블랙홀은 어떻게 발견됩니까?

블랙홀은 중력이 너무 커서 빛조차도 빠져 나올 수 없습니다 . 우리가 그것들을 볼 수없고 모든 전자기 방사선을 흡수하면 어떻게 찾을 수 있습니까?

John Conde의 답변에 추가하십시오. NASA 웹 페이지 "Black Holes" 에 따르면 , 블랙홀을 직접 감지하는 전자기 방사선을 감지하여 블랙홀을 감지 할 수는 없습니다 (따라서 '보이지 않음').

블랙홀은 웹 페이지에서 주변 물질과의 상호 작용을 관찰하여 추론됩니다.

그러나 블랙홀의 존재를 유추하고 근처의 다른 물질에 미치는 영향을 감지하여 연구 할 수 있습니다.

여기에는 블랙홀쪽으로 가속되는 물질로부터 방출되는 x- 선 방사선의 검출도 포함됩니다. 비록 이것이 첫 번째 단락과 모순되는 것처럼 보이지만, 이것은 블랙홀에서 직접 발생하는 것이 아니라 가속하는 물질과의 상호 작용에 의한 것입니다.

이 작업을 수행하는 방법에는 여러 가지가 있습니다.

중력 렌즈

이것은 지금까지 가장 잘 알려져 있습니다. 그것은 다른 사람들에 의해 언급되었지만, 나는 그것을 만질 것입니다.

먼 물체에서 나오는 빛은 중력에 의해 구부러져 렌즈와 같은 효과를냅니다. 이로 인해 물체의 여러 이미지가 왜곡되거나 왜곡 될 수 있습니다 (여러 이미지는 아인슈타인 고리와 십자가를 일으킴 )

따라서 육안으로 보이는 육체가없는 지역에서 렌즈 효과를 관찰하면 아마도 블랙홀이있을 것입니다. 대안은 우리가 모든 은하와 은하단의 발광 성분을 둘러싸고 통과하는 암흑 물질 '후광'을 들여다 보는 것입니다 ( 탄환 클러스터 참조 ). 충분히 작은 규모 (즉, 은하의 중앙 영역)에서 이것은 실제로 문제가되지 않습니다.

(이것은 아티스트가 BH를 지나가는 은하에 대한 인상입니다)

중력파

블랙홀 및 블랙홀과 관련된 다른 동적 시스템을 회전 시키면 중력파가 방출됩니다. LIGO (그리고 결국 LISA ) 와 같은 프로젝트 는 이러한 파도를 감지 할 수 있습니다. LIGO / VIRGO / LISA의 주요 관심 대상은 이진 블랙홀 시스템의 최종 충돌입니다.

레드 시프트

때때로 별표가있는 이진 시스템에 블랙홀이 있습니다. 그러한 경우, 별은 공통 바리 센터를 선회합니다.

별을주의 깊게 관찰하면 별이 우리 에게서 멀어 질 때 적색으로 변하고 우리를 향해 갈 때 파란 변이로 변합니다. 적색 편이의 변화는 회전을 시사하며, 보이는 두 번째 몸체가 없으면 일반적으로 블랙홀이나 중성자 별이 있다고 결론 내릴 수 있습니다.

Salpeter-Zel'dovitch / 젤도 비치 노비 코프 제안

여기에서 약간의 역사를 살펴보면 Salpeter와 Zel'dovitch는 가스 구름의 충격파에서 블랙홀을 식별 할 수 있다고 독립적으로 제안했습니다. 블랙홀이 가스 구름을 통과하면 구름의 가스가 가속됩니다. 이것은 우리가 측정 할 수있는 방사선 (주로 X- 선)을 방출 할 것입니다.

이것에 대한 개선은 Zel'dovitch-Novikov 제안인데, 별표가있는 이진 시스템의 블랙홀을 살펴 봅니다. 별에서 나오는 태양풍의 일부는 블랙홀로 빨려 들어갑니다. 바람의이 비정상적인 가속은 다시 X- 선 충격파로 이어질 것입니다.

이 방법은 다소간 Cyg X-1 의 발견으로 이어졌습니다.

우주 자이로 스코프

Cyg A 가 이에 대한 예입니다. 회전하는 블랙홀은 우주 자이로 스코프처럼 작동합니다. 방향이 쉽게 바뀌지 않습니다.

Cyg A의 다음 라디오 이미지에서,이 희미한 가스 제트가 중심점에서 나오는 것을 볼 수 있습니다.

이 제트기는 수십만 광년 길이이지만 매우 직진합니다. 불 연속적이지만 일직선. 어떤 물체가 중앙에 놓여 있더라도 방향을 매우 오랫동안 유지할 수 있어야합니다.

그 물체는 회전하는 블랙홀입니다.

퀘이사

대부분의 퀘이사는 블랙홀에 의해 구동되는 것으로 생각됩니다. 그들의 행동에 대한 다수의 후보 설명 중 일부 (예 : Blandford-Znajek 프로세스)에는 부착 디스크가있는 블랙홀이 포함 됩니다 .

블랙홀은 또한 다양한 물체가 뒤에 움직일 때 빛이 어떻게 구부러 지는지를 감지 할 수 있습니다. 이 현상을 중력 렌즈 라고하며 , 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 대한 시각적으로 놀라운 예측입니다.

이 이미지는 중력 렌즈의 형상을 나타냅니다. 빛이있는 배경 물체의 빛은 질량이 존재할 때 시공간의 왜곡으로 인해 구부러집니다 (여기서, 빨간 점은 문제의 블랙홀 일 수 있습니다).

천문학 자들은 우리 은하의 중심에 초 거대 블랙홀의 존재를 발견했으며 궁수 자리 A * 라고 불렀습니다 .

10 년 동안 작은 별 그룹의 궤적을 추적했으며, 빠른 움직임에 대한 유일한 설명은 약 4 백만 태양의 질량을 가진 매우 컴팩트 한 물체가 존재한다는 것입니다. 질량 및 거리 스케일이 고려되면 결론은 블랙홀이어야한다는 것입니다.

한 가지 방법은 Gamma Ray Bursts 를 따르는 것입니다 . 블랙홀이 주변 가스를 먹거나 너무 가까이있는 별을 삼킬 때, 종종 매우 활기차고 발견하기 쉬운 감마선 버스트를 방출합니다 (오래 지속되지는 않지만).

초 거대 블랙홀 의 경우 , 모든 중대형 은하의 중심에있는 것 같습니다. 그것은 만드는 곳 용이 아니라보고.

이 질문에 앞서 주어진 4 가지 답변은 모두 훌륭하고 서로를 완성합니다. 목표 물체를 도는 물체를 찾으면 목표 물체의 질량도 계산할 수 있습니다.

블랙홀로 떨어지는 물질은 광속으로 가속됩니다. 그것이 가속화됨에 따라, 물질은 아 원자 입자 및 경질 방사선, 즉 X- 선 및 감마선으로 분해된다. 블랙홀 자체는 보이지 않지만 가속되어 입자로 분해되는 유입 물질의 빛 (주로 X- 선, 감마선)이 보입니다.

우리 은하의 중심을 바라 보면서 찬드라 엑스선 우주 망원경은 Sgr A * 외에 몇 가지 블랙홀을 간접적으로 관찰했다. 그 후, 근처에 동화 할 것이 더 없으면 블랙홀이 다시 어두워집니다.

http://chandra.harvard.edu/press/05_releases/press_011005.html

여기 은하 중심 근처에있는 블랙홀 떼에서이 타오르는 부분을 볼 수 있습니다.

블랙홀을 탐지하는 방법 (실제로는 홀이나 특이점이 아니며 질량, 반경, 회전, 전하 및 밀도에 따라 반지름에 따라 다름, http://en.wikipedia.org/wiki/Schwarzschild_radius 참조 )

• 수동적으로 (별 또는 초대형) 블랙홀을 감지하고 산발적으로 발생하는 경질 방사선 플레어를 찾거나 기다리는 다음 실제 블랙홀 또는 흰색에서 grb (감마선 폭발)를 잡았는지 관찰해야합니다. 주기적 노바를하는 난쟁이 또는 중성자 별;

• 연속적인 효과 인 중력 렌즈를위한 블랙홀 모양을 적극적으로 감지하거나 Sgr A * 주변의 5000 + km / sec에서 S2와 같이 겉보기에 비어있는 지점 주위에서 고속으로 공전하는 별

http://en.wikipedia.org/wiki/S2_(star)

그러나 그 원인을 알 수있는 것은 아무것도 없습니다. 발생하기 전에 하늘에서 그 지점을 관찰하는 것이 좋습니다.