其中有关黑洞理论中的史瓦西半径!
史瓦西(1873~1916)
Schwarzschild,Karl
德国天文学家,物理学家。1873年10月9日生于法兰克福,1916年5月11日卒于波茨坦。
18岁进斯特拉斯堡大学,20岁进慕尼黑大学,23岁获博士学位。曾任格丁根大学教授兼该校天文台台长。 1909年任波茨坦天体物理台台长。第一次世界大战爆发后在德军中服役。史瓦西是照相测光的开创者之一,曾提出底片上的星象密度并不取决于星光照度和露光时间的乘积,而取决于星光照度和露光时间的p(p小于1)次方的乘积,后来这一关系被称为史瓦西定律,p则称为史瓦西因子。
1906年指出恒星大气中自内向外的热转移主要不是靠对流而是靠辐射,并提出恒星大气中辐射平衡的概念和局部热动平衡的假设。 认为整个恒星大气并不处于严格热动平衡状态,但就离恒星中心同样距离的某一薄层而言,可看成处于局部热动平衡下,并可引入一个局部温度来表征它的热状态。
在这基础上建立了辐射转移的定量理论。1916年推导出广义相对论球对称引力场的严格解,表征了球对称物体所产生的静态引力场的四维时空的度量性质。 后来被命名为史瓦西度规。还提出了物体的史瓦西半径的概念。
当一颗恒星发生引力坍缩、收缩到这一半径大小时,就会变成黑洞。他还是玻尔原子光谱理论的先驱者,和A。索末菲各自独立地提出了普遍“量子化定则”,推出了电场对光影响的斯塔克效应的完整理论。
史瓦西半径:我是这么认为的,指一物体在其质量不变的情况下,将其压缩至一个其特有的半径时,他就会变成黑洞!这个半径就是史瓦西半径!
史瓦西半径Schwarzchild radius的公式是这样的:
Rs = 2GM / C2
一个简单的记法是这样记的
GMm/Rs = 1/2 mC2
=> Rs = 2GM / C2
不过这不是正确的推导方法, 事实上这个公式是由广义相对论的史瓦西解(Schwarzchild Solution)所得到的结果。
这个解告诉我们广义相对论预测一种物体, 那就是黑洞。 只要接近这个物体到一个限度, 你就会发现时空被一个球面(半径为史瓦西半径)分割成两个性质不同的区域, 这个球面称为事界(Event horizon)。
利用上面的公式, 我们也可以来做些好玩的事情。 首先, 我们可以算出太阳的Schwarzchild Radius, 我们可以发现, 太阳的史瓦西半径是3km, 也就是说, 质量跟太阳一样的黑洞, 如果物体接近到3km以内, 就逃不出来了。
而地球的史瓦西半径为0。9cm
我想如果想要研究黑洞的性质, 就必须要修习广义相对论, 才能对黑洞与宇宙了解深入一点。
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史瓦西(1873~1916)
Schwarzschild,Karl
德国天文学家,物理学家。1873年10月9日生于法兰克福,1916年5月11日卒于波茨坦。
18岁进斯特拉斯堡大学,20岁进慕尼黑大学,23岁获博士学位。曾任格丁根大学教授兼该校天文台台长。 1909年任波茨坦天体物理台台长。第一次世界大战爆发后在德军中服役。史瓦西是照相测光的开创者之一,曾提出底片上的星象密度并不取决于星光照度和露光时间的乘积,而取决于星光照度和露光时间的p(p小于1)次方的乘积,后来这一关系被称为史瓦西定律,p则称为史瓦西因子。
1906年指出恒星大气中自内向外的热转移主要不是靠对流而是靠辐射,并提出恒星大气中辐射平衡的概念和局部热动平衡的假设。 认为整个恒星大气并不处于严格热动平衡状态,但就离恒星中心同样距离的某一薄层而言,可看成处于局部热动平衡下,并可引入一个局部温度来表征它的热状态。
在这基础上建立了辐射转移的定量理论。1916年推导出广义相对论球对称引力场的严格解,表征了球对称物体所产生的静态引力场的四维时空的度量性质。 后来被命名为史瓦西度规。还提出了物体的史瓦西半径的概念。
当一颗恒星发生引力坍缩、收缩到这一半径大小时,就会变成黑洞。他还是玻尔原子光谱理论的先驱者,和A。索末菲各自独立地提出了普遍“量子化定则”,推出了电场对光影响的斯塔克效应的完整理论。
史瓦西半径(Schwarzschild radius)是任何具重力的质量之临界半径,在天文学上,当一个天体的半径低于史瓦西半径时,便会成为黑洞。
而黑洞表面至史瓦西半径的范围,称为“事件穹界”,所有进入事件穹界的物质,包括光线,均无法逃脱黑洞的引力。
史瓦西半径的公式,其实是从物件逃逸速度的公式衍生而来。它将物件的逃逸速度设为光速,配合万有引力常数及天体质量,便能得出其史瓦西半径。
r=2Gm/c²
当中,
r 代表史瓦西半径;
G 代表万有引力常数,即 6。 67 × 10-11 N m2 / kg2;
m 代表天体质量;
c² 代表光速的平方值,即 (299,792,458 m/s)² = 8。
98755 × 1016 m²/s²。
把常数的数值计算,这条公式也可写成
r=m × 1。 48 × 10^(-27)
r 的单位是“米”,而 m 的单位则是“千克”。
要注意的是,虽然以上公式能计算出准确结果,但史瓦西半径还需透过广义相对论方能导出。事实上,牛顿力学及广义相对论能导出相同结果,纯粹是巧合而已。
史瓦兹旭尔得解是卡尔·史瓦兹旭尔得于1915年针对广义相对论方程关于球状物质分布的解,此解的一个结果是可能存在黑洞。
根据爱因斯坦的广义相对论,黑洞是可以预测的。他们发生于史瓦兹度量。这是由卡尔~史瓦兹于1915年发现的爱因斯坦方程的最简单解。
根据史瓦兹解,如果一个重力天体的半径小于史瓦西半径,天体将会发生坍塌。
在这个半径以下的天体,其间的时空弯曲得如此厉害,以至于其发射的所有射线,无论是来自什么方向的,都将被吸引入这个天体的中心。 因为相对论指出任何物质都不可能超越光速,在史瓦西半径以下的天体的任何物质——包括重力天体的组成物质——都将塌陷于中心部分。
一个有理论上无限密度组成的点组成重力奇点(gravitational singularity)。由于在史瓦西半径内连光线都不能逃出黑洞,所以一个典型的黑洞确实是“黑”的。 。