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史瓦西半径
从对象的中心之间的距离,如果对象的所有群众都压缩在这一领域内,逃跑速度从表面将等于光速。比其史瓦西半径是一个黑洞,规模较小的对象的一个示例。一旦恒星残余折叠内此半径,光无法逃脱和对象不再可见。它是与每个数量质量的关联特征半径的 。史瓦西半径,德国天文学家卡尔 · 史瓦西 1915 年计算的广义相对论理论的此精确解的名字命名。
1915 年,卡尔 · 史瓦西获得非旋转、 球对称体的外部重力场的爱因斯坦场方程精确解 (见史瓦西公制)。使用定义 M = \frac {Gm} {c ^2},该解决方案所载一词形式 \frac {1} {2 M-r} ; 制作这长期奇异的 r 的值已经被称为史瓦西半径。这奇异的 物理意义和是否这奇异以往任何时候都可能发生的性质,许多几十年来进行了辩论 ; 普遍接受这样的一个黑洞的可能性不会发生直到 20 世纪下半。
史瓦西半径是对象的与质量成正比。因此,太阳有史瓦西半径约 3.0 公里 (1.9 mi),而地球只是约 9.0 毫米,花生的大小。可观测宇宙大众有史瓦西半径的约 100 亿光年。
其半径小于其史瓦西半径的对象被称为黑洞。史瓦西半径的曲面作为非旋转的体 (旋转的黑洞运作方式稍有不同) 中的事件视界的行为。既不轻粒子可以通过此曲面从该区域内,因此将名称转义"黑洞",也不。史瓦西半径的 (目前假设) 在我们的银河系中心黑洞将约 1330 万公里。
假定常数密度,一个机构的史瓦西半径是它的质量成正比,但半径成正比多维数据集的卷的根目录,因此大众。因此,作为一个比其半径更快地积累在正常密度 (103 kg/m3,例如,水的密度),其史瓦西半径增加的问题。在约 150 万人 (1.5 x 108) 倍太阳质量的、 这种积累将下跌自己史瓦西半径内,因此它将是 1 亿 5000 万个太阳质量的黑洞。(黑洞黑孔达 180 亿 (1.8 x 1010) 已观察到太阳质量.)黑洞在我们星系 (4.5 ± 40 万太阳质量) 的中心一般 observationally 构成的最令人信服的证据存在的黑洞。认为像这些大黑洞不构成直接在一个崩溃的恒星簇中。的相反他们可能开始作为恒星大小的黑洞和由堆积的事项和其他黑洞变得越来越大。黑洞的大小与恒星速度色散实证相关性 \sigma 的银河胀称为 M-西格玛的关系。
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