블랙홀의 성장과 증발

 

블랙홀 성장 증발

블랙홀 성장

블랙홀은 형성 후 질량을 흡수한 다음 더 성장할 수 있습니다. 모든 블랙홀은 우주 전체에 편향된 주변 가스, 성간 먼지 및 우주의 배경 방사선을 지속해서 흡수합니다. 초질량 블랙홀이 자라는 주요 과정은 이로 간주합니다. 유사한 과정은 구상 성단에서 발견되는 중간 질량 블랙홀의 형성에서도 추론된다. 블랙홀 성장의 또 다른 가능성은 블랙홀이 별이나 다른 블랙홀과 융합된다는 것일 수 있다. 블랙홀은 다른 천체와 융합될 필요는 없지만, 이 원소는 매우 중요하며, 특히 일부 작은 천체를 삼켜 성장한 것으로 생각되는 초질량 블랙홀의 초기 성장 과정에서 중요하다.

 

블랙홀의 증발

블랙홀의 증발은 같은 과정에 의해 성장할 가능성이 가장 높다. 1974년 호킹은 블랙홀이 완전히 감지되어 소량의 열 방사선을 수출하지 않으리라 예측했으며, 그러한 현상을 현재의 호킹 방사선이라고 불렀다. 양 자장 이론을 정지된 블랙홀에 적용함으로써 호킹은 블랙홀이 완전한 블랙 보디 스펙트럼을 보여주는 입자를 방출해야 한다고 결론지었다. 호킹의 발표 이후, 많은 다른 과학자들은 다른 방법으로 같은 결과를 도출했다. 호킹의 블랙홀 방사선 이론이 정확하다면 블랙홀은 시간이 지남에 따라 광자가 함유된 입자의 방출 형태로 질량을 잃어 점점 작아지는 "증발"이 됩니다. 이 열 스펙트럼(호킹 온도)의 온도는 블랙홀의 표면 중력에 비례하며, 그 표면 중력은 슈바르츠 방패 블랙홀은 질량에 반비례한다. 즉, 큰 블랙홀은 작은 블랙홀보다 적은 입자를 방출하여 증발을 늦춘다. 질량 1M의 별 질량 블랙홀의 호킹 온도는 약 100나노 켈빈으로 우주 배경 복사 2.7 켈빈보다 훨씬 낮습니다. 별의 질량 블랙홀보다 높은 순위의 블랙홀은 질량을 감소시키지 않고 오히려 증가할 것이다. 왜냐하면, 그들은 우주 배경 복사본으로 호킹 복사본에 수출되는 질량보다 더 많은 질량을 받아들일 것이기 때문이다. 호킹 온도가 2.7 켈빈(증발을 일으키기 위해)을 초과하려면 블랙홀의 질량이 달보다 작아야 한다. 그러한 블랙홀은 지름이 0.1mm 미만이다. 블랙홀이 매우 작으면 호킹 복사본이 매우 강해진다. 인간 질량의 블랙홀은 순간적으로 증발한다. 한 대의 자동차 질량을 가진 블랙홀은 지름이 약 10~24m이며 1나노초 안에 증발하여 그 순간 태양의 200배 이상의 밝기를 비추게 될 것이다. 블랙홀의 질량이 작을수록 증발 속도가 빨라진다. 질량 1TeV / c2의 블랙홀이 완전히 증발하는 데 걸리는 시간은 10~88초 미만입니다. 가정적으로,이 작은 블랙홀에서 양자 중력 효과는 작은 블랙홀을 안정화하는 큰 역할을 합니다. 그러나 양자 중력 이론의 발전에서 그러한 결과를 암시하는 것을 볼 만큼 충분한 성취는 없다. 질량이 큰 천체 물리학 블랙홀에서 호킹 방사선은 매우 약하고 지구에서 탐지하기 어려울 것입니다. 그러나 생 블랙홀의 증발 끝에서 예외적으로 감마선 폭발이 발생하면 관측이 가능할 수 있습니다.그러나 그러한 폭발을 찾으려는 시도는 성공적이지 못했고, 질량이 작은 원시 블랙홀이 존재할 가능성은 제한적이다.2008년에 발사된 NASA의 페르미 감마선 우주 망원경은 여전히 감마선 폭발을 발견하고 조사한다.