黑洞测量方法视频

A. 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。

B. 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。”

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。