黑洞是如何形成的?光线为何不能逃脱?

黑洞是如何形成的?光线为何不能逃脱?

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关于"黑洞"最初的研究

1783年,剑桥学监约翰·米歇尔在《伦敦皇家学会哲学学报》上发表了一篇文章。他指出,一个质量足够大,并且足够致密的恒星会具有强大的引力场,任何从恒星表面发出的光,在还未到达观测者面前,就会被恒星的引力吸引回来。(如果光由粒子构成,那就意味着光会受到引力的影响。)1969年,美国科学家约翰·惠勒为了形象的描述这个概念,将其称为黑洞。我们虽然无法直接观测黑洞,但可以通过它与其他物质的相互作用以及与电磁辐射(可见光)的相互作用和恒星轨道运行来察觉黑洞的存在。

黑洞的形成

在上篇文章当中,已经解释过恒星是如何产生和消亡的。其实恒星从未真正消亡过,他们只不过是换了一种方式存在而已。

恒星诞生于星云和尘埃之中,依靠氢原料进行核聚变,但恒星最终会耗尽氢和其他核燃料。因为恒星质量越大,就必须越热(也就是核聚变越强烈)才能抵挡引力的作用。而越热,燃料消耗的速度就越快。燃料耗尽时,气体外层开始膨胀,引力占据上风,最后形成红巨星或超巨星。但是,不是所有恒星的引力坍缩都会形成黑洞,只有超大质量以及超高密度的恒星引力坍缩时才会形成黑洞。

1928年,印度天文学家萨拉玛尼安·钱德拉萨卡提出一个理论:"一个质量大约比太阳质量的一倍半还大的冷的恒星不能维持本身以抵抗自己的引力。"(钱德拉萨卡极限)他认为,当恒星变小时,物质粒子靠得非常近,而按照"泡利不相容原理",它们会相互远离并且使恒星膨胀。因此,一颗恒星可以在引力和不相容原理引起的排斥力之间达到平衡。但大质量恒星并不适用,当一个恒星质量足够大时,排斥力不足以抵挡自身的引力,引力不断压缩,恒星的内核会变得足够致密。

按照钱德拉萨卡的理论,恒星的归宿有三种。

其一:如果一颗恒星的质量要比钱德拉萨卡极限小,那么它最后会停止收缩,保持不变,成为"白矮星"。白矮星由电子的不相容原理支持,密度为每立方英寸几百吨。

其二:一颗恒星质量大约也为太阳质量的一倍或两倍,但体积比白矮星小的要多,称为中子星,中子星的密度为每立方英寸几亿吨。

其三:质量比钱德拉萨卡极限还要大、致密的恒星,引力坍缩后才形成黑洞。

超高密度和超大质量的恒星才有可能形成黑洞。

对超大质量恒星的想象

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为什么光线无法逃脱黑洞?

人们普遍认为光受引力影响。当恒星在收缩时,引力场变得比之前强大,光锥向内偏折的更多;当恒星收缩到某一临界半径时(事件视角),引力场变得如此之强,以至于光线无法逃脱。根据广义相对论,没有什么比光进行的更快。既然连光也无法逃脱,其他东西就更不用说了。因此,存在一个光和任何东西都无法逃脱的时空区域,被称为事件视角。假如一个人身处事件视角之内,他发出的信号永远也不可能传达到观测者。当然,他在靠近事件视角时,就会被强大的引力撕成碎片。

远离黑洞,光线不受限制。

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靠近事件视角,部分光线受到弯曲

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事件视角之内,光线无法逃脱

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