原初黑洞

参考文献S.W.Hawking,Commun.Math.Phys.43(1975)199:OriginalarticleproposingexistenceofradiationD.Page,Phys.Rev.D13(1976)198:FirstdetailedstudiesoftheevaporationmechanismB.J.Carr&S.W.Hawking,Mon.Not.Roy.Astron.Soc168(1974)399:DescribeslinksbetweenprimordialblackholesandtheearlyuniverseA.Barrauetal.,Astron.Astrophys.388(2002)676,Astron.Astrophys.398(2003)403,Astrophys.J.630(2005)1015:Experimentalsearchesf...

研究历史引力透镜模拟的黑洞，可看出在星系背景扭曲的图像历史上，第一个意识到一个致密天体密度可以大到连光都无法逃逸的人是英国地理学家约翰·米歇尔（英语：John_Michell）（JohnMichell）。他在1783年写给亨利·卡文迪什一封信中提出这个想法的，他认为一个和太阳同等质量的天体，如果半径只有3公里，那么这个天体是不可见的，因为光无法逃离天体表面。1796年，法国物理学家拉普拉斯曾预言：“一个质量如250个太阳，而直径为地球的发光恒星，由于其引力的作用，将不允许任何光线离开它。由于这个原因，宇宙中最大的发光天体，却不会让我们看见”。拉普拉斯依据牛顿万有引力定律求得黑洞半径R=2GMc2{\displaystyleR={\frac{2GM}{c^{2}}}}。拉普拉斯描述的这种天体，是表面的逃逸速度大于光速的天体。任何运动物体如果小于此速度，最多只能绕星体旋转而不能到远方去，如果表...

原初核合成的特性原初核合成有两项重要的特征：它仅持续了大约17分钟（从空间扩张开始的第3分钟至第20分钟），之后，宇宙的温度和密度下跌至核聚变所需要的。原初核合成期间的短促是很重要的，因为它防止了比铍重的原子核生成，同时也允许未燃烧的氘存在。它是普遍的，充斥在整个宇宙。进行计算原初核合成作用的关键参数是光子与重子的比率。这个参数与宇宙早期的温度和密度相关，能够让我们确定核聚变发生的条件，并由此导出元素的丰度。虽然光子对重子的比率在确定元素的丰度上非常重要，但数值精确与否对整个宇宙图型产生的变化很小。无须变动大爆炸理论本身的主要架构，原初核合成的结果以质量表示的丰度为大约75%的H-1、25%的He-4、0.01%的氘，和总量仅可供辨识的微量锂（只有10），并且没有其他的重元素。宇宙被观测到的元素丰度与理论数值的一致性，被认为是大爆炸理论最有力的证据。在这个领域习惯上是使用质量的百分比，因此...

X射线联星系统中的观察质量当物质从黑洞的伴星转移至黑洞时，在联星系统中的黑洞是可以观测到的。掉落至致密伴星的质量释放出的能量是如此的巨大，使物质的温度升高至数亿度的高温并辐射出X射线；因此可以用X射线观察黑洞，而伴星可以用光学望远镜观察。从黑洞和中子星释放出来的能量有相同的数量级，使黑洞和中子星经常难以区分。但是，中子星还有其他的特性。它们显示出微差自转，并且有磁场和呈现局部的爆炸现象（热核爆炸）。每当这些特性被观测到，就可以判断密接联星的伴星是中子星。推导出的质量来自对致密X射线源的观测（结合X射线和可见光的资料），所有被辨认出为中子星的质量都在3-5倍的太阳质量，致密伴星的质量在5倍太阳质量以上的系统都未显露出中子星的特征。结合这些事实，致密伴星的质量在5倍太阳质量以上的越来越可能是黑洞。值得注意的是，黑洞存在的证据不仅是从地球上观测到的，也来自理论：在如此的联星系统中，除了黑洞之外，...

关于黑洞数黑洞数是指于四位数中，只要数字不完全相同，将数字由大到小的排列减去由小到大的排列。假设一开始选定的数字为x1{displaystylex_{1}}，x2{displaystylex_{2