黑洞測量方法視頻

A. 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。

B. 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。」

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。