黑洞测量方法

A. 如何测量黑洞的引力常量

（1）设A、B圆轨道的半径分别为r1、r2，由题意知，A、B的角速度相等，为ω0，有：FA＝m1r1ω02，FB＝m2r2ω02，又FA=FB．设A、B之间的距离为r，又r=r1+r2．由以上各式得，r＝m1+m2m2r1①由万有引力定律得，FA＝Gm1m2r2．将①代入得，FA＝Gm1m23(m1+m2)2r12令FA＝Gm1m′r12，比较可得m′＝m23(m1+m2)2．②（2）由牛顿第二定律有：Gm1m′r12＝m1v2r1，③又可见星的轨道半径r1＝vT2π④由②③④得，m23(m1+m2)2＝v3T2πG．（3）将m1=6ms代入m23(m1+m2)2＝v3T2πG得，m23(6ms+m2)2＝v3T2πG⑤代入数据得，m23(6ms+m2)2＝3.5ms．⑥设m2=nms，（n＞0）将其代入⑥式得，m23(m1+m2)2＝n(6n+1)2ms＝3.5ms．⑦可见，m23(6ms+m2)2的值随n的增大而增大，令n=2时，得n(6n+1)2ms＝0.125ms＜3.5ms⑧要使⑦式成立，则n必须大于2，即暗星B的质量m2必须大于2m1，由此得出结论，暗星B有可能是黑洞．答：（1）m′＝m23(m1+m2)2．（2）暗星B的质量m2与可见星A的速率v、运行周期T和质量m1之间的关系式为m23(m1+m2)2＝v3T2πG．（3）暗星B有可能是黑洞．

B. 精· 科学家如何测量黑洞质量

黑洞会释放出X射线，科学家通过观测X射线来探测黑洞。
人类探测的第一颗黑洞位于天鹅座它与旁边的一颗高质量的恒星产生共生（就是恒星的能量被黑洞吸收并互相公转）
这就是通过X射线探测黑洞的事实。

C. 黑洞的密度是怎么测量的

黑洞的密度目前无法测量，它的奇点不适用于任何物理定律。

黑洞是由美国天体科学家约翰·惠勒在1968年首次提出，英文名是Black hole。他是由爱因斯坦的广义相对论预言的“一个将所有物质、能量、光线用引力束缚在内的天体，外部看不到它的存在。”

早在1783年，英国一个名叫约翰·米歇尔什的自然哲学家就在写给朋友的信中提出：“如果一个跟太阳一样质量的天体，却只有3km的半径，那么光线逃不出它的范围，将是肉眼不可见。”

此后一直有关于黑洞的理论出现，直到爱因斯坦1915年提出的广义相对论。德国的卡尔·史瓦西便由相对论的引力场方程式得到了一个精确解，能够描述出这个方程的球形质量：如果一个天体的所有物质、能量、光线都被它的引力压缩在一个极小的“引力半径”内，这个天体将不可见，一切物理定律在这里将失效。那么它的密度是不可测量的。

在2019年4月10日，由全球200多位科学家组成的国际EHT事件视界望远镜观测到并公布了第一张来自5500万光年外的M87黑洞照片，质量有太阳的65亿倍，证明了黑洞是真实存在的。

D. 宇宙中黑洞的视界并非真正大小，能测量出它的大小吗

黑洞是宇宙中引力最强的单一天体，通常都质量巨大，体积也是因质量的大小而有大有小。不过我们常说的黑洞的大小并非它的实体大小，而是它在视界规则下的虚拟大小，因为他连光都会吸收进去，所以我们无法看到黑洞到底什么样，更无法接触黑洞实体，就将它的史瓦西半径边缘（视界边缘）所达到的大小范围视作它的体积，但黑洞的视界边缘实际上是光等电磁辐射无法逃出黑洞引力的地方，并非黑洞的实体表面。那么黑洞的真正实体在哪里呢？推论认为应该就是它的奇点了，这里是黑洞中物质最终归属的地方。

E. 如何测量黑洞转速

根据时空拖曳测量进入黑洞的物质的轨迹来推算。

F. 怎么确定黑洞目前的位置

黑洞的探索，主要有两种：
其一，是靠探索黑洞的吸积盘在被黑洞吸收的过程中发出的强大的X 光射线。
这种观察方法的弊病是，中子星由于将原来恒星的磁场都强制压缩在了一个十分小的范围，而已中子星也可以发出十分强的X 光线辐射。不过现代的射电望远镜技术可以在一定程度上克服这种问题。
其二，是通过测量旋转的克尔黑洞在旋转的时候辐射出的引力能，或者是两个相撞的黑洞在结合的时候释放出来的大量引力能来确定黑洞的存在。但是这种方式，对实验的器材的灵敏度的要求非常的高。即使是理论计算上辐射出的引力能最多的碰撞引力能，也就是两个相撞的黑洞在结合的时候放出的引力能，达到地球的时候的潮汐力（潮汐力和时空曲率是同一个事物的不同名称）强度最乐观
的估计也仅仅是，对海洋的作用仅仅是几个原子半径，因而想在宏观的领域中找寻黑洞的引力波是不可能的了。
天文学家们实验物理学家们通过理论物理学家们的理论启发，对上述两种可能的探测情况想出了相应的措施。
在射电天文方面，现在的天文学家的技术已经十分成熟了。利用高能射电望远镜，天文学家已经为一些黑洞的候选人拍了许多照片，并且被理论物理学家们正式为黑洞，比如天鹅星座星的伴星天鹅X ，已经肯定是一个黑洞了。
在引力波的观测方面，现在在使用的主要有两中装置：棒引力波探测器和光波回路探测器。
棒引力探波探测器的主要工作原理，是通过一个十分巨大的金属棒，以及在这个金属棒的外表包裹粘贴了十分多的电磁波探测器。这些探测器的探测精度非常高，可以探测到这些金属棒由于引力波的作用产生的在各个方向上受到的潮汐力的拉动，以及这种拉动效应引起的金属棒中的电磁波的小规模异常振动产生的感应电流。
在二十世纪末的时候，天文学家通过射电望远镜和光学望远镜得知在遥远的星系，有一个巨大的恒星爆发。通过对这个恒星爆发出的物质和速度的计算，理论物理家们得知这个恒星的留下的核的质量远大于黑洞质量下限，因此可以确定在这个方位一定会形成呢一个黑洞。但是十分可惜的是，在天文学家们得到这个消息，然后再通知理论物理学家计算的时候，全球的实验物理学家们正在检修他
们的引力波探测器。于是，可以说是一个世纪才几次的十分珍贵的引力波探测的机会从我们的身边溜走了。
太阳系周围应该没黑洞,至少现在没观测到!不过就算有,只要不是就在太阳系边边上,那对我们也没有影响.因为黑洞只要不是在其视径周围,只相当于一个相当质量的天体而已.

G. 科学家如何测量黑洞质量

关于如何推测出黑洞的质量，科学家提出好几种不同的方法，大多数都涉及观测恒星的运动或者环绕黑洞的炙热发光带电气体盘的运动。黑洞的质量决定了它自身引力场的强度，继而决定了它吸引周围环绕物质的能力。然而，这些方法都依赖于能够观测到恒星和气体发出的光的望远镜。

最新的技术依赖于黑洞附近环绕的冷却气体云的动态性。通过比较黑洞存在或不存在时气体运动的模型，研究人员能够推测出黑洞的质量下限，也即要产生这些天文学家观测到的气体运动，黑洞的质量最少是多少。分子气体观测能够克服观测恒星或电离气体时所要面临的分辨率极限问题，这将帮助研究人员更好的测量遥远黑洞的质量。

位于智利阿塔卡马沙漠的ALMA望远镜正在建造中。利用这款最新望远镜，它将帮助科学家测量上百个星系内部的黑洞质量。

科学家将这个最新模型应用于星系NGC4526中央超大质量黑洞周围的气体，该星系位于5300万光年远的处女座。他们使用了位于美国加州的毫米波天文组合阵（CARMA）望远镜。“我们利用CARMA阵列观测NGC4526，获得了0.25角分的分辨率，”戴维斯说道。“这相当于能够观测到10千米远的一枚欧元硬币！利用这些超高分辨率图片我们能够放大NGC4526的中央区域，观测环绕黑洞的旋转气体。”

H. 发现黑洞的方法有哪些

德国的天文学家们说,他们差不多已经证实在银河系的中心有一个巨大的黑洞。

慕尼黑附近的马克斯.普朗克太空物理学研究所的赖因哈德.根策尔说,他仍对有绝对的证据表明黑洞存在的说法持审慎态度。他对记者说,“但是这种审慎态度得到了迄今存在的最好的证据的支持。”

在过去的20年中越来越多的证据表明一个巨大黑洞的存在,这是一个能够把物质吸过去的物体,它的密度很大,连光都无法逃逸。

发现黑洞的唯一手段是观察它对其他物体的重力效应。环绕银河系中心运转的恒星的瞄准线矢量可以说明黑洞的存在,但没用证据来证实这一点。自1992年起,马克斯.普朗克研究所的科学家们在同瞄准线矢量成直角时测定了银河系39颗恒星的“适当”运动。他们在《自然》杂志上公布了这一消息。

他们的观测结果证实了恒星在圆形轨道上围绕质量很大带有万有引力的中心物质运动的假说。如果这些轨道是不规则的,那么这块中心物质就会小得多。根策尔说不,“这些测量的独特之处在于:我们能够如此接近中心物体并测试这些恒星的矢量。”

研究表明,这个中心暗物质的质量比太阳大250万倍。他说,“我为什么对于有绝对证据的说法犹豫不定呢这是因为在我们做进一步研究之前,我们要让全世界的同行们都知道这一消息并对它进行验证.”

I. 黑洞的质量是如何被测量的，它比星球重吗

黑洞的质量是如何被测量的，它比星球重吗？

我假定你问的黑洞是天文学中的星体而不是物理学中的时空度规。

那么这个问题其实挺好的，因为如何测量黑洞的基本参数是天体物理领域一个重要的课题，对我们了解黑洞中的物理以及寻找黑洞有着重要的意义。所以我抛砖引玉的答一下，毕竟我只是了解一些概念：

黑洞有什么参数？

这个很简单：质量和自旋角动量。

如何测量或估测？

黑洞主要有两种，恒星级黑洞和超大质量黑洞，我将以恒星级黑洞为例来简单介绍一下如何测量和估测黑洞的质量和自旋角动量。

如何测量恒星级黑洞质量：

首先恒星级黑洞指的是质量在之间的黑洞，这种黑洞不同于目前成因未知的超大质量黑洞，它们是某些恒星“星生”的终点。

由于恒星中孤立单星在宇宙中很少，大部分恒星都是双星系统，所以天文学家一般通过密近双星中黑洞吸积伴星物质后发出的高能辐射（X射线和伽马射线等）来搜寻恒星级黑洞。而这个方法面临的最大问题就是，如何区分双星系统中的致密星是白矮星还是中子星，亦或是黑洞？

而其中如何区分双星系统中的致密星究竟是中子星还是黑洞，关键就在于对星体质量的测量。

而测量双星中天体的质量，目前最常用的方法是利用开普勒第三定律得到双星系统的质量函数是黑洞质量，是双星的轨道周期，是伴星质量，是伴星沿观测方向运动时的速度，是双星轨道平面的法向和观测反向的夹角（轨道倾角）。

其中，我们可以通过观测伴星发射线的周期性多普勒移动的调制而获得和两个量，因此是一个可观测量。

而对于

两个量，我们可以从（公式1）中看到，当且时

为最小值（不会算的重新学一遍初中数学）。

天文学家通过计算发现中子星的质量上限是，如果致密星质量下限超过这一上限，那么便是一个很可靠的恒星级黑洞候选体。

当然，这只是对黑洞质量的粗略估计，如果要精确测量黑洞的质量，还需要做一些更细致的工作，这个工作的关键就在于这个也就是轨道倾角：

目前主要的三种测量黑洞自旋的方法基本都依赖于对黑洞最内稳定圆轨道半径的测量：

1. 拟合吸积盘的连续谱测量黑洞的自转；
2. 根据观测的 射线流强的准周期振荡来测量黑洞自转；
3. 根据观测到的展宽的铁发射线来测量黑洞自转。

以上三种方法我均不了解，故有兴趣者可自己查阅，或共同讨论。

J. 小孩子问我怎么样测量“黑洞”的面积,

黑洞没有面积.黑洞作为一个天体,所保留的信息只有质量、角动量、电荷.其他的物理量统统无法测量.黑洞是一种极其简单的物体,如果知道了它的质量、角动量和电荷,也就知道了有关它的一切.
详情参照黑洞无毛定律.