黑洞 Black hole.

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1 黑洞 Black hole

2 目錄 1 研究動機 2 關於黑洞 3 黑洞的形成 4 中子星與白矮星 5 蟲洞與時間旅行 6 黑洞候選星 7 研究心得 8 更多

3 1 1.研究動機 2 3 近日偶爾會看見有關「宇宙無底洞」──黑洞的相關新聞，激起我和同伴們 研究黑洞的興趣，於是我們決定要著手研究黑洞。在過程中，我們將盡全 力探討有關黑洞的事項。 雖然無法親眼目睹黑洞是如何形成、如何吸進物體(甚至是光)，但我們可以 藉由參考書籍、網路...等，了解「黑洞大小事」。 以下將是我們的探討成 果。 4 5 6 7 8

4 1 2.關於黑洞 2 2.1關於黑洞 3 黑洞是由質量足夠大的恆星在核融合反應的燃料耗盡而死亡後，發生重力 塌縮而形成。黑洞的質量是如此之大，它產生的重力場是如此之強，以致 於任何物質和輻射都無法逃逸，就連光也逃不出來。由於類似熱力學上完 全不反射光線的黑體，故名為黑洞。在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事 件視界，標誌著無法返回的臨界點。 黑洞──Black hole 是根據現代的廣義相對論所預言的，在宇宙空間中存在的一種質量相當大 的天體。 4 5 6 7 8

5 2.2黑洞黑不黑? 根據史瓦西解，如果一個重力天體的半徑小於一個特定值，天體將會發生坍塌，這個半徑就叫做史瓦西半徑。在這個半徑以下的天體，其中的時空嚴重彎曲，從而使其發射的所有射線，都將被吸引入這個天體的中心。因為相對論指出在任何慣性座標中，物質的速率都不可能超越真空中的光速，在史瓦西半徑以下的天體的任何物質，都將塌陷於中心部分。 由於在史瓦西半徑內連光線都不能逃出黑洞 ，所以一個典型的黑洞確實是「黑」的。 史瓦西半徑由下面式子給出： G是萬有引力常數，M是天體的質量，c是光速。對於一個與地球質量相等的天體，其史瓦西半徑僅有9毫米。 Note

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7 3.黑洞的形成 3.1黑洞起源 典型的恆星死亡演化圖：
2 3.1黑洞起源 3 典型的恆星死亡演化圖： 1 2 4 3 5 6 4 (1)質量最小的恆星─棕矮星，在燃料用盡之前保持不變。 (2)紅巨星，質量相當於太陽，(4)最後崩塌成為白矮星。 (3)超巨星，質量為太陽的10~30倍。 (5)10倍的最後崩塌為中子星，(6)30倍的崩塌成黑洞。 想了解黑洞如何形成，需要先了解恆星的生命週期。恆星的形成是當大量氣體(主要是氫氣)在自身重力的影響下，開始產生塌縮，當收縮時氣體原子之間的碰撞越來越密集劇烈，當氣體溫度升高，最後最讓氫原子碰撞而不再談開，最後會融合形成氦，在反應中(有如氫彈爆炸)將熱釋放出來，這就是恆星發亮的原因。多餘的熱也會增加氣體的壓力，直到足以平衡重利，並讓氣體停止收縮為止。這有點像是氣球，內部氣體的壓力(試圖讓氣球膨脹)，以及橡皮的張力(試圖讓氣球變小)維持平衡，恆星便在核反應產生的高熱與重力引力兩者達成平衡之下維持長期的恆定狀態。 5 6 7 8

8 3.2引力坍縮 引力坍縮(Gravitational collapse)是天體 物理學上恆星或星際物質在自身物質的引力 作用下向內塌陷的過程，產生這種情況的原 因是恆星本身不能提供足夠的壓力以平衡自 身的引力，從而無法繼續維持原有的流體靜 力學平衡，引力使恆星物質彼此拉近而產生 坍縮。在天文學中，恆星形成或衰亡的過程 都會經歷相應的引力坍縮。特別地，引力坍 縮被認為是IB和IC型超新星以及II型超新星 形成的機制，大質量恆星坍縮成黑洞時的引力坍縮也有可能是伽瑪射線 暴的形成機制之一。至今人們對引力坍縮在理論基礎上還不十分了解， 很多細節仍然沒有得到理論上的完善闡釋。由於在引力坍縮中很有可能 伴隨著引力波的釋放，通過對引力坍縮進行計算機數值模擬以預測其釋 放的引力波波形是當前引力波天文學界研究的課題之一。

9 1 4.中子星與矮星 Note 2 4.1中子星 3 中子星，是恆星演化到末期，經由引力坍縮發生超新星爆炸之後，可能成 為的少數終點之一。恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚變反應中耗盡， 當它們最終轉變成鐵元素時便無法從核聚變中獲得能量。失去熱輻射壓力 支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落，有可能導致外殼的動能轉 化為熱能向外爆發產生超新星爆炸，或者根據恆星質量的不同，恆星的內 部區域被壓縮成白矮星、中子星以至黑洞。 4 5 6 堅硬的表面 液態的核心 7 8

10 4.2白矮星 白矮星(white dwarf)，也稱為簡併矮星，是由簡併態物質構成的小恆星。 它們的密度極高，一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小， 微弱的光度則來自過去儲存的熱能。在太陽附近的區域內已知的恆星中大 約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾利 斯·羅素、愛德華·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到，白矮星的名字是威廉· 魯伊登在1922年取的。 白矮星形成時的溫度非常高，目前發現最高溫的白矮星是行星狀星雲NGC 2240中心的HD62166，表面溫度約200000K，但是因為沒有能量的來源， 因此將會逐漸釋放它的熱量並解逐漸變冷 (溫度降低)，這意味著它的輻射 會從最初的高色溫隨著時間逐漸減小並且轉變成紅色。經過漫長的時間， 白矮星的溫度將冷卻到光度不再能被看見，而成為冷的黑矮星。但是，現 在的宇宙仍然太年輕 (大約137億歲)，即使是最年老的白矮星依然輻射出 數千度K的溫度，還不可能有黑矮星的存在 。

11 白矮星是中低質量的恆星的演化路線的終點。在紅巨星階段的末期，恆 星的中心會因為溫度、壓力不足或者核融合達到鐵階段而停止產生能量 （產生比鐵還重的元素不能產生能量，而需要吸收能量）。恆星外殼的 重力會壓縮恆星產生一個高密度的天體。 一個典型的穩定獨立白矮星具有大約半個太陽質量，比地球略大。這種 密度僅次於中子星和夸克星。如果白矮星的質量超過1.4倍太陽質量，那 麼原子核之間的電荷斥力不足以對抗重力，電子會被壓入原子核而形成 中子星。 大部分恆星演化過程都包含白矮星階段 。由於很多恆星會通過新星或者超新星 爆發將外殼拋出，一些質量略大的恆星 也可能最終演化成白矮星。雙星或者多 星系統中，由於恆星質量（物質）的交 換，恆星的演化過程與單獨的恆星不同 ，例如天狼星的伴星就是一顆年老的大 約一個太陽質量的白矮星，但是天狼星 是一顆大約2.3個太陽質量的主序星。

12 4.3紅矮星 紅矮星，也就是M型主序星（MV），根據赫羅圖，「紅矮星」在眾多處 於主序階段的恆星當中，其大小及溫度均相對較小和低，在光譜分類方面 屬於M型。它們在恆星中的數量較多，大多數紅矮星的直徑及質量均低於 太陽的三分一，表面溫度也低於3,500 K。釋出的光也比太陽弱得多，有時 更可低於太陽光度的萬分之一。 又由於內部的氫元素核聚變的速度緩慢， 因此它們也擁有較長的壽命。 質量低於0.35太陽質量的紅矮星會有充分的 對流， 氦元素會在恆星內部均勻分布，而不會在核心累積， 紅矮星不會膨 脹成紅巨星，而逐步收縮，直至氫氣耗盡。 它們會保持穩定的光度和光譜 持續數千億年，由於現在宇宙的年齡有限，還沒有紅矮星發展到之後的階 段。 紅矮星 太陽

13 4.4主序星之性質 共用著矮星這個術語，意味著主序星會造成其它方面的困惑，因為有些矮星不是主序帶上的恆星。例如，白矮星就是一種不同種類的恆星，它們遠小於主序帶上的恆星－大約是和地球相似的尺度，是許多主序星演化的最後階段。 一顆恆星的溫度是經由在它光球內電漿的物理性質，確認它的光譜類型的結果。恆星能量輻射的波函數受到溫度和成分這兩個因素的影響，這種能量分佈的關鍵的指標是色指數，B − V，測量的方法是使用濾鏡量測藍色 (B)和黃綠色(V)的星等，這種星等上的差異提供了恆星溫度的測量。 在赫羅圖上的恆星絕大多數都位於主序帶的曲線上。這條線是很明顯的， 因為恆星的光譜類型和亮度都僅與恆星的質量相關，至少是零階近似，只 要它的核心是進行著氫融合－而且所有恆星的生命活躍期幾乎都耗費在這 個階段。 主序星也稱為矮星，但是這個術語有著它的歷史，並且有些令人費解。溫 度較低的恆星，像是紅矮星、橙矮星、和黃矮星都是只比相同顏色的恆星 更小和更暗淡的恆星。 然而，對更熱的藍色和白色恆星，其大小和亮度與所謂的矮星和同樣也在 主序帶上但被稱為巨星的恆星相比並不會顯得較小；而最熱的恆星並沒有 被直接的觀測過。在這個術語中所說的矮星和巨星參考的是在譜線上的差 異，它顯示的是這顆恆星在主序帶上還是離開了主序帶。不過，非常熱的 主序星，即使它們有著和巨星大約相當的大小和亮度，有時依然會被稱為 矮星。

14 Note 簡易赫羅圖: 此赫羅圖無法表示第4章note的意義。 絕對星等 光譜型態 -15 Ia Ib II III IV V VI VII
Ia Ib II III IV V VI VII 特超巨星 超巨星 亮巨星 巨星 次巨星 次矮星 紅矮星 白矮星 棕矮星 絕對星等 20 光譜型態 O B A F G K M L T

15 1 5.蟲洞與時間旅行 2 5.1關於蟲洞 3 蟲洞(Worm hole)，或譯作蛀孔或蠹孔，又稱愛因斯坦-羅森橋，是宇宙中可能存在的連接兩個不同時空的狹窄隧道。蟲洞是1916年奧地利物理學家路德維希·弗萊姆首次提出的概念，1930年代由愛因斯坦及納森·羅森在研究引力場方程時假設，認為透過蟲 洞可以做瞬時間的空間轉移或者做時 間旅行。迄今為止，科學家們還沒有 觀察到蟲洞存在的證據，一般認為這 是由於很難和黑洞相區別。 為了與其他種類的蟲洞進行區分，例 如量子態的量子蟲洞及弦論上的蟲洞 ，一般通俗所稱之「蟲洞」應被稱為 「時空蟲洞」，量子態的量子蟲洞一 般被稱為「微型蟲洞」，兩者有很大 的區分。 4 5 6 7 8

16 5.2蟲洞之特性 黑洞有一個特性，就是會在另一邊得到所謂的「鏡射宇宙」。愛因斯坦並 不重視這個解，因為我們根本不可能通行。於是，連接兩個宇宙的「愛因 斯坦—羅森橋」(Einstein—Rosen bridge)被認為只是個數學技倆。 但是，在1963年時，紐西蘭的數學家羅伊·克爾的研究發現，假設任何崩 潰的恆星都會旋轉，則形成黑洞時，將會成為動態黑洞；史瓦西的靜態黑 洞並不是最佳的物理解法。然而，實際上恆星會變成扁平的結構，不會形 成奇點。也就是說：重力場並非無限大。這使得我們得到了一個驚人的結 論：如果我們將物體或太空船沿著旋轉黑洞的旋轉軸心發射進入，原則上， 它可能可以熬過中心的重力場，並進入鏡射宇宙。如此一來，愛因斯坦— 羅森橋就如同連接時空兩個區域的通道，也就是「蟲洞」。 理論上，蟲洞是連結白洞和黑洞的多維空間隧道，是無處不在，但轉瞬即 逝的。不過有人假想一種奇異物質可以使蟲洞保持張開。也有人假設如果 存在一種叫做幻影物質(Phantom matter)的奇異物質的話，因為其同 時具有負能量和負質量，因此能創造排斥效應以防止蟲洞關閉。這種奇異 物質會使光發生偏轉，成為發現蟲洞的信號。但是這些理論存在過多未經 測試的假設，很難令人信服。

17 5.3時間旅行 若要到未來旅行，旅行者乘坐的火箭必須超越光速，使他們感覺得時間較地球上的人短。假如旅行者在在火箭上過了才經過幾年，但在地球上的早已過了數千年。 時間 時間 B事件 未來 火箭 光速 火箭 圖5.3.1:若火箭以低於光速的方式，從地球上A事件行進到半人馬座阿爾法星B事件，那麼所有觀察者將會同意A事件發生在B事件之前。 圖5.3.2:若A事件與B事件不可能以低於光速的路徑連結，則以不同速度運動的觀察者，對於哪個事件發生在前將不會有共識。 A事件 現在 圖5.3.2 圖5.3.1 地球 A星球

18 5.4蟲洞時間旅行之矛盾 廣義相對論預言如果有可以通過的蟲洞存在，則回到過去是可能的。 目前沒有發現或製造出可以通過的蟲洞。不過即使可以通過的蟲洞 存在，能否通過其到達未來也仍然是未知的。因爲廣義相對論本身 對量子效應不能很好的描述。 有人用半經典的方法把量子效應 融入廣義相對論，然後得出蟲洞 會產生出正反饋摧毀蟲洞。爲了 解決這一矛盾，只好假設任何進 入蟲洞的輻射都會散開，從而阻 止了任何企圖向過去傳遞信息的 行為。 我們附近的宇宙 其他角落的宇宙 蟲洞入口 蟲洞出口 地球

19 5.5蟲洞與時空旅行之結論 顧名思義，「蟲洞」是一條狹小的時空通道，可以連接平坦空間中亮個遙 遠的區域。因此雖然地球與半人馬座阿爾法星20兆哩遠，但是穿越蟲洞可 能只有數百哩而已。所以蟲洞和其他光速旅行一樣，可以進行時空旅行。 :蟲洞能使出 發者在出發前回 到出發地。 :蟲洞或許能成為一個捷徑，在二者之間穿梭。

20 6.黑洞候候選星 6.1 人馬座A 小資料 徑向速度 (Rv) 46 km/s 質量 3.7×106 M (其餘不詳)
2 6.1 人馬座A 3 小資料 徑向速度 (Rv) 46 km/s 質量 ×106 M (其餘不詳) 4 5 人馬座A（Sagittarius A）是位於銀河系銀心的複雜無線電波源。它位於人馬座，在可見光觀測下被銀河系螺旋形袖子的大幅宇宙塵所遮蔽。 人馬座A由3個部份組成：超新星遺跡的人馬座A東星、螺旋結構的人馬座A西星、及非常光亮的緻密無線電波源人馬座A*。這三個部份是重疊的，當中人馬座A東星最大，西星位於東星內偏離中心的位置，而A*則位於西星中心。 6 7 位於銀河系中心相信就是一個超重黑洞。人馬座A可能就是此超重黑洞的位置。圍繞人馬座A的星體的速度比銀河系內其他星體的速度都要高，大約每11分鐘旋轉一圈。其中一顆稱為S2的星體，就是以秒速5000公里圍繞人馬座A。 8

21 6.2天鵝座X-1 小資料 質量 20–40 M 半徑 20–22 R 表面重力 (log g)3.31 ± 0.07
溫度 31,000 K 年齡 5 million 年 天鵝座X-1（簡稱Cyg X-1）是一個銀 河系內位於天鵝座的雙星系統，是著 名的X射線源。它在1964年的一次 火箭彈道飛行時被發現，是從地球觀測最強的X射線源之一，其頂峰X射線通量為2.3×10−23 Wm−2Hz−1天鵝座X-1是最先被廣泛承認為黑洞的候選星體，也是同類星體中最受研究關注的。現在估計其質量為太陽質量的8.7倍，而其密度之高使黑洞成爲唯一一種解釋。如果如此，它的事件視界半徑約為26公里。 天鵝座X-1屬於一個高質量X射線雙星系統，其距離太陽大約6,070光年，另一成員為一顆超巨星變星，編號為HDE 。兩者相互圍繞公轉，距離為0.2天文單位，即地球和太陽間距離的20%。該星的星風為X射線源的吸積盤提供物質。盤的內部溫度達到幾百萬K，因此輻射出X射線。兩條垂直於吸積盤的相對論性噴流將被吸進的物質噴射出星際空間。

22 這個系統可能屬於一個名為天鵝座OB3的星協，意味著天鵝座X-1的年齡超過500萬年，並源於一顆質量大於40個太陽質量的原星。這顆原星的大部分質量都散失了，很可能是以星風的形式。如果該星以超新星的形式爆炸，則其威力足以將剩餘物質噴射出這個系統。因此它可能直接坍縮成一個黑洞。 物理學家史蒂芬·霍金和基普·索恩曾拿天鵝座X-1作了一場科學的賭局。當中霍金賭天鵝座X-1不是一顆黑洞。1990年霍金讓步，因爲觀測證據顯示這個系統中存在著引力奇點。 天鵝座OB3星協中最大星體的質量為40太陽質量。由於較大的星體演化得較快，這表明天鵝座X-1的前身的質量超過40個太陽質量。根據目前估計的黑洞質量，該星體損失了超過30個太陽質量的物質。其部分質量可能流失給HDE ，而其餘的則很可能被一股強大的星風吹走。HDE 的外大氣層中的高氦含量有可能是這次物質傳遞的證據。其前身可能曾演化成一顆沃爾夫-拉葉星，並透過強星風拋出了大氣層中一大部分的物質。對同類天體的觀測顯示，如果其前身曾爆炸成為超新星，其殘骸很可能會以相對高的速度被拋射出這個系統。由於拋出的物質仍然留在軌道上運行，表明其前身是直接坍縮成一顆黑洞，沒有經過爆炸（或僅僅是相對輕微的爆炸）。

23 6.3SN 1979C 小資料 (其餘不詳) SN 1979C是一顆距離地球約5千萬光年，位 於后髮座的螺旋星系M100中的II-L型超新星
，由美國馬里蘭州的天文愛好者Gus E.John son在1979年4月19日發現。用美國宇航局的 錢德拉望遠鏡、歐洲太空局的XMM-Newton望 遠鏡和德國ROSAT望遠 鏡觀測的結果顯示一個 明亮的Ｘ射線源，這個 X射線源在1995年到200 7年期間一直非常穩定， 基本可以確定是一個黑 洞。這也是人類觀察到 的最年輕的黑洞。但還 需要更進一步的觀察才 能確定它不是中子星 或脈衝星。 SN 1979C

24 7.研究心得 這次的專題報告，是大夥兒聚在一起討論以及研究、查詢相關資料的心血結晶，過程非常有趣，也讓我們學到很多新知。
1 7.研究心得 2 這次的專題報告，是大夥兒聚在一起討論以及研究、查詢相關資料的心血結晶，過程非常有趣，也讓我們學到很多新知。 令我印象最深的是大家一起到組長家，並將我們三人的報告統整起來，再補充不足之處，匯集成現在的這一份報告的那一天。一起努力的滋味真讓我們回味無窮啊! 我們由衷希望各位會喜歡這份報告，謝謝! 3 4 5 6 7 8

25 8.更多 8.1相關影片 分享 此影片 影片來源 1 2 3 The Largest Black Holes in the Universe
4 5 6 7 影片來源 8

26 Black Holes, Neutron Stars, White Dwarfs, Space and Time
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27 Mysterious Black Holes
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28 8.2參見 前主序星 超新星 次矮星 次巨星 巨星 亮巨星 超巨星 特超巨星 黑矮星 脈衝星 霍金輻射 裸奇點 恆星 白洞

29 8.3參考文獻 網站:維基百科 書名:圖解時間簡史 原文:The Illustrated A Brief History of Time 作者:史蒂芬·霍金 原文:Stephen Hawking 譯者:郭兆林、周念縈 出版:大塊文化 日期：2012年06月27日 ISBN：

30 8.4內容出處 文字出處 http://zh.wikipedia.org/wiki/%E9%BB%91%E6%B4%9E
圖解時間簡史(The Illustrated A Brief History of Time)113頁、145頁~146頁、205頁、206頁

31 圖片出處 圖解時間簡史(The Illustrated A Brief History of Time)115頁、146頁、207頁、208頁 部分圖片內容使用 創用CC或出處不詳

32 謝謝觀賞 PowerPoint 2013 Preview製作