黑洞測量方法

A. 如何測量黑洞的引力常量

（1）設A、B圓軌道的半徑分別為r1、r2，由題意知，A、B的角速度相等，為ω0，有：FA＝m1r1ω02，FB＝m2r2ω02，又FA=FB．設A、B之間的距離為r，又r=r1+r2．由以上各式得，r＝m1+m2m2r1①由萬有引力定律得，FA＝Gm1m2r2．將①代入得，FA＝Gm1m23(m1+m2)2r12令FA＝Gm1m′r12，比較可得m′＝m23(m1+m2)2．②（2）由牛頓第二定律有：Gm1m′r12＝m1v2r1，③又可見星的軌道半徑r1＝vT2π④由②③④得，m23(m1+m2)2＝v3T2πG．（3）將m1=6ms代入m23(m1+m2)2＝v3T2πG得，m23(6ms+m2)2＝v3T2πG⑤代入數據得，m23(6ms+m2)2＝3.5ms．⑥設m2=nms，（n＞0）將其代入⑥式得，m23(m1+m2)2＝n(6n+1)2ms＝3.5ms．⑦可見，m23(6ms+m2)2的值隨n的增大而增大，令n=2時，得n(6n+1)2ms＝0.125ms＜3.5ms⑧要使⑦式成立，則n必須大於2，即暗星B的質量m2必須大於2m1，由此得出結論，暗星B有可能是黑洞．答：（1）m′＝m23(m1+m2)2．（2）暗星B的質量m2與可見星A的速率v、運行周期T和質量m1之間的關系式為m23(m1+m2)2＝v3T2πG．（3）暗星B有可能是黑洞．

B. 精· 科學家如何測量黑洞質量

黑洞會釋放出X射線，科學家通過觀測X射線來探測黑洞。
人類探測的第一顆黑洞位於天鵝座它與旁邊的一顆高質量的恆星產生共生（就是恆星的能量被黑洞吸收並互相公轉）
這就是通過X射線探測黑洞的事實。

C. 黑洞的密度是怎麼測量的

黑洞的密度目前無法測量，它的奇點不適用於任何物理定律。

黑洞是由美國天體科學家約翰·惠勒在1968年首次提出，英文名是Black hole。他是由愛因斯坦的廣義相對論預言的「一個將所有物質、能量、光線用引力束縛在內的天體，外部看不到它的存在。」

早在1783年，英國一個名叫約翰·米歇爾什的自然哲學家就在寫給朋友的信中提出：「如果一個跟太陽一樣質量的天體，卻只有3km的半徑，那麼光線逃不出它的范圍，將是肉眼不可見。」

此後一直有關於黑洞的理論出現，直到愛因斯坦1915年提出的廣義相對論。德國的卡爾·史瓦西便由相對論的引力場方程式得到了一個精確解，能夠描述出這個方程的球形質量：如果一個天體的所有物質、能量、光線都被它的引力壓縮在一個極小的「引力半徑」內，這個天體將不可見，一切物理定律在這里將失效。那麼它的密度是不可測量的。

在2019年4月10日，由全球200多位科學家組成的國際EHT事件視界望遠鏡觀測到並公布了第一張來自5500萬光年外的M87黑洞照片，質量有太陽的65億倍，證明了黑洞是真實存在的。

D. 宇宙中黑洞的視界並非真正大小，能測量出它的大小嗎

黑洞是宇宙中引力最強的單一天體，通常都質量巨大，體積也是因質量的大小而有大有小。不過我們常說的黑洞的大小並非它的實體大小，而是它在視界規則下的虛擬大小，因為他連光都會吸收進去，所以我們無法看到黑洞到底什麼樣，更無法接觸黑洞實體，就將它的史瓦西半徑邊緣（視界邊緣）所達到的大小范圍視作它的體積，但黑洞的視界邊緣實際上是光等電磁輻射無法逃出黑洞引力的地方，並非黑洞的實體表面。那麼黑洞的真正實體在哪裡呢？推論認為應該就是它的奇點了，這里是黑洞中物質最終歸屬的地方。

E. 如何測量黑洞轉速

根據時空拖曳測量進入黑洞的物質的軌跡來推算。

F. 怎麼確定黑洞目前的位置

黑洞的探索，主要有兩種：
其一，是靠探索黑洞的吸積盤在被黑洞吸收的過程中發出的強大的X 光射線。
這種觀察方法的弊病是，中子星由於將原來恆星的磁場都強制壓縮在了一個十分小的范圍，而已中子星也可以發出十分強的X 光線輻射。不過現代的射電望遠鏡技術可以在一定程度上克服這種問題。
其二，是通過測量旋轉的克爾黑洞在旋轉的時候輻射出的引力能，或者是兩個相撞的黑洞在結合的時候釋放出來的大量引力能來確定黑洞的存在。但是這種方式，對實驗的器材的靈敏度的要求非常的高。即使是理論計算上輻射出的引力能最多的碰撞引力能，也就是兩個相撞的黑洞在結合的時候放出的引力能，達到地球的時候的潮汐力（潮汐力和時空曲率是同一個事物的不同名稱）強度最樂觀
的估計也僅僅是，對海洋的作用僅僅是幾個原子半徑，因而想在宏觀的領域中找尋黑洞的引力波是不可能的了。
天文學家們實驗物理學家們通過理論物理學家們的理論啟發，對上述兩種可能的探測情況想出了相應的措施。
在射電天文方面，現在的天文學家的技術已經十分成熟了。利用高能射電望遠鏡，天文學家已經為一些黑洞的候選人拍了許多照片，並且被理論物理學家們正式為黑洞，比如天鵝星座星的伴星天鵝X ，已經肯定是一個黑洞了。
在引力波的觀測方面，現在在使用的主要有兩中裝置：棒引力波探測器和光波迴路探測器。
棒引力探波探測器的主要工作原理，是通過一個十分巨大的金屬棒，以及在這個金屬棒的外表包裹粘貼了十分多的電磁波探測器。這些探測器的探測精度非常高，可以探測到這些金屬棒由於引力波的作用產生的在各個方向上受到的潮汐力的拉動，以及這種拉動效應引起的金屬棒中的電磁波的小規模異常振動產生的感應電流。
在二十世紀末的時候，天文學家通過射電望遠鏡和光學望遠鏡得知在遙遠的星系，有一個巨大的恆星爆發。通過對這個恆星爆發出的物質和速度的計算，理論物理家們得知這個恆星的留下的核的質量遠大於黑洞質量下限，因此可以確定在這個方位一定會形成呢一個黑洞。但是十分可惜的是，在天文學家們得到這個消息，然後再通知理論物理學家計算的時候，全球的實驗物理學家們正在檢修他
們的引力波探測器。於是，可以說是一個世紀才幾次的十分珍貴的引力波探測的機會從我們的身邊溜走了。
太陽系周圍應該沒黑洞,至少現在沒觀測到!不過就算有,只要不是就在太陽系邊邊上,那對我們也沒有影響.因為黑洞只要不是在其視徑周圍,只相當於一個相當質量的天體而已.

G. 科學家如何測量黑洞質量

關於如何推測出黑洞的質量，科學家提出好幾種不同的方法，大多數都涉及觀測恆星的運動或者環繞黑洞的炙熱發光帶電氣體盤的運動。黑洞的質量決定了它自身引力場的強度，繼而決定了它吸引周圍環繞物質的能力。然而，這些方法都依賴於能夠觀測到恆星和氣體發出的光的望遠鏡。

最新的技術依賴於黑洞附近環繞的冷卻氣體雲的動態性。通過比較黑洞存在或不存在時氣體運動的模型，研究人員能夠推測出黑洞的質量下限，也即要產生這些天文學家觀測到的氣體運動，黑洞的質量最少是多少。分子氣體觀測能夠克服觀測恆星或電離氣體時所要面臨的解析度極限問題，這將幫助研究人員更好的測量遙遠黑洞的質量。

位於智利阿塔卡馬沙漠的ALMA望遠鏡正在建造中。利用這款最新望遠鏡，它將幫助科學家測量上百個星系內部的黑洞質量。

科學家將這個最新模型應用於星系NGC4526中央超大質量黑洞周圍的氣體，該星系位於5300萬光年遠的處女座。他們使用了位於美國加州的毫米波天文組合陣（CARMA）望遠鏡。「我們利用CARMA陣列觀測NGC4526，獲得了0.25角分的解析度，」戴維斯說道。「這相當於能夠觀測到10千米遠的一枚歐元硬幣！利用這些超高解析度圖片我們能夠放大NGC4526的中央區域，觀測環繞黑洞的旋轉氣體。」

H. 發現黑洞的方法有哪些

德國的天文學家們說,他們差不多已經證實在銀河系的中心有一個巨大的黑洞。

慕尼黑附近的馬克斯.普朗克太空物理學研究所的賴因哈德.根策爾說,他仍對有絕對的證據表明黑洞存在的說法持審慎態度。他對記者說,「但是這種審慎態度得到了迄今存在的最好的證據的支持。」

在過去的20年中越來越多的證據表明一個巨大黑洞的存在,這是一個能夠把物質吸過去的物體,它的密度很大,連光都無法逃逸。

發現黑洞的唯一手段是觀察它對其他物體的重力效應。環繞銀河系中心運轉的恆星的瞄準線矢量可以說明黑洞的存在,但沒用證據來證實這一點。自1992年起,馬克斯.普朗克研究所的科學家們在同瞄準線矢量成直角時測定了銀河系39顆恆星的「適當」運動。他們在《自然》雜志上公布了這一消息。

他們的觀測結果證實了恆星在圓形軌道上圍繞質量很大帶有萬有引力的中心物質運動的假說。如果這些軌道是不規則的,那麼這塊中心物質就會小得多。根策爾說不,「這些測量的獨特之處在於:我們能夠如此接近中心物體並測試這些恆星的矢量。」

研究表明,這個中心暗物質的質量比太陽大250萬倍。他說,「我為什麼對於有絕對證據的說法猶豫不定呢這是因為在我們做進一步研究之前,我們要讓全世界的同行們都知道這一消息並對它進行驗證.」

I. 黑洞的質量是如何被測量的，它比星球重嗎

黑洞的質量是如何被測量的，它比星球重嗎？

我假定你問的黑洞是天文學中的星體而不是物理學中的時空度規。

那麼這個問題其實挺好的，因為如何測量黑洞的基本參數是天體物理領域一個重要的課題，對我們了解黑洞中的物理以及尋找黑洞有著重要的意義。所以我拋磚引玉的答一下，畢竟我只是了解一些概念：

黑洞有什麼參數？

這個很簡單：質量和自旋角動量。

如何測量或估測？

黑洞主要有兩種，恆星級黑洞和超大質量黑洞，我將以恆星級黑洞為例來簡單介紹一下如何測量和估測黑洞的質量和自旋角動量。

如何測量恆星級黑洞質量：

首先恆星級黑洞指的是質量在之間的黑洞，這種黑洞不同於目前成因未知的超大質量黑洞，它們是某些恆星「星生」的終點。

由於恆星中孤立單星在宇宙中很少，大部分恆星都是雙星系統，所以天文學家一般通過密近雙星中黑洞吸積伴星物質後發出的高能輻射（X射線和伽馬射線等）來搜尋恆星級黑洞。而這個方法面臨的最大問題就是，如何區分雙星系統中的緻密星是白矮星還是中子星，亦或是黑洞？

而其中如何區分雙星系統中的緻密星究竟是中子星還是黑洞，關鍵就在於對星體質量的測量。

而測量雙星中天體的質量，目前最常用的方法是利用開普勒第三定律得到雙星系統的質量函數是黑洞質量，是雙星的軌道周期，是伴星質量，是伴星沿觀測方向運動時的速度，是雙星軌道平面的法向和觀測反向的夾角（軌道傾角）。

其中，我們可以通過觀測伴星發射線的周期性多普勒移動的調制而獲得和兩個量，因此是一個可觀測量。

而對於

兩個量，我們可以從（公式1）中看到，當且時

為最小值（不會算的重新學一遍初中數學）。

天文學家通過計算發現中子星的質量上限是，如果緻密星質量下限超過這一上限，那麼便是一個很可靠的恆星級黑洞候選體。

當然，這只是對黑洞質量的粗略估計，如果要精確測量黑洞的質量，還需要做一些更細致的工作，這個工作的關鍵就在於這個也就是軌道傾角：

目前主要的三種測量黑洞自旋的方法基本都依賴於對黑洞最內穩定圓軌道半徑的測量：

1. 擬合吸積盤的連續譜測量黑洞的自轉；
2. 根據觀測的 射線流強的准周期振盪來測量黑洞自轉；
3. 根據觀測到的展寬的鐵發射線來測量黑洞自轉。

以上三種方法我均不了解，故有興趣者可自己查閱，或共同討論。

J. 小孩子問我怎麼樣測量「黑洞」的面積,

黑洞沒有面積.黑洞作為一個天體,所保留的信息只有質量、角動量、電荷.其他的物理量統統無法測量.黑洞是一種極其簡單的物體,如果知道了它的質量、角動量和電荷,也就知道了有關它的一切.
詳情參照黑洞無毛定律.