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1，黑洞是誰發(fā)現(xiàn)的

最早是德國天文學家K·史瓦西（Karl Schwarzschild）于1916年提出的。我們至今把形成黑洞的界限成為史瓦西解。恒星的等質量黑洞半徑稱為史瓦西半徑。

黑洞是誰發(fā)現(xiàn)的

2，史瓦西半徑是什么

史瓦西半徑的公式，其實是從物件逃逸速度的公式衍生而來。它將物件的逃逸速度設為光速，配合萬有引力常數(shù)及天體質量，便能得出其史瓦西半徑。史瓦西半徑是任何具重力的質量之臨界半徑。在物理學和天文學中，尤其在萬有引力理論、廣義相對論中它是一個非常重要的概念。1916年卡爾·史瓦西首次發(fā)現(xiàn)了史瓦西半徑的存在，他發(fā)現(xiàn)這個半徑是一個球狀對稱、不自轉的物體的重力場的精確解。一個物體的史瓦西半徑與其質量成正比。太陽的史瓦西半徑約為3千米，地球的史瓦西半徑只有約9毫米。

史瓦西半徑是：任何具有質量的物質都存在的一個臨界半徑特征值

史瓦西半徑是任何具重力的質量之臨界半徑。在物理學和天文學中，尤其在萬有引力理論、廣義相對論中它是一個非常重要的概念。1916年卡爾·史瓦西首次發(fā)現(xiàn)了史瓦西半徑的存在，他發(fā)現(xiàn)這個半徑是一個球狀對稱、不自轉的物體的重力場的精確解。

史瓦西半徑是什么

3，史瓦西是通過什么方法證明有黑洞的

史瓦西半徑：我是這么認為的，指一物體在其質量不變的情況下，將其壓縮至一個其特有的半徑時，他就會變成黑洞！這個半徑就是史瓦西半徑！史瓦西半徑Schwarzchild radius的公式是這樣的: Rs = 2GM / C2 一個簡單的記法是這樣記的 GMm/Rs = 1/2 mC2 => Rs = 2GM / C2 不過這不是正確的推導方法, 事實上這個公式是由廣義相對論的史瓦西解(Schwarzchild Solution)所得到的結果. 這個解告訴我們廣義相對論預測一種物體, 那就是黑洞. 只要接近這個物體到一個限度, 你就會發(fā)現(xiàn)時空被一個球面(半徑為史瓦西半徑)分割成兩個性質不同的區(qū)域, 這個球面稱為事界(Event horizon). 利用上面的公式, 我們也可以來做些好玩的事情. 首先, 我們可以算出太陽的Schwarzchild Radius, 我們可以發(fā)現(xiàn), 太陽的史瓦西半徑是3km, 也就是說, 質量跟太陽一樣的黑洞, 如果物體接近到3km以內, 就逃不出來了. 而地球的史瓦西半徑為0.9cm 我想如果想要研究黑洞的性質, 就必須要修習廣義相對論, 才能對黑洞與宇宙了解深入一點

史瓦西是通過什么方法證明有黑洞的

4，什么是史瓦西半徑

1916年卡爾·史瓦西首次發(fā)現(xiàn)了史瓦西半徑的存在，他發(fā)現(xiàn)這個半徑是一個球狀對稱、不自轉的物體的重力場的精確解。　　一個物體的史瓦西半徑與其質量成正比。太陽的史瓦西半徑約為3千米，地球的史瓦西半徑只有約9毫米。　　小于其史瓦西半徑的物體被稱為黑洞。在不自轉的黑洞上，史瓦西半徑所形成的球面組成一個視界。（自轉的黑洞的情況稍許不同。）光和粒子均無法逃離這個球面。銀河中心的超大質量黑洞的史瓦西半徑約為780萬千米。一個平均密度等于臨界密度的球體的史瓦西半徑等于我們的可觀察宇宙的半徑　史瓦西半徑的公式，其實是從物件逃逸速度的公式衍生而來。它將物件的逃逸速度設為光速，配合萬有引力常數(shù)及天體質量，便能得出其史瓦西半徑。　　r=Gm/c^2 　　當中，　　r 代表史瓦西半徑；　　G 代表萬有引力常數(shù)，即 6.6724E-11 N m^2 kg^(-2)；　　m 代表天體質量；　　c^2; 代表光速的平方值，即 (2.99792458E8)^2; = 8.9875517873681764E16 (m/s)^2。　　把常數(shù)的數(shù)值計算，這條公式也可寫成　　r=m × 7.4240462340121636268383978814519E-28 　　r 的單位是“米”，而 m 的單位則是“千克”。　　注：根據(jù)計算機的規(guī)則，科學記數(shù)法 a × 10 ^ (b)寫作aEb. 　　要注意的是，雖然以上公式能計算出準確結果，但史瓦西半徑還需透過廣義相對論方能導出。事實上，牛頓力學及廣義相對論能導出相同結果，純粹是巧合而已。編輯本段史瓦西半徑的由來　　史瓦西半徑是卡爾·史瓦西（Karl Schwarzschild、也有翻譯做卡爾·史瓦茲旭爾得）于1915年針對廣義相對論方程關于球狀物質分布的解，此解的一個結果是可能存在黑洞。他發(fā)現(xiàn)這個半徑是一個球狀對稱、不自轉的物體的重力場的精確解。　　根據(jù)愛因斯坦的廣義相對論，黑洞是可以預測的。他們發(fā)生于史瓦西度量。這是由卡爾·史瓦西于1915年發(fā)現(xiàn)的愛因斯坦方程的最簡單解。　　根據(jù)史瓦西半徑，如果一個重力天體的半徑小于史瓦西半徑，天體將會發(fā)生坍塌。在這個半徑以下的天體，其間的時空彎曲得如此厲害，以至于其發(fā)射的所有射線，無論是來自什么方向的，都將被吸引入這個天體的中心。因為相對論指出任何物質都不可能超越光速，在史瓦西半徑以下的天體的任何物質——包括重力天體的組成物質——都將塌陷于中心部分。一個有理論上無限密度組成的點組成重力奇點（gravitational singularity）。由于在史瓦西半徑內連光線都不能逃出黑洞，所以一個典型的黑洞確實是“黑”的。　　小于其史瓦西半徑的物體被稱為黑洞（亦稱史瓦西黑洞）。在不自轉的黑洞上，史瓦西半徑所形成的球面組成一個視界。（自轉的黑洞的情況稍許不同。）光和粒子均無法逃離這個球面。銀河中心的超大質量黑洞的史瓦西半徑約為780萬千米。一個平均密度等于臨界密度的球體的史瓦西半徑等于我們的可觀察宇宙的半徑。

史瓦西半徑是任何具重力的質量之臨界半徑。在物理學和天文學中，尤其在萬有引力理論、廣義相對論中它是一個非常重要的概念。