블랙홀 3부 - 관측으로 인한 증거

관찰 증거
블랙홀의 특성 때문에 간접 관찰에 의존하기 위해 블랙홀을 찾는 천체물리학자들에 의해 요구되는 이론적 호킹 방사선을 제외하고 블랙홀은 직접적인 전자기 방사선을 방출하지 않는다. 예를 들어, 블랙홀을 감지하기 위한 중력의 상호작용에 의한 블랙홀의 존재에 대한 이러한 간접적인 관찰 중 하나입니다. 그러나 MIT-하스탁 우주 터널의 수평적 사건 망원경은 은하중심부에 있는 A* 블랙홀의 직접 관찰을 시도하고 2016년 초 처음으로 사건의 지평선에 대한 사진을 찍을 것으로 예상한다.[104] 아처 A*의 수평선 바로 바깥쪽에 자석장이 있다는 이론적 예측은 2015년 EHT에 의해 확인되었다.

 

중력파 관찰
2016년 2월 11일, LIGO 커뮤니티 연구 팀은 두 개의 블랙홀이 충돌하여 단일 60M³ 질량의 블랙홀에 합쳐진 후 처음으로 중력파를 관찰할 수 있다고 발표했다. 둘 이상의 연구자들이 이것을 최초의 직접 감지로 정의했다.이것은 LIGO가 성공적으로 발견한 중력파의 첫 번째 관측일 뿐만 아니라 블랙홀의 융합에 대한 첫 번째 관찰이었습니다. 합병 전에 두 개의 천체는 불과 350km 떨어져 있었고, 30평방미터의 질량이 있는 두 개의 물체가 블랙홀이라는 것 외에는 그것의 근접성에 대한 설명이 없다.발견된 중력파의 특성은 두 블랙홀의 융합에 의해 야기되는 중력파의 이론적 기대와 정확히 일치하며, 그 중력의 파도는 융합 후 블랙홀이 안정화되었기 때문에 신속하게 관찰되었다.이러한 인식은 블랙홀이 존재할 것으로 예상되는 강력한 중력장 환경에서 일반 상대성이 검토될 때 가장 강력한 예이며, 일반 상대성 이론의 예측과 모순되는 증거는 발견되지 않았다.또한 그것은 25평방미터 이상의 질량이 자연 속에서 형성될 수 있다는 최초의 증거이다.
우리 은하의 중심에 있는 별들의 자연적인 움직임은 그들이 초거대 블랙홀 주위를 도는 것을 보여주는 강력한 관측 결과를 제공한다.1995년부터 천문학자들은 A*와 같은 위치에 있는 90개의 별들의 움직임을 추적하여 케플러의 궤도에 올려 1998년에 2.02 광년의 운동 반경에 260만 m³의 질량을 포함시키기로 결정했다.그 이후로, 별은 혁명을 이루었습니다. 천문학자들은 궤도 데이터에서 다시 계산하기 위해 별들의 움직임을 일으키기 위해 0.002 광년 안에 430만 m³의 질량이 흡수되어야 한다고 결론지었다.상한선은 여전히 검은 갑판 반경보다 낮은지 여부를 판단하기에 너무 크다. 그러나 관찰은 하늘의 중심이 초거대 블랙홀이라는 것을 강하게 시사한다. 그렇지 않으면 이렇게 작은 공간에 보이는 보이지 않는 질량이 너무 많다는 다른 타당한 설명은 없다.또한 물체가 블랙홀의 특징인 사건의 지평선을 가지고 있다는 관측도 있다.

물질적 축적
중력에 의해 분수 속으로 떨어지는 기체는 각 운동력에 의해 유지되며 물체 주변의 원형 구조를 형성한다. 천체물리학자들의 상상에서 일반적으로 묘사되는 블랙홀은 종종 평평한 것으로 묘사되며, 뒷면은 검은 구멍으로 덮여 있다. 그러나 보다 정확한 수학적 모델은 판의 전체 형태가 각 면에 나타나며 판 아래의 2차 영상이 부분적으로 보이도록 판의 조명 경로가 블랙홀 뒤에 있는 판의 왜곡을 예측한다.우리는 검은 갑판 무역의 지평선 밖에 판이 있을 것이라고 예측했습니다.고정 장치 디스크 내에서 마찰은 모든 움직임을 상실하고 재료는 점점 안으로 떨어진다. 위치 에너지는 방출되고 가스 온도는 지속적으로 상승한다.

2자리 X선
이 애니메이션은 파트너의 X-ray를 흡수하고 X-ray를 물리치는 GRS 1915 및 IGR J17091이라는 두 개의 블랙홀을 보여준다.
X-ray 이진법은 X-ray 테이프에서 대부분의 빛을 나타내는 이진 시스템입니다. 이 X-ray 방출은 일반적으로 수반 물질(대부분의 별)이 침전되었을 때 헤테로타입의 두 개의 별 중 하나에 의해 발생한 것으로 간주된다. 이 시스템에 정상적인 별이 있다는 사실은 밀도와 블랙홀에 대한 연구를 위한 좋은 기회이다.X-ray 이진 시스템이 밀도에서 직접 신호를 보낼 경우 밀도는 블랙홀이 아니다. 그러나 직접 신호의 부족은 밀도가 블랙홀이 아니라 중성자 남용 가능성이 배제된다는 것을 배제하지 않는다. 발생을 조사함으로써 이 시스템의 궤적 특성을 확인할 수 있으며, 이는 밀도 질량을 결정한다. 이 질량이 Toolman-Offencher-Volkov의 한계를 초과할 경우, d. 즉, 붕괴 없이 중성자가 유지할 수 있는 최대 질량은 검은 구멍으로 간주된다.