關于黑洞的2000字說明文
相信大家對作文都不陌生吧，尤其是說明文，說明文通過揭示概念來說明事物特征、本質及其規(guī)律性。我們應該怎么寫這類型的作文呢？下面是小編收集整理的關于黑洞的2000字說明文，希望對大家有所幫助。
黑洞的說明文
黑洞（Blackhole）是根據現代的廣義相對論所預言的，在宇宙空間中存在的一種質量相當大的天體。黑洞是由質量足夠大的恒星在核聚變反應的燃料耗盡而死亡后，發(fā)生引力坍縮而形成。黑洞的質量是如此之大，它產生的引力場是如此之強，以致于任何物質和輻射都無法逃逸，就連光也逃逸不出來。由于類似熱力學上完全不反射光線的黑體，故名為黑洞。在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事件視界，標志著無法返回的臨界點。
黑洞的形成：當大質量天體演化末期，其坍縮核心的質量超過太陽質量的3.2倍時，由于沒有能夠對抗引力的斥力，核心坍塌將無限進行下去，從而形成黑洞。（核心小于1.4個太陽質量的，會變成白矮星；介于兩者之間的，形成中子星）。在絕大部分星系的中心，包括銀河系，都存在超大質量黑洞，它們的質量從數百萬個直到數百億個太陽。
愛因斯坦的廣義相對論預測有黑洞解。其中最簡單的球對稱解為史瓦西度規(guī)。這是由卡爾?史瓦西于1915年發(fā)現的愛因斯坦方程的解。
根據史瓦西解，如果一個引力天體的半徑小于一個特定值，天體將會發(fā)生坍塌，這個半徑就叫做史瓦西半徑。在這個半徑以下的天體，其中的時空嚴重彎曲，從而使其發(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。因為相對論指出在任何慣性座標中，物質的速率都不可能超越真空中的光速，在史瓦西半徑以下的天體的任何物質，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引力奇點（gravitationalsingularity）。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絕對“黑”的。
史瓦西半徑由下面式子給出：G是萬有引力常數，M是天體的質量，c是光速。對于一個與地球質量相等的天體，其史瓦西半徑僅有9毫米。
溫度：就輻射譜而言，黑洞與有溫度的物體完全一樣，而黑洞所對應的溫度，則正比于黑洞視界的引力強度。換句話說，黑洞的溫度取決于它的大小。
若黑洞只比太陽的幾倍重，它的溫度大約只比絕對零度高出億分之一度，而更大的黑洞溫度更低。因此這類黑洞所發(fā)出的量子輻射，一律會被大爆炸所留下的2.7K輻射（宇宙背景輻射）完全淹沒。
事件視界：事件視界又稱為黑洞的視界，事件視界以外的觀察者無法利用任何物理方法獲得事件視界以內的任何事件的資訊，或者受到事件視界以內事件的影響。事件視界是造成黑洞所以被稱為黑洞的根本原因，不過實際的觀測還沒有發(fā)現事件視界。
光子球：光子球是個零厚度的球狀邊界。在此邊界所在位置上，黑洞的引力所造成的重力加速度，剛好使得部份光子以圓形軌道圍著黑洞旋轉。對于非旋轉的黑洞來說，光子球大約是史瓦西半徑的一點五倍。這個軌道不是穩(wěn)定的，隨時會因為黑洞的成長而變動。
光子球之內光子依然有可能因素可以脫離，但是對于外部的觀察者來說，任何觀察到由黑洞發(fā)出的光子，都必須處于事件視界與光子球之間。這也是反對黑洞存在的人所依據的強烈反對事實之一，透過觀察光子球的光子能量，無法找到事件視界存在的證據。
其他的致密星如中子星、夸克星等也可能會有光子球。
參考系拖拽圈：參考系拖曳圈（Ergosphere，又稱FrameDragging或是LenseThirringEffect，“蘭斯-蒂林效應圈”），轉動狀態(tài)的質量會對其周圍的時空產生拖拽的現象，這種現象被稱作參考系拖拽。旋轉黑洞才有參考系拖曳圈，也就是黑洞南北極與赤道在時空效應上有所不同，這會產生一些奇妙的效應來讓我們有機會斷定其實實在在是一顆黑洞的特征之一。
觀測者可以利用光圈效應及參考系拖曳圈，觀測進入或脫離黑洞的光子的運動，通過間接的手段，例如粒子含量的分布及PenroseProcess（旋轉黑洞的能量拉出過程），來間接了解其引力的分布，透過引力的分布重新建立出其參考系拖曳圈。這種觀測方式，只有雙星以上的系統(tǒng)才能夠進行這樣的觀測。
時間場異常：黑洞周圍由于引力強大的因素，理論預期會發(fā)生時間場異?，F象，這包含了周圍的參考系拖曳圈及事件視界效應。
此外，由于時間物理學尚未發(fā)展，時間意義失效的區(qū)域，目前物理學還無能力進行探討。
黑洞合并：黑洞的合并會發(fā)射強大的引力波，新的黑洞會因后座力脫離原本在星系核心的位置。如果速度足夠大，它甚至有可能脫離星系母體。
黑洞的分類：
1、按質量分
超巨質量黑洞：可以在所有已知星系中心發(fā)現其蹤跡。質量據說是太陽的數百萬萬至十數億倍。
小質量黑洞：質量為太陽質量的10至20倍，即超新星爆炸以后所留下的核心質量是太陽的3至15倍就會形成黑洞。理論預測，當質量為太陽的40倍以上，可不經超新星爆炸過程而形成黑洞。
中型黑洞：推論是由小質量黑洞合并形成，最后則變成超巨質量黑洞。中型黑洞是否真實存在仍然存疑。
2、根據物理特性分
根據黑洞本身的物理特性（質量、電荷、角動量）：
不旋轉不帶電荷的黑洞。它的時空結構于1916年由史瓦西求出稱史瓦西黑洞。
不旋轉帶電黑洞，稱R-N黑洞。時空結構于1916-1918年由Reissner和Nordstrom求出。
旋轉不帶電黑洞，稱克爾黑洞。時空結構由克爾于1963年求出。
一般黑洞，稱克爾-紐曼黑洞。時空結構于1965年由紐曼求出。
3、原初黑洞
原初黑洞是理論預言的一類黑洞，尚無直接證據支持原初黑洞的存在。宇宙大爆炸初期，宇宙早期膨脹之前，某些區(qū)域密度非常大，以至于宇宙膨脹后這些區(qū)域的密度仍然大到可以形成黑洞，這類黑洞叫做原初黑洞。原初黑洞的質量與密度不均勻處的尺度有關，因此原初黑洞的質量可以小于恒星坍塌生成的黑洞，根據霍金的理論，黑洞質量越小，蒸發(fā)越快。質量非常小的原初黑洞可能已經蒸發(fā)或即將蒸發(fā)，而恒星坍塌形成的黑洞的蒸發(fā)時標一般長于宇宙時間。天文學家期待能觀測到某些原初黑洞最終蒸時發(fā)出的高能伽瑪射線。
黑洞質量差異極大
根據質量，黑洞可被分為三類：
恒星級黑洞：燃料耗盡時，恒星可能會坍縮成黑洞。所有黑洞剛開始都很小，然后隨著吞噬周圍物質而不斷增大。
超大質量黑洞：質量為太陽的幾十萬至幾十億倍。
中介質量黑洞：質量超過恒星級黑洞，但小于超大質量黑洞，首次發(fā)現于2014年。質量是太陽的幾百倍至幾十萬倍。
原生黑洞：這是一種假說中的黑洞，形成于宇宙大爆炸時。
理論上，最小的黑洞可能僅為普朗克長度――1.6×10^-35米，物理學的最小距離單位。但若要證明這點，我們得先證明引力量子論的存在。
黑洞幾乎隱形
沒有東西能夠逃脫黑洞的引力，光也不例外，“黑洞”名副其實。但這并不代表我們無法探測黑洞。舉例而言，天體物理學家能夠通過周圍被撕裂的恒星物質及能量流探測到黑洞。氣體微粒在黑洞周圍形成漩渦，并噴射出強大的X光。此外，科學家還可以觀察附近的恒星運動，對黑洞進行探測。
黑洞概念早已存在
1967年，普林斯頓物理學家約翰?惠勒發(fā)明了“黑洞”這個術語。但早在此之前，就已有科學家描述過大質量物體壓縮在小體積內的現象，并對此進行了推論。
1915年，愛因斯坦發(fā)表了廣義相對論，而卡爾?史瓦西則用這些方程式證明了黑洞的存在。之后，他又推算出了施瓦茨席爾德半徑，即物體坍縮成黑洞的閾限值。理論上，只要條件符合，任何物體都可以變成黑洞。地球若想成為黑洞，需壓縮為半徑8.9毫米的球體;而太陽的施瓦茨席爾德半徑為3千米。
記住，迄今為止，我們沒有“發(fā)現”過任何黑洞。嚴格說來，在科學領域中，我們只有“觀察”到某物，才能說“發(fā)現”了它。不過，關于黑洞的間接證據太多了，很少有天體物理學家能夠否認它的存在。
此外，早在約1790年代，英國的約翰?米歇爾和法國的皮埃爾-西蒙?拉普拉斯就各自提出了“暗星”的存在。他們計算了逃逸速度超過光速所需的質量和體積。但由于他們采用的是牛頓定律，因此計算結果并不對。
物體落入黑洞時，會在消失之前變成條狀
黑洞中心是引力奇點，這是一個一維的點，巨大質量被壓縮在無限小的空間里。密度和引力變得無窮大，時空也變得無限彎曲。在這里，物理學定律不再適用。接近奇點時，物體會變成條狀伸展開來。如果你落入黑洞，那么由于光線彎曲，你將看到扭曲的畫面。最終，物體將完全失去維度，消失在奇點。
黑洞并不會吸東西
人們通常有一個誤解，認為黑洞像一個巨大的真空吸塵器。確實，黑洞能夠以極快的速率拉扯物體，但這完全是由于引力的作用。理論上，如果你將太陽替換成一個同等質量的黑洞，那么太陽系內的所有東西都將照常運行。
黑洞能夠停止時間
假設你能夠安然無恙地身處黑洞并觀察周圍物體，那么你將發(fā)現物體在通過事件視界時會減緩速度、凝固在時間里，仿佛它們從未通過事件視界。這是由于時空扭曲，光到達你眼睛所需的時間變得無限長。隨著時間的推移，光波變得越來越長，光變得越來越暗淡，最終變成紅外輻射、無線電波，消失在視野里。
黑洞可能是蟲洞
理論上，蟲洞是連接不同時空的隧道。有些物理學家認為，黑洞和蟲洞擁有不少共性。也許，黑洞就是蟲洞，蟲洞就是黑洞。
黑洞可能會孵化出新宇宙
我們的宇宙或許誕生自一個黑洞，而宇宙中數以億計的黑洞或許又能夠各自孵化出它們的宇宙。上文曾提及，物理定律會在奇點失效。但有些物理學家推測，物理定律或許得以在新宇宙中“重生”。
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