블랙홀의 역사 일반상대성이론

일반상대성 이론

질량이 너무 커서 빛을 피할 수 없다는 개념은 1783년 왕립 학회의 헨리 매번 디쉬에게 쓴 편지에서 처음 발견됩니다. "태양과 같이 밀도의 구의 반경이 태양의 50%로 감소하면 무한 높이에서 구로 떨어지는 물체는 표면에서 나오는 빛의 속도보다 빨라질 것이다. 따라서 빛이 다른 물체와 마찬가지로 완성량에 비례하는 인력을 받으면, 그러한 구에서 방출되는 모든 빛은 구의 자기 중력 때문에 구로 되돌아갑니다. 1796년 수학자 피에르 사이먼 그 라플라스 후작은 자신의 저서 '우주 시스템에 관한 논평'(제3판 이후 관련 내용이 삭제됨)의 1판과 2판에서 같은 개념을 밝혔다. 19세기까지, 질량이 없는 파도인 빛이 중력의 영향을 받지 않을 것 같았기 때문에 이 "어둠"의 개념은 대부분 무시되었다.

 

일반 상대성

1915년 알베르트 아인슈타인은 중력이 빛의 움직임에 영향을 미친다는 것을 보여주기 위해 일반 상대성을 고안했다. 불과 몇 달 후, 칼 슈바르츠실그는 점성과 구형 질량의 중력장을 설명하는 아인슈타인 방정식에 대한 해결책을 찾았다(슈바르츠실그 메트릭). 슈바르츠실그 이후 몇 달 후, 헨그릭 로렌츠의 선도적인 학생인 요하네스 그로스터는 슈바르츠실그와는 독립적으로 같은 해의 점성 질량을 추구했고 그 성격을 더 광범위하게 묘사했다.올해는 아인슈타인 방정식의 일부 용어가 무한히 되는 중력 특이점을 가진 단수 행동을 그러낸다. 이것은 오늘날 슈바르츠실그 반경이라고 불린다. 이때까지 이 표면의 본질은 확실히 이해되지 않았다. 1924년 아서 스탠리 에딩턴은 좌표계의 변화가 중력 특이점(에딩턴-핀켈스타인 좌표계)을 제거할 수 있다는 것을 보여주었지만, 슈바르츠 실트 반경의 특이점이 비물리적 좌표 특이점임을 의미하는 것은 1933년에야 나타났는데, 조르즈 루메틀은 이를 밝혔다. 아서 에딩턴은 슈바르츠 실트 반경보다 작은 크기의 1926년 책에서 차 브래지어의 가능성을 논의했다. 아인슈타인의 이론은 베텔게우스와 같은 거대한 별이 무지한 밀도를 갖는 것을 불가능하게 만든다. 즉, "반경 2억 5천만 킬로미터의 별은 태양만큼 높은 밀도를 가질 수 없다. "첫째, 중력이 너무 커서 빛이 별에서 빠져나갈 수 없고, 빛은 지구에 떨어지는 돌처럼 익사할 것이다. 둘째, 스펙트럼 라인의 적색 도가 너무 커서 스펙트럼이 사라지지 않습니다. 셋째, 질량이 클수록 시공간의 왜곡이 더 많이 발생하며, 공간은 별을 닫고 숨긴다. 1931년, Subramanian Chandrasecar는 특수 상대성을 사용하는 전자 퇴행 물질로 구성된 회전 천체가 특정 임계 질량이라고 주장했다(찬그라세카르 한계). 1.4 M) 그리고 안정된 해결책이 존재하지 않는다는 것을 보여주었다; 그러나 에딩턴과 란다우를 포함한 당시 학자들은 아직 알려지지 않은 과정이 붕괴를 막을 수 있다는 이유로 찬그라세칼의 주장에 반대했다. 그들의 환원 불가능한 학자들에 관한 주장은 부분적으로 옳았다: 찬그라세칼 한계를 넘어선 백색 왜성은 붕괴하여 중성자별이 되었고(중성자 퇴행성 압력으로 그들의 형태를 유지하고), 파울리 배제 원리에 의해 안정화되었다. 그러나 1939년 로버트 오펜하이머 등은 질량 3M(톨만 오펜하이머-볼코프 한계)을 사용하기 시작했으며, 그 너머 중성자별은 찬그라세칼 한계와 같은 이유로 붕괴를 나타내며, 블랙홀 상황이 발생할 때까지 일부 별은 부패를 막을 수 없다고 결론지었다 오펜하이머와 그의 공동 저자들은 슈바르츠실그 반경 경계에서 발생하는 특이점을 시간이 멈추는 거품의 경계로 해석했다.이것은 블랙홀 바깥의 관찰자들에게 합리적인 해석이지만(블랙홀 바깥의 블랙홀의 물체는 느려지는 것 같다), 블랙홀 안에 떨어지는 관찰자들에게는 적용되지 않는다.이 특성 때문에 다시 붕괴하는 중성자별의 밀도를 "동결"이라고 불렀는데, 이는 스타가 슈바르츠실그 반경 아래로 붕괴하는 순간부터 별이 변하지 않고 "동결"하는 것처럼 보이기 때문이다.