천문학

블랙홀의 질량과 반지름과 우리 우주의 관계

블랙홀의 질량과 반지름과 우리 우주의 관계


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알려진 블랙홀의 그래프가 X축에 추정된 질량과 Y축에 추정된 반지름으로 표시되어 있습니까? 그렇다면 어디에서 찾을 수 있습니까? 나는 우리 우주의 전체 추정 질량을 가진 블랙 전체가 우리 우주의 추정 반경을 가질 수 있는지 알고 싶습니다(즉, 우리 우주는 블랙홀이 될 수 있으며, 그렇기 때문에 빛은 그것을 빠져나갈 수 없고 "유한"하게 보입니다. ).


블랙홀의 슈바르츠실트 반경은 아마도 귀하의 질문에 가장 근접할 것입니다.

$$ r_s = (2G/c^2) cdot m mbox{, } 2G/c^2 = 2.95 mbox{km}/mbox{태양 질량}. $$ 이것은 주어진 질량에 대한 슈바르츠실트 반경이 그 질량에 비례한다는 것을 의미합니다. 공간은 블랙홀에 매우 가깝기 때문에 반경은 물리적인 의미에서 너무 문자 그대로 받아들여서는 안됩니다.

지구에서 본 가시 우주의 현재(빛 이동) 반경: $$13.81 cdot 10^9 mbox{광년} = 13.81 cdot 10^9 * 9.4607 * 10^{12} mbox{ km} = 1.3065cdot 10^{23} mbox{km}.$$ 따라서 $$1.3065cdot 10^{23} mbox{km} / 2.95 mbox{km} =4.429 cdot가 필요합니다. 10^{22}$$ 보이는 우주의 빛 이동 Schwarzschild 반지름의 블랙홀을 얻기 위한 태양 질량은 보이는 우주에 대해 추정되는 별의 수에 매우 가깝습니다(크기 순서).

Wikipedia 작성자도 비슷한 결과를 얻었습니다. "관측 가능한 우주의 질량은 슈바르츠실트 반경이 약 100억 광년입니다."


표준 ΛCDM 우주론 모델에 따르면 관측 가능한 우주의 밀도는 약 $ ho = 2.5! imes!10^{-27};mathrm{kg/m^3}$이며 우주 상수가 있습니다. 약 $Lambda = 1.3! imes!10^{-52};mathrm{m^{-2}}$는 공간적으로 평면에 매우 가깝고 현재 적절한 반경은 약 $r입니다. = 14.3,mathrm{Gpc}$.

이것으로부터 우리는 관측 가능한 우주의 총 질량이 약 $$M = frac{4}{3}pi r^3 ho sim 9.1! imes!10^{53}라는 결론을 내릴 수 있습니다. ,mathrm{kg} ext{.}$$ 일반적으로 우주는 회전하지 않고 전하를 띠지 않으므로 이것을 슈바르츠실트 블랙홀과 비교하는 것이 자연스럽습니다. 이러한 블랙홀의 슈바르츠실트 반경은 $$R_s = frac{2GM}{c^2}sim 44,mathrm{Gpc}.$$입니다. 관측 가능한 우주보다 더 큽니다.

그러나 슈바르츠실트 시공간은 우주 상수가 0인 반면 우리는 양수이므로 이를 대신 슈바르츠실트 드 시터 블랙홀과 비교해야 합니다. SdS 측정항목은 $$1-frac{R_s}{r}quadmapstoquad1 - frac{R_s}{r} - frac{1}{3}Lambda r^2만큼 Schwarzchild와 관련이 있습니다. ,$$ 그리고 우리의 값은 $9Lambda(GM/c^2)^2 sim 520$입니다. 이 양은 블랙홀 사건의 지평선과 우주론의 지평선이 $1$에 가까울 때 $r$-좌표로 가까워지기 때문에 중요합니다. 이 조건은 주어진 양의 우주 상수에 대해 SdS 블랙홀의 가능한 최대 질량을 생성하는 조건입니다. $Lambda$의 경우, 그 극한 한계는 $M_ ext{Nariai} sim 4! imes!10^{52},mathrm{kg}$를 제공하며, 이는 관측 가능한 우주의 질량보다 작습니다.

결론적으로 관측 가능한 우주의 질량은 블랙홀을 만들 수 없습니다.


글쎄, 우리는 흑색 물질을 완전히 이해하지 못하고 있지 않습니까? 그리고 우리가 "검은 에너지"를 발견한 것은 바로 "어제"였습니다. 그렇죠?

우주 상수가 있는 GTR이 맞다면 계산의 기반이 되는 중력 효과를 알기 위해 "완전히 이해"할 필요가 없습니다. GTR이 잘못된 경우(물론 충분히 가능), 우리는 블랙홀과 유사한 환경에 살고 있을 수 있습니다. 그러나 그 질문에 답하기 위해 우리가 사용하기를 원하는 중력 이론이 무엇인지는 다소 불분명합니다. 일반 수용에 가까운 원격 경쟁 이론은 없습니다.

우리의 엄청난 무지의 관점에서, 나는 14.3Gpc와 44Gpc가 100배 차이가 나지 않는다고 생각합니다. 이것은 좋은 근사치라고 생각합니다.

사실, 그 계산의 요점은 적어도 일등공신 그럴듯한. 슈바르츠실트 반경 계산은 블랙홀을 배제하지 않습니다. 그 반대입니다. 그러나 위에서 설명한 이유로 적절하지도 않습니다. 더 관련성이 높은 것은 실제로 한 차수 이상의 질량을 가지며 불일치를 나타냅니다. 따라서 Λ가 있는 GTR이 정확하다면 ΛCDM 오차 막대가 그렇게 나쁘지 않기 때문에 그럴 가능성은 없습니다.

그러나 우리가 여전히 그것을 "충분히 가까운" 것으로 취급하더라도 그 자체로 당신이 원하는 것을 의미하지는 않습니다. 관측 가능한 우주의 모든 덩어리가 어떤 종류의 블랙홀을 만들 것인지에 대한 질문은 우리가 하나의 블랙홀에 살고 있는지 여부와 상당히 다릅니다. 검은 가상은 여전히 ​​더 커야 합니다.

그러나 불확실한 가장 큰 점은 GTR이 그렇지 않으면 정확하더라도 우주 상수입니다. 우리가 가상의 블랙홀 외부에 매우 다른 조건을 갖도록 허용된다면 여전히 하나를 가질 수 있지만 기껏해야 매우 추측적인 물리학에 빠지고 최악의 경우 완전한 추측에 불과합니다.

따라서 위의 답변을 주류 물리학에 대한 조건부로 취급하십시오. 그것이 당신이 원하는 것이 아니라면 "우리는 모른다"라는 일반적인 대답은 있을 수 없습니다. 그리고 그것은 매우 흥미로운 것은 아니지만 항상 가능성입니다.


먼저 우리는 우주 전체가 슈바르츠실트 메트릭으로 설명되지 않으므로 우주의 슈바르츠실트 반지름은 무의미한 개념이라는 점에 유의해야 합니다. 그러나 관측 가능한 우주의 질량을 취하면 이 질량의 블랙홀의 슈바르츠실트 반경이 얼마인지 물을 수 있습니다.

질량 $M$의 경우 슈바르츠실트 반경은 다음과 같습니다.

관측 가능한 우주의 반지름이 $R$이고 밀도가 $ ho$이면 질량은 다음과 같습니다.

식 (1)에서 다음을 얻을 수 있습니다.

이제 우리는 우주의 밀도가 임계 밀도라고 믿으며 약간의 머리카락을 잡아당기는 FLRW 메트릭에서 임계 밀도에 대한 값을 얻을 수 있습니다.

그리고 식 (2)에서 $ ho$를 대체하여 다음을 얻을 수 있습니다.

이제 허블의 법칙에 따르면 멀리 있는 물체의 속도는 다음과 같이 거리 $r$와 관련이 있습니다.

그리고 우주의 가장자리 $r_e$는 경기 침체 속도가 $c$인 곳이므로 다음을 얻습니다.

이를 식 (3)에 대입하면

$r_e = R$이면 $r_s = R$가 남게 되며 관측 가능한 우주 질량의 슈바르츠실트 반경이 그 반경과 같다는 것을 보여주었을 것입니다. 슬프게도 그것은 잘 작동하지 않습니다. $R$ 차원은 관측 가능한 우주의 현재 크기로 약 466억 광년이며, 허블의 법칙에서 사용되는 크기인 $r_e$는 현재 겉보기 크기인 137억 광년입니다.

방정식 (3)을 취하고 $R$ = 466억 광년 및 $H$ = 68km/sec/megaParsec을 입력하면 $r_s$는 약 5000억 광년 또는 훨씬 더 큰 크기가 됩니다. 관찰 가능한 우주.


제 목 : 블랙홀의 질량과 반지름의 관계

LHC의 블랙홀 생성 능력을 둘러싸고 있는 우우의 현재 분위기로 지구가 '블랙홀에 빨려 들어간다'는 얘기를 많이 듣는다. 내 이해는 블랙홀의 중력은 그것을 생성하는 데 들어간 질량에만 의존한다는 것입니다. 따라서 우리는 무의식적으로 대리석 표면으로 끌려가는 것보다 미세한 블랙홀 속으로 "흡입"될 가능성이 더 이상 없습니다. 그러나 그 때 나는 사람들(이 게시판에서)이 LHC가 1미터 너비의 블랙홀을 생성하면 어떤 일이 일어날지에 대해 이야기하는 것을 듣습니다. 블랙홀의 밀도가 엄청나게 높아서 직경 1미터의 블랙홀이 지구보다 더 많은 질량을 필요로 할 수도 있다고 상상하기 때문에 이것은 나에게 어리석은 일처럼 들립니다.

그래서 제 질문은 - 블랙홀의 질량과 사건의 지평선 반경 사이의 관계는 무엇입니까? 지구를 블랙홀로 만들 수 있다면 블랙홀의 크기는 얼마나 될까요?

물체의 슈바르츠실트 반경은 질량에 비례합니다. 따라서 태양은 슈바르츠실트 반경이 약 3km이고, 반면 지구의 크기는 땅콩 크기인 약 9mm에 불과합니다.

슈바르츠실트 반지름보다 작은 물체를 블랙홀이라고 합니다. 슈바르츠실트 반경의 표면은 사건의 지평선으로 작용합니다. 회전하지 않는 몸에서. (회전하는 블랙홀은 약간 다르게 작동합니다.) 빛도 입자도 내부 영역에서 이 표면을 통해 빠져나갈 수 없으므로 "블랙홀"이라는 이름이 붙었습니다. 우리 은하 중심에 있는 (현재 가정된) 초거대질량 블랙홀의 슈바르츠실트 반경은 약 780만 km가 될 것입니다. 임계 밀도와 같은 균일한 밀도를 가진 구의 슈바르츠실트 반경은 보이는 우주의 반경과 같습니다.[3]

그래서 지구는 블랙홀과 마찬가지로 9mm 너비의 사건 지평선 구체를 가질 것입니다. 와우 작네요, 저는 오렌지 사이즈를 더 생각하고 있었어요.

2600만 태양질량)의 반지름은 약 780만km이다.

물론 이것은 회전하지 않는 슈바르츠실트 블랙홀이 있는 비현실적이고 이상적인 시나리오입니다. 실제 블랙홀은 아마도 매우, 매우 빠르게 회전할 것이므로 상황이 정말 복잡해집니다.

그래서 지구는 블랙홀과 마찬가지로 9mm 너비의 사건 지평선 구체를 가질 것입니다. 와우 작네요, 오렌지 사이즈를 더 생각하고 있었어요.

감사합니다. 하지만 그 설명으로 인해 지구 구가 18mm 너비가 될 것이라고 생각합니다.

G=6.67*10^-11m^3/kg/s/s
M(지구)=5.9736*10^24kg
c=3*10^8m/s

약 9mm 정도 차이가 나는 것 같아요.

그러나 클롭이 언급한 것은 이것이 Schwarzschild라는 것이었습니다. 반지름, 직경이 아닙니다. 지구는 지름 1.8cm의 블랙홀을 만들 것입니다.

"그런데 (이 게시판에서) 사람들이 LHC가 1미터 너비의 블랙홀을 만들면 어떻게 되는지에 대해 이야기하는 것을 듣습니다. 나에게 이것은 어리석은 소리처럼 들린다."

허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허허

그러나 클롭이 언급한 것은 이것이 Schwarzschild라는 것이었습니다. 반지름, 직경이 아닙니다. 지구는 지름 1.8cm의 블랙홀을 만들 것입니다.

요점은 LHC가 에너지 단위로 약 10 14 eV의 질량을 가진 블랙홀을 만들 수 있다는 것입니다. 이는 정지 상태에서 약 100,000개의 양성자에 해당합니다. 그것은 약 10[sup]-22[sup] kg 또는 위에서 언급한 지구 질량 블랙홀보다 약 46 배 작은 것입니다(예, 작습니다). 물론 그 규모에서 작동하는 물리학은 없지만 더 큰 규모의 물리학이 여전히 작동한다고 가정하면 중력은 물론 일상적인 거리에서 일반 물체에서 중요하지 않을 것이지만 입자가 충분히 가까이(매우 매우 가까이 ) 그 블랙홀에 끌리게 되면 블랙홀 질량에 추가될 수 있습니다. 10 24개 정도의 양성자를 삼킨 후에, 블랙홀은 이제 일상적인 물질의 한 스푼 정도의 질량을 갖게 될 것입니다. 정상적인 규모에서는 여전히 중요하지 않지만 입자에서는 더 잘 할 수 있습니다. 따라서 X가 완전히 알려지지 않은 X년마다 블랙홀 질량이 두 배로 증가하는 활주로 효과가 있습니다. 그러나 양자 역학과 일반 상대성 이론이 그 규모에서 작동한다고 가정하면 그 배가 시간을 추정할 수 있습니다.

해보자. 나는 블랙홀이 자유낙하 시간에 중력 에너지가 암석 내부의 입자 에너지와 같은 거리까지 질량을 축적할 수 있다고 말할 것입니다. 융점으로 판단하면 약 0.1 eV라고 할 수 있습니다. 그렇다면, 대략 10 -110 cm 3 크기의 부피가 블랙홀에 자유 낙하할 수 있고, 10 14 eV 블랙홀이 주어지면 10 -41초 안에 떨어질 것임을 의미합니다. 이는 블랙홀이 평균적으로 10~41초마다 자체 질량의 10~91배를 끌어당긴다는 것을 의미합니다. 그것은 10 51초의 2배 비율이며, 이는 또한 지구의 질량을 축적하기 위해 블랙홀이 약 10 53초 또는 우주 나이의 약 10 36배가 필요하다는 것을 의미합니다. 내 일을 확인하지만 나는 잘 자고 있습니다.


OJ 287 기본

출처: wikimedia.org

OJ 287은 활성 은하핵을 특징으로 하는 BL Lacertae 또는 "BL Lac" 물체–a 유형의 은하이며 전파 파장으로 처음 감지되었습니다. OJ 287 블랙홀은 광학적 광도 곡선에서 뚜렷한 11-12년 주기적인 변화를 보여 이것이 쌍성 초대질량 블랙홀임을 암시합니다. 1차 블랙홀의 질량을 결정하기 위한 측정이 수행되었으며, 이를 통해 주변을 도는 작은 블랙홀의 크기를 추측할 수 있었습니다.

알고 계십니까?

2016년 공동 연구 결과 다국적 연구원 팀이 OJ 287 측정 범위를 1% 미만의 정확도로 좁혔습니다!


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연구 성과 : 저널에 기고 › 기사 › 피어 리뷰

T1 - 메가메이저 디스크 반경과 활성 은하핵의 블랙홀 질량 사이의 크기 조정 관계

N2 - 활동은하의 핵에서 얇은 케플러식 서브파섹 메가메이저 디스크 몇 개가 발견되었으며 호스트 블랙홀의 질량을 정확하게 측정하는 데 사용되었습니다. 우리는 디스크 반경과 블랙홀 질량 사이에 경험적 선형 상관 관계가 있음을 보여줍니다. 우리는 그러한 원반이 은하핵을 통과하는 분자 구름의 부분적 포획에 의해 자연적으로 형성되고 중심 초대질량 블랙홀을 일시적으로 집어삼키는 것에 의해 형성됨을 입증합니다. 구멍의 반대쪽을 통과한 후 충돌하는 구름 물질의 각운동량의 불완전한 취소는 콤팩트 디스크의 형성으로 이어집니다. 원반의 반경 방향 범위는 이 과정의 효율성과 본다이-호일(Bondi-Hoyle)이 블랙홀을 포착하는 반경에 의해 결정되며, 자연스럽게 메이저 분포의 반경 방향 범위와 블랙홀 질량의 경험적 선형 상관 관계를 생성합니다. 디스크는 22GHz H2O 메이저 형성에 도움이 되는 물리적 및 화학적 조건을 생성하기 위해 중앙 소스에서 X선 ​​조사를 허용하기에 충분한 컬럼 밀도를 가지고 있습니다. 초기 구름 기둥 밀도 ≲ 1023.5 cm-2인 경우 디스크는 자체 중력이 없으며, 더 높은 구름 기둥에 대한 에지-온 메가메이저 디스크의 정렬된 운동학과 일치합니다. 은하 중심의 A* 병장.

AB - 활동은하의 핵에서 얇은 케플러식 서브파섹 메가메이저 원반이 여러 개 발견되었으며, 이 원반은 호스트 블랙홀의 질량을 정확하게 측정하는 데 사용되었습니다. 우리는 디스크 반경과 블랙홀 질량 사이에 경험적 선형 상관 관계가 있음을 보여줍니다. 우리는 그러한 원반이 은하핵을 통과하는 분자 구름의 부분적 포획과 중앙 초대질량 블랙홀을 일시적으로 집어삼킬 때 자연적으로 형성됨을 보여줍니다. 구멍의 반대쪽을 통과한 후 충돌하는 구름 물질의 각운동량의 불완전한 취소는 콤팩트 디스크의 형성으로 이어집니다. 원반의 반경 방향 범위는 이 과정의 효율성과 본다이-호일(Bondi-Hoyle)이 블랙홀을 포착하는 반경에 의해 결정되며, 자연스럽게 메이저 분포의 반경 방향 범위와 블랙홀 질량의 경험적 선형 상관 관계를 생성합니다. 디스크는 22GHz H2O 메이저의 형성에 도움이 되는 물리적 및 화학적 조건을 생성하기 위해 중앙 소스에서 X선 ​​조사를 허용하기에 충분한 컬럼 밀도를 가지고 있습니다. 초기 구름 기둥 밀도 ≲ 1023.5 cm-2인 경우 디스크는 자체 중력이 없으며, 더 높은 구름 기둥에 대한 에지-온 메가메이저 디스크의 정렬된 운동학과 일치합니다. 은하 중심의 A* 병장.


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크립토스: 전문가 Q&A

그러나 이 수학의 놀라운 단점 중 하나는 질량이 클수록 블랙홀의 밀도가 낮아진다는 것입니다. 그 이유는 슈바르츠실트 반경이 질량에 비례하여 증가하기 때문입니다. 지구보다 2배의 질량을 가진 물체는 지구의 2배인 슈바르츠실트 반경을 갖게 됩니다. 그러나 밀도는 질량을 부피로 나눈 값이며, 구의 부피는 반지름의 세제곱에 따라 증가합니다. 슈바르츠실트 반지름의 크기를 두 배로 늘려 블랙홀에 두 배의 질량을 수용하면 부피는 2 x 2 x 2 = 8만큼 증가합니다. 더 큰 블랙홀의 밀도는 1/4에 불과합니다. 더 작은 것의 밀도. 따라서 Schwarzschild 반지름 블랙홀의 질량을 두 배로 늘릴 때마다 반지름이 두 배가 될 때마다 밀도는 4배 감소합니다.

이것은 간단하지만 다소 놀라운 결과를 낳습니다. 질량이 은하와 같은 블랙홀의 슈바르츠실트 반경은 너무 커서 그 블랙홀의 밀도는 지구 표면 공기 밀도의 1000분의 1 미만입니다!

블랙홀을 생각할 때 상상하는 것은 아마도 그것이 아닐 것입니다. 사실, 현대 컴퓨터 그래픽 덕분에 우리 모두는 블랙홀을 소용돌이치는 별과 행성으로 둘러싸인 불길하고 완전히 검은 구체로 보는 비전을 공유하고 있으며, 근처에 있는 것들은 결국 소멸로 나선다. 그러나 이 기이한 물체에 대한 우리의 첫 번째 그림은 예술가의 펜이나 망원경의 렌즈에서 나온 것이 아닙니다. 수학에서, 그리고 물리학 자체의 둘레를 추적하는 하나의 숫자에서 나왔습니다.


최초의 거대 블랙홀의 집합

매우 희귀한 ~10 9 M SMBH는 빙산의 일각에 불과합니다. 초기 BH는 항성질량(~10M) 초기 질량과 성장 이력의 범위를 반영하는 초대질량(~10 9 ) 체제로 변경됩니다.

항성질량 BH는 ~30 정도의 높은 적색편이에서 1세대 별들에 의해 뒤에 남겨졌을 가능성이 있지만, 그들의 초기 성장은 일반적으로 호스트 은하의 얕은 포텐셜 우물로 인해 방해를 받았다.

더 크고 금속이 부족한 일부 은하의 조건은 가스 강착과 조밀한 항성단의 병합을 통해 거대한 종자 구멍의 급속한 형성과 성장에 도움이 되었습니다.

BH 질량은 환경(근처 방사선원의 수와 특성, 국부 중입자 흐름 속도 등)과 금속 농축 및 호스트 은하의 조립 이력에 따라 달라집니다.

조립 메커니즘을 구별하는 것은 어렵지만 레이저 간섭계 우주 안테나 (합병을 통한 대규모 BH 성장 조사) 및 심층 다중 파장 전자기 관찰(가스 강착을 통한 성장 조사)이 특히 유망합니다.


블랙홀의 질량과 반지름, 그리고 우리 우주의 관계 - 천문학

Advanced LIGO가 감지한 쌍성 블랙홀 병합인 GW150914의 최근 발견은 관측 천체 물리학에 혁명을 일으킬 잠재력이 있습니다. 그러나 우주에 대한 이 새로운 창을 완전히 활용하려면 이 새로운 관찰을 우주 시간 전체에 걸친 이진 블랙홀 형성의 상세한 모델과 비교해야 합니다. 이전 작업 [C. L. Rodriguez, M. Morscher, B. Pattabiraman, S. Chatterjee, C.-J. Haster, F. A. Rasio, Phys. 레트 목사 115, 051101 (2015).], 우리는 별 역학에 대한 몬테카를로 접근법을 사용하여 구상 성단에서 형성된 쌍성 블랙홀 병합을 연구합니다. 우리는 이진 블랙홀 병합 속도를 완전히 특성화하기 위해 다른 질량, 금속성 및 반지름을 가진 52개의 클러스터 모델 세트를 새로 만들었습니다. 이 모델은 모든 관련 역학 프로세스(예: 2체 이완, 강한 만남 및 3체 이원 형성)를 포함하며 상세한 직접 N체 시뮬레이션과 잘 일치합니다. 또한 업데이트된 금속성 종속 항성풍 및 초신성 처방으로 항성 진화 알고리즘을 향상하여 고립된 이진 진화의 병합 비율에 대한 가장 최근의 인구 합성 예측과 결과를 직접 비교할 수 있습니다. 우리는 클러스터의 전역 속성과 클러스터가 생성하는 이진 블랙홀 인구 간의 관계를 탐구합니다. 특히, 우리는 방출된 블랙홀 쌍성의 병합 시간과 클러스터의 질량 및 반경 사이의 수치적으로 보정된 관계를 도출합니다. 항성 진화에 대한 개선된 처리로 우리는 구상 성단이 지역 우주에서 합쳐지는 거대한 블랙홀 쌍성의 상당한 개체군을 생성할 수 있음을 발견했습니다. 우리는 적색편이의 함수로 이 바이너리의 질량과 질량 비율을 조사하고 로컬 우주에서 ~5 Gpc -3 yr -1의 병합 비율을 찾습니다. 소스의 80%는 32M ☉에서 64M 사이입니다. ☉ . 표준 가정하에서 지역 우주의 7개 쌍성 블랙홀 병합 중 대략 하나는 구상 성단에서 시작될 것이지만, 우리는 또한 쌍성 항성 진화에 대한 다른 가정에 대한 이 결과의 민감도를 탐구합니다. 블랙홀이 중성자별에 필적하는 상당한 태생적 발차기를 가지고 태어난다면 구상 성단에서 나오는 쌍성 블랙홀의 병합 비율은 약 1/2이 성단에서 시작되는 현장의 것과 비슷할 것입니다. 마지막으로 우리는 필드에 대한 인구 합성 결과가 구상 성단과 달리 현재 이전에 용해된 조밀한 성단에서 일어나는 쌍성들의 역학 상호작용에 의해 수정될 수도 있다는 점을 지적합니다.


블랙홀 반경과 우주

감사. 아니요, 검색 결과에 FAQ가 포함되지 않았습니다. 그러나 방금 읽은 한 FAQ에서 또 다른 질문이 제기되었습니다.
"일반 상대성 이론에서 에너지 보존은 어떻게 작동하며, 이것은 우주론에 어떻게 적용됩니까? 우주의 총 질량 에너지는 얼마입니까?
관측 가능한 우주에 있는 모든 수소 원자의 나머지 질량의 합과 같은 특정 양은 10^54kg과 같은 것으로 추정할 수도 있습니다. 그러한 추정은 (정의조차 할 수 없는) 관측 가능한 우주의 총 질량-에너지와 같은 것이 아니다.'

내 질문은: 유한한 우주(부피)를 가정하고 임계 밀도 방정식을 사용하면 이것이 우주의 총 질량/에너지 추정치를 제공하지 않는 이유는 무엇입니까?

Ben이 전체 질량 에너지를 말하는 이유는 나에게 완전히 명확하지 않습니다. 주목할 만한 우주도 될 수 없다 한정된.

문맥에서 너무 많이 벗어나지 않도록 전체 단락을 인용합시다.


"또한 관측 가능한 우주에 있는 모든 수소 원자의 나머지 질량의 합과 같은 특정 양을 추정할 수 있는데, 대략 10^54kg입니다. 그러한 추정치는 관측 가능한 우주(정의조차 할 수 없는)의 총 질량-에너지와 같은 것이 아닙니다. 그것은 특정 운동 상태에서 관찰자가 측정한 질량 에너지가 아니며 보존되지도 않습니다.'

개인적으로 나는 당신이 그것을 정의 할 수없는 이유를 모르겠습니다. "관측 가능한 우주"는 시간이 지남에 따라 그 범위가 변하지만 실질적으로 대략적인 방식으로 정의할 수 있습니다. 나는 그것이 비록 그가 아직 모든 유형의 신호를 감지할 수 있는 기술이 없더라도 원칙적으로 어떤 유형의 신호를 얻을 수 있는 모든 재료를 포함하는 CMB 휴식에서 관찰자 주변의 구형 영역으로 정의할 수 있다고 생각합니다.
우리는 RADIUS에 대해 꽤 좋은 생각을 가지고 있습니다(시간이 지남에 따라 점진적으로 증가하고 있습니다. 확장을 할인하더라도 점점 더 많은 자료가 실제로 또는 잠재적으로 "듣고" 포함되어 포함됩니다.)

"commoving distance"의 개념을 알고 있다면(2010년 1월 1일과 같은 특정 현대 시대의 적절한 또는 정지 프레임 거리로, 팽창이 영향을 미치지 않도록 함) 관찰 가능한 영역의 이동 반경이 증가하고 있다고 말할 수 있습니다(빛처럼 등이 점점 더 먼 곳에서 들어오고 있음) 현재 약 460억 ly입니다.

우리는 현재 태양계가 있는 곳을 중심으로 이 46 Gly의 이동 반경 내에서 질량 에너지 DENSITY에 대한 꽤 좋은 아이디어를 가지고 있습니다. (이런 종류의 대화에서 종종 채택되는 CMB 고정 관찰자의 관점에서 말하십시오.)

그래서 나는 개인적으로 왜 그 구체 내부의 질량 에너지(보통+암흑 물질과 방사선을 포함)가 정의할 수 없는지 이해하지 못합니다.

그러나 FAQ의 중요한 요점은 그것이 보존되지 않는다는 것입니다. 두 가지 이유:

1. 관찰 가능한 영역은 고정된 영역이 아닙니다. 시간이 지남에 따라 점점 더 많은 것들이 포함됩니다. 따라서 매년 같은 지역에 대해 이야기하지 않을 때 에너지가 절약될 것이라고 기대하는 것은 미친 짓입니다.
백분율로 환산하면 무시할 정도로 작은 변화이지만 여전히 고정된 영역은 아닙니다.

2. 고정된 영역에서, 예를 들어 일정한 고정된 이동 반경이 있는 경우에도 기하학이 변화하고 시간이 지남에 따라 거리가 증가하기 때문에 총 질량 에너지가 적용될 것으로 기대하지 않을 것입니다. 따라서 에너지 보존 정리(Noether 1915)의 기본 가정이 충족되지 않습니다. 거리는 광자의 파장에 영향을 미치기 때문에 방사선에 특히 어렵습니다. 광자의 파장을 두 배로 늘리면 에너지를 절반으로 줄입니다.

Google "우주 팽창에서 보존되지 않는 에너지"는 내가 생각하기에 공정하고 균형 잡힌 비기술적 토론을 제공하는 Sean Carroll의 에세이를 얻습니다. 또한 자체 PF FAQ를 확인하십시오. 그리고 어떤 이유로 인해 명확하지 않거나 일관성이 없다고 생각되는 항목을 발견하고 피드백을 제공하려는 경우 매우 좋습니다! 당신이나 다른 사람들로부터 더 많은 것이있을 경우를 대비하여 스레드를 만들겠습니다.


우리은하의 신흥 거물 — "우리의 초대질량 블랙홀은 현재 크기의 25배까지 성장할 것입니다"

새로운 연구에 따르면 거대한 은하에서 중심 블랙홀(창조는 파괴, 죽음은 생명, 혼돈은 질서인 이상한 은하계 괴물)은 궁극적으로 별 형성을 성장시키고 죽이는 기생충과 같다고 제안합니다. 이 과정을 "소광"이라고 하는 이 과정을 설명하기 위해 많은 이론이 제안되었지만 새로운 연구에서는 은하가 한 단계에서 다음 단계로 진화함에 따라 블랙홀의 성장률이 변해야 한다는 결론을 내렸습니다. 은하가 꺼지기 시작할 때 "녹색 계곡"에서.

이것은 이전에 관찰되었지만 "우리는 블랙홀이 호스트 은하에서 별 형성을 차단할 만큼 충분히 클 때를 말할 명확한 규칙이 없었으며 이제 우리는 우리의 관찰을 설명하는 데 실제로 작동하는 정량적 규칙을 갖게 되었습니다"라고 말했습니다. 산드라 파버(Sandra Faber), UC 산타크루즈(UC Santa Cruz) 천문학 및 천체 물리학 명예 교수.

규모 조정 및 #8211"그린 밸리" 전환

천문학자들은 은하의 서로 다른 속성 사이의 관계를 표시하고 시간이 지남에 따라 어떻게 변하는지 보여주는 다이어그램의 관점에서 생각하는 데 익숙합니다. 이 도표는 별이 탄생한 은하와 소멸된 은하 사이의 구조의 극적인 차이와 이들 사이의 날카로운 경계를 보여줍니다. 별 형성은 색 스펙트럼의 파란색 끝 부분에서 많은 빛을 방출하기 때문에 천문학자들은 "파란색" 별 형성 은하, "빨간색" 정지 은하, 그리고 "녹색 계곡"을 이들 사이의 전환이라고 부릅니다. 은하가 어느 단계에 있는지는 별 형성 속도로 드러납니다.

안드로메다의 '그린 밸리'

이 새로운 모델이 설명하는 퍼즐 중에는 우리 은하와 그 이웃인 안드로메다 은하 사이의 현저한 차이가 있으며, 이 은하와 언젠가 합쳐질 것입니다. Faber는 "은하수와 안드로메다의 별 질량은 거의 같지만 안드로메다의 블랙홀은 우리은하의 50배 정도 더 큽니다."라고 말했습니다. "블랙홀이 그린 밸리에서 많이 자란다는 생각은 이 미스터리를 설명하는 데 많은 도움이 됩니다."

큰 질문 –“은하가 별 형성에서 휴면 상태로 가는 방법”

닐스 보어 연구소(Niels Bohr Institute)의 프란체스코 발렌티노(Francesco Valentino)는 "억제된 별 형성은 슬프게도 우리에게 은하가 죽어가고 있다는 것을 말해준다. 천체 물리학이 아직 대답하지 못한 가장 큰 질문 중 하나는 은하가 어떻게 별 형성에서 휴면 상태가 되는지입니다. 예를 들어, 우리 은하는 여전히 활동 중이며 천천히 새로운 별을 형성하고 있지만 너무 멀지 않은(천문학적으로) 처녀자리 성단의 중심 은하는 M87이 죽었고 완전히 다릅니다. 왜 그런 겁니까? "M87과 같은 은하의 중심에 거대하고 활동적인 블랙홀의 존재와 관련이 있을 수 있습니다." Valentino가 덧붙입니다.

은하수 '그린 밸리' 단계 –어디로 이어질까?

우리은하가 그린 밸리(은하가 활성에서 휴면으로 이동하는 영역)에 막 진입하고 있으며 블랙홀은 상대적으로 상대적으로 작습니다. 반면 안드로메다는 그린 밸리를 빠져 나와 블랙홀이 많이 커졌습니다. 더 크고, 또한 은하수보다 더 꺼집니다.

궁수자리 A*는 현재 크기의 25배로 성장할 것입니다.

페이버는 2021년에 우리의 논문인 How Galaxies Die에서 제안한 블랙홀 성장 규칙을 사용하여 우리 은하의 초대질량 블랙홀의 미래 크기를 예측할 수 있다고 말했습니다. 데일리 갤럭시 우리 은하의 초대질량 블랙홀인 궁수자리 A*가, Green Valley' 단계에서 더 커질 것입니다. "대략 우리 은하계의 블랙홀은 오늘날 안드로메다 초질량 블랙홀의 크기로 성장할 것이며, 이는 우리 태양의 2 x 10^8 질량으로 훨씬 더 커집니다.” Faber는 덧붙였습니다. 하지만 안드로메다는 우리은하보다 중간에 약간 더 밀도가 높은 것 같으므로 첫 번째 질량 추정치를 태양의 약 10^8 질량까지 아래로 수정하겠습니다. 이는 현재 규모의 25배 성장이 될 것입니다.”

새로운 모델은 물질이 블랙홀로 떨어지고 성장을 촉진할 때 중심의 초대질량 블랙홀로부터 은하와 그 주변으로 방출되는 에너지를 블랙홀 "피드백"에 기인하는 소멸에 대한 주요 아이디어 중 하나를 지원합니다. 이 에너지 피드백은 은하계의 가스 공급을 가열, 방출 또는 방해하여 은하계 후광에서 별 형성을 공급하기 위해 가스가 유입되는 것을 방지합니다.

기본 아이디어는 은하에 있는 별의 질량(별의 질량), 별들이 얼마나 퍼져 있는지(은하의 반지름), 그리고 중심 블랙홀의 질량 사이의 관계를 포함합니다. 주어진 항성 질량을 가진 별 형성 은하의 경우 은하 중심에 있는 별의 밀도는 은하의 반지름과 상관 관계가 있으므로 더 큰 반지름을 가진 은하는 더 낮은 중심 별 밀도를 갖습니다. 중심 블랙홀의 질량이 중심 항성 밀도에 비례한다고 가정하면, (주어진 항성 질량에서) 더 큰 반지름을 가진 별 형성 은하는 더 낮은 블랙홀 질량을 가질 것입니다.

그것이 의미하는 바는 더 큰 은하(주어진 항성 질량에 대해 더 큰 반지름을 가진 은하)가 더 진화하고 더 높은 별 질량을 쌓아야 중심 블랙홀이 별 형성을 소멸시킬 만큼 충분히 커질 수 있다는 것입니다. 따라서 작은 반지름의 은하는 큰 반지름의 은하보다 낮은 질량에서 소멸됩니다.

슬론 디지털 스카이 서베이(Sloan Digital Sky Survey)에서 찍은 아래 그래프의 이미지는 은하 진화를 나타내기 위해 선택된 현재 시대에 가까운 은하의 이미지입니다. 그래프는 작고 밀도가 높은 은하의 진화가 더 크고 더 확산된 은하의 진화와 어떻게 다른지를 보여줍니다.

Faber는 "반경이 큰 은하가 주어진 항성 질량에서 더 작은 블랙홀을 갖고 있고 블랙홀 피드백이 소멸에 중요하다면 반경이 큰 은하가 더 진화해야 한다는 새로운 통찰"이라고 말했습니다. “If you put together all these assumptions, amazingly, you can reproduce a large number of observed trends in the structural properties of galaxies.”

Larger SMBHs of Massive Quenched Galaxies

This explains, for example, why more massive quenched galaxies have higher central stellar densities, larger radii, and larger central black holes.

Based on this model, the researchers concluded that quenching begins when the total energy emitted from the black hole is approximately four times the gravitational binding energy of the gas in the galactic halo. The binding energy refers to the gravitational force that holds the gas within the halo of dark matter enveloping the galaxy. Quenching is complete when the total energy emitted from the black hole is twenty times the binding energy of the gas in the galactic halo.

Faber emphasized that the model does not yet explain in detail the physical mechanisms involved in the quenching of star formation. “The key physical processes that this simple theory evokes are not yet understood,” she said. “The virtue of this, though, is that having simple rules for each step in the process challenges theorists to come up with physical mechanisms that explain each step.”

“The black hole seems to be unleashed just as star formation slows down,” Faber said. “This was a revelation, because it explains why black hole masses in star-forming galaxies follow one scaling law, while black holes in quenched galaxies follow another scaling law. That makes sense if black hole mass grows rapidly while in the green valley.”

Candels Data

Faber and her collaborators have been discussing these issues for many years. Since 2010, Faber co-led a major Hubble Space Telescope galaxy survey program ( CANDELS, the Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey ), which produced the data used in the study. In analyzing the CANDELS data, she has worked closely with a team led by Joel Primack, UCSC professor emeritus of physics, which developed the Bolshoi cosmological simulation of the evolution of the dark matter halos in which galaxies form. These halos provide the scaffolding on which the theory builds the early star-forming phase of galaxy evolution before quenching.

The central ideas in the paper emerged from analyses of CANDELS data and first struck Faber about four years ago. “It suddenly leaped out at me, and I realized if we put all these things together–if galaxies had a simple trajectory in radius versus mass, and if black hole energy needs to overcome halo binding energy–it can explain all these slanted boundaries in the structural diagrams of galaxies,” she said.

The Daily Galaxy via UC Santa Cruz and Sandra Faber as well as the Neils Bohr Institute

Image credit top of page: Shutterstock License

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코멘트:

  1. Calchas

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  2. Tukora

    You are not mistaken

  3. Percyvelle

    브라보, 방금 다른 아이디어를 방문했습니다

  4. Kelly

    놀라운, 매우 귀중한 문구



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