋转的黑洞。

如你所见,与基本的黑洞解剖学相比,这里还有两到三个额外的组成部分。黑洞有一个外视界和一个内视界,或称柯西视界。柯西地平线的一侧包含封闭的类空间测地线,另一侧包含封闭的类时间测地线。测地线是曲线空间中两点之间的最短路径。当物质落入黑洞时,它会走尽可能短的路径,在柯西地平线之外,时空测地线会颠倒过来。因此,在内部事件视界之外,你不再是在空间中旅行,而是在时间中旅行。因此,如果你跨过这条地平线,你将走向你不可避免的未来,而那,就是奇点。

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在史瓦西半径之外,有一个被称为光子球的边界,在那里,重力足够强,以至于光子(光粒子)被迫在轨道上运动。超出该边界,你会向事件视界移动,但在光子球体处,光子将在轨道上移动至少一小段时间(轨道不稳定)。光子绕圈运行的有趣之处在于,当你位于光子球体时,从你后脑勺开始的光子会围绕黑洞运行,然后会被你的眼睛捕捉到,所以你会极有效率地看到你的后脑勺。这很奇妙,不是吗?

最后,让我们来看看旋转黑洞,它要么是克尔黑洞(不带电荷的旋转黑洞),要么是克尔—纽曼黑洞(带电荷的旋转黑洞)。而黑洞只有三个基本属性:质量、电荷和角动量(自旋)。

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恒星不停旋转,当一颗大质量的恒星坍缩成黑洞时,它的角动量不仅在黑洞中守恒,而且随着半径的大幅减小,它的角动量也会增加。试想一个滑冰运动员,当她收紧双臂时,她的旋转速度会增加,因为这会降低她的转动惯量。

由于离心力的作用,黑洞的旋转使得史瓦西半径变得扁平。另外,引力奇点不再是点源,而是二维环奇点。旋转黑洞的另一个重要的附加成分是势层,这是一个超出外部事件视界的区域。电气球在旋转黑洞的两极接触到事件视界,并在赤道延伸到更大的半径,根据黑洞的旋转速度,电气球的形状要么是扁球体,要么是南瓜形。

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当黑洞旋转时,它在旋转方向上扭曲时空的速度随着距离视界的距离而减小,这意味着离视界较近的时空将比距离视界较远的空间扭曲得更严重。此过程称为框架拖动。由于这种拖拽效应,除非对象相对于局部时空以比光速更快的速度移动,否则相对于远距离的外部观察者而言,势层内的对象不会显得静止不动,而这是不可能的。然而,由于势层位于事件视界之外,该区域内的物体仍然可以通过黑洞的旋转而获得速度而逃离黑洞。】

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