블랙홀 중력붕괴

중력붕괴

중력 붕괴는 천체의 내부 압력이 천체의 자기 중력을 상쇄할 수 없을 때 발생한다. 항성의 경우, 중력 붕괴는 항성 핵 합성을 통해 온도를 유지하여 필요한 압력을 얻을 때, 여기에 필요한 "연료"가 너무 적거나, 핵 온도가 상승하지 않는 방식으로 추가 물질을 얻을 때 발생한다. 두 경우 모두 별의 온도가 자신의 무게를 감당할 수 있는 한 높은 온도에서 유지되지 않는 것이 일반적인 요소다. 별의 퇴행 압력이 퇴행성 물질로 응축되면 붕괴가 멈추어 다양한 종류의 응집이 발생한다. 밀도의 유형은 별의 외층이 도망친 후 나머지 잔해의 질량에 의해 결정됩니다.이 경우 외층이 날아가는 현상은 초신성 폭발, 맥동이며 행성상 초신성 형성일 수 있습니다. 붕괴 후의 질량은 붕괴 전의 별의 질량보다 훨씬 적다. 붕괴 전에 20M 이상의 질량을 갖는 별 잔여물의 질량은 5 M을 초과한다. 붕괴 전의 별이 크거나 원래의 무지로 붕괴한 후, 추가적인 질량이 잔해 위에 내려와 잔존물의 질량이 3M에서 4M(즉, 볼코프 한계너머의 토르만-오펜하이머-)가 되도록 하여 중성자 퇴행 압력은 더는 부패를 막을 수 없다. 토르만 오펜하이머-볼코프의 한계를 넘어 밀도가 블랙홀로 썩는 것을 멈추는 방법은 아직 명확하지 않다(쿼크의 퇴행 압력은 그 잠재력이다; 쿼크 참조). 무거운 별의 중력 붕괴는 별의 질량 블랙홀의 형성 원인으로 추측된다; 그것은 초기 우주에서 별의 형성 동안 매우 무거운 별들이 창조되었다고 생각된다; 이 별들은 그들의 수명을 통해 붕괴하였고 질량 103을 일으켰을 것이다. M 위에 형성된 블랙홀들. 이 블랙홀들은 오늘날 대부분의 은하 중심에 있는 초질량 블랙홀의 씨앗이었다. 중력 붕괴 중에 방출되는 에너지 대부분은 매우 빠르게 방출되므로 외부 관측통은 이 과정의 끝을 올바르게 볼 수 없습니다. 붕괴가 떨어지는 물질의 관성계에서 유한한 시간에 걸쳐 발생하는 현상이지만, 멀리 떨어진 관측자들이 추락하는 물질이 입사 지평선 위로 멈추는 것을 보는 것은 점점 더 느려진다(중력 시간 지연). 붕괴 물질에서 방출되는 빛은 관찰자가 만지는 데 점점 더 길어지고, 사건의 지평선 직전부터 방출되는 빛의 지연 시간은 무한대로 이어진다. 따라서 외부 관측통은 사건 지평선이 형성되는 순간을 절대적으로 볼 수 없습니다. 대신, 부패 물질의 적색 도가 증가함에 따라 점차 어두워지고 결국 사라지는 것처럼 보입니다.

 

대폭발과 원시 블랙홀

중력 붕괴는 큰 밀도가 필요하다. 오늘날의 우주에서는 그러한 큰 밀도가 별의 공간 안에서만 발견되지만, 대폭발 직후의 초기 우주는 밀도가 훨씬 더 컸고, 이 때문에 때때로 블랙홀이 생성될 수 있는 환경이 되었다. 질량이 고르게 분포될 때 질량이 모이지 않기 때문에 단순히 고밀도만으로 블랙홀이 형성되는 조건으로 공급이 부족하다.이러한 높은 매질에서 원시 블랙홀을 형성하기 위해서는 초기 밀도에 고르지 않은 변화가 존재해야 하며, 그 변화들은 그들 자신의 중력을 통해 점진적으로 증가해야 한다.초기 우주의 다른 모델들은 이러한 변화 중 얼마나 많은 것이 따로따로인지 다르게 예측한다: 많은 모델은 블랙홀의 탄생을 예측하고, 그 질량은 플랑크 질량 수준에서 수십만 M 레벨까지 다양하다.

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