슈바르츠실트 반지름 - 위키백과 , 우리 모두 의 백과사전 
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 물질 의 특성 들 과 그 들 사이 의 관계 는 물리학 적 상수 들 과 연관 되 어 있 다 . 질량 이 있 는 모든 물체 는 다섯 가지 특성 을 나타낸다고 여겨진다 . 하지만 매우 크 거나 매우 작 은 상수 때문 에 어떠 한 물체 에 대해 둘 이나 셋 이상 의 특성 들 을 확인 하 는 것 은 일반 적 으로 불 가능 하 다 . 
 슈바르츠실트 반지름 ( rs ) 은 어떤 물체 가 공간 과 시간 의 휘어짐 ( curvature ) 을 유발 할 가능 성 을 나타낸다 . 
 표준 중력 파라미터 ( μ ) 는 거대 한 물체 가 중력 을 다른 물체 에 가할 가능 성 을 나타낸다 . 
 관성 질량 ( m ) 은 뉴턴 의 힘 에 대한 물질 의 반응 을 나타낸다 . 
 정지 에너지 ( E 0 ) 는 물체 가 다른 에너지 의 형태 로 전환 되 는 가능 성 을 나타낸다 . 
 콤프턴 파장 ( λ ) 은 기하학 에 대한 물질 의 반응 량 을 나타낸다 . 
 슈바르츠실트 반지름 ( 영어 : Schwarzschild radius ) 은 블랙홀 이 되 기 위한 어떤 물체 의 반지름 한계점 이 다 . 
 물체 가 충분 한 질량 을 가지 게 되 어 특정 밀도 에 가까워 지 면 물체 의 중력 이 매우 커 지 게 된다 . 축퇴압 ( degeneracy pressure ) 이 물체 의 밀도 가 무한히 증가 하 고 그 부피 가 줄어드 는 것 을 막 게 되 는데 , 물체 의 질량 이 한계점 을 넘 어 축퇴압 이 견딜 수 없 을 정도 로 강한 중력 을 갖 게 되 어 그 물체 의 크기 가 슈바르츠실트 반지름 보다 작아지 면 블랙홀 이 된다 . 슈바르츠실트 반지름 에 도달 했 을 때 의 표면 은 회전 하 지 않 는 물체 의 사건 지평선 과 같이 작용 한다 . 어떠 한 빛 이나 입자 도 이 표면 에 해당 하 는 영역 에서 벗어날 수 없 으므로 블랙홀 이 라 부른다 . 
 현재 은하 중심부 에 존재 한다고 추측 하 는 초대질량 블랙홀 의 슈바르츠실트 반지름 은 대략 780 만 km 정도 이 다 . [ 출처 필요 ] 
 2 슈바르츠실트 반지름 에 대한 공식 
 3 슈바르츠실트 반지름 에 의한 블랙홀 분류 
 3 . 1 초대질량 블랙홀 
 3 . 2 항성 블랙홀 
 3 . 3 원시 블랙홀 
 4 슈바르츠실트 반지름 의 다른 쓰임 
 4 . 1 지구 에서 의 슈바르츠실트 반지름 
 4 . 2 중력 에 의한 시간 늘어남 현상 에서 의 슈바르츠실트 반지름 
 4 . 3 뉴턴 의 중력장 에서 의 슈바르츠실트 반지름 
 4 . 4 케플러 궤도 에서 의 슈바르츠실트 반지름 
 5 상대 성 이론 의 원 궤도 와 광자 구 
 이 값 이 어떤 의미 를 갖 는지 에 대해 오랜 시간 동안 논쟁 거리 가 되 었 다 . 자크 아다마르 는 1922 년 에 파리 에서 의 회의 기간 동안 물리계 에서 블랙홀 이 일어날 수 있 다고 주장 하 였 다 . 알베르트 아인슈타인 은 우주 에 대한 이 끔찍 한 결과 들 을 지적 하 며 블랙홀 은 일어날 수 없 다고 주장 하 였으며 , 농담 으로 이 를 “ 아다마르 재앙 ” 이 라 불렀 다 . 적어도 1960 년 경 까지 는 대부분 의 사람 들 은 블랙홀 이 존재 하 지 않 을 것 이 라고 보 았 다 . 태양 의 슈바르츠실트 반지름 은 대략 3 km , 지구 는 땅콩 크기 정도 인 9 mm 에 불과 하 다 . 이 는 , 태양의 ( 혹은 지구의 ) 질량 의 총합 이 3 km ( 지구 의 경우 는 9 mm ) 안 에 들어간다는 뜻 이 다 . 그렇게 되 면 태양의 ( 혹은 지구의 ) 부피 는 중력 에 의해 계속 해서 수축 하 는 기현상 이 발생 한다 . 
 슈바르츠실트 의 별 에 대한 기존 의 모델 은 압축 할 수 없 는 유동체 로 가정 하 였 다 . 알베르트 아인슈타인 은 음파 가 엄청난 속도 로 전파 될 수 있 기 때문 에 , 이 가정 이 말 이 되 지 않 는다고 지적 했 다 . 그 의 저서 에서 , 아인슈타인 은 어떤 물체 를 도 는 별 을 모형 으로 다시 생각 했 을 때 , 슈바르츠실트 반지름 내 에서 의 궤도 진입 최소 속도 ( orbital velocity ) 는 빛 의 속도 를 넘어설 수 있 다는 것 을 보였 다 . 1939 년 에 그 는 이 사실 을 바탕 으로 그러 한 속도 를 내 는 물체 는 없 다고 주장 하 였 고 블랙홀 은 실제로 일어날 수 없 다고 주장 하 였 다 . 같 은 해 , 로버트 오펜하이머 와 하 틀 랜드 스나이더 ( Hartland Snyder ) 는 한 점 을 향해 방사상 으로 움직이 는 먼지 입자 들 의 구름 인 티끌 구름 ( dust cloud ) 을 모델 로 설정 했 다 . 그리고 나 서 , 이 두 사람 은 티끌 구름 이 제한 된 적절 한 시간 안 에 블랙홀 에 도달 할 수 있 음 을 보였 다 . 이 도달점 을 지나 자 , 오펜하이머 와 스나이더 는 광원 뿔 ( light cone ) 은 안쪽 을 향했 으며 어떠 한 신호 도 밖 으로 빠져 나갈 수 없 었 다고 기록 했 다 . 
 슈바르츠실트 반지름 에 대한 공식 [ 편집 ] 
 슈바르츠실트 반지름 은 물체 의 질량 에 비례 하 는데 , 이 는 중력 상수 와 빛 의 속도 를 포함 하 는 비례 상수 값 을 가진다 . 
 어떤 밀도 를 가지 는 물체 는 슈바르츠실트 반지름 에 포함 될 수 있 을 정도 로 클 수 있 다 . 
 슈바르츠실트 반지름 에 의한 블랙홀 분류 [ 편집 ] 
 초대질량 블랙홀 [ 편집 ] 
 이 부분 의 본문 은 초대질량 블랙홀 입니다 . 
 만약 어떤 물체 가 일반 적 인 밀도 로 태양 질량 의 1 억 5 천만 배 로 축적 되 어 그 태양질량 의 1 억 5 천만 배 나 되 는 축적물 이 슈바르츠실트 반지름 안 으로 들어오 게 된다면 , 이 를 초대질량 블랙홀 ( supermassive black hole ) 이 라고 한다 . 3 백 7 십 만 M ☉ 정도 의 크기 를 가진 우리 은하 의 중앙 에 있 는 초대질량 블랙홀 은 블랙홀 의 존재 에 대해 신빙 성 있 는 관측 에 의한 증거 중 의 하나 이 다 . 이 와 같 은 커다란 블랙홀 들 은 별 크기 의 블랙홀 에서 시작 하 여 다른 블랙홀 들 과 물질 들 의 증량 에 의해 점점 커진다 . 실험 에 의해 밝혀진 초대질량 블랙홀 의 크기 와 은하 팽대 부 ( bulge ) 의 별 의 분산 속도 ( stellar velocity dispersion ) 인 σ 사이 의 관계 는 M - sigma relation 이 라 불린다 . 현재 그 크기 가 180 억 M ☉ 에 달하 는 초대질량 블랙홀 까지 관측 되 었 다 . 
 원시 블랙홀 [ 편집 ] 
 이 부분 의 본문 은 원시 블랙홀 입니다 . 
 작 은 물체 는 슈바르츠실트 반지름 이 극단 적 으로 작 다 . 에베레스트 산 과 비슷 한 크기 의 물체 의 슈바르츠실트 반지름 은 나노미터 보다 작 다 . 평균 밀도 가 아무 도 그 매카 니즘 을 모를 만큼 높 을 때 매우 빽빽 한 물질 을 형성 한다 . 이러 한 블랙홀 은 빅뱅 이 끝난 직후 , 밀도 가 극단 적 으로 높 을 때 인 우주 의 진화 초기 단계 에서 형성 이 가능 했 을 것 이 다 . 그러므로 이러 한 가설 에 의한 작 은 블랙홀 들 을 원시 블랙홀 ( primordial black holes ) 이 라 칭한다 . 
 슈바르츠실트 반지름 의 다른 쓰임 [ 편집 ] 
 지구 에서 의 슈바르츠실트 반지름 [ 편집 ] 
 지구 를 슈바르츠실트 반지름 미만 으로 압축 시키 면 반지름 0 . 88 cm 이 다 . 이 는 파리 , 작 은 견과 류 등 과 같 은 크기 이 다 . 
 중력 에 의한 시간 늘어남 현상 에서 의 슈바르츠실트 반지름 [ 편집 ] 
 중력 에 의한 시간 늘어남 현상 에서 지구 나 태양 같이 크 고 , 구형 이 며 , 느리 게 회전 하 는 물체 는 아래 와 같이 슈바르츠실트 반지름 을 사용 할 수 있 다 . 
 파운드 ( Pound ) 와 레브 카 ( Rebka ) 의 1959 년 의 실험 의 결과 는 일반 상대 성 이론 에 의한 추측 과 일치 했 다 . 지구 의 중력 에 의한 시간 늘어남 현상 에 의해 이 실험 은 지구 의 슈바르츠실트 반지름 을 구했 다 . 
 뉴턴 의 중력장 에서 의 슈바르츠실트 반지름 [ 편집 ] 
 뉴턴 의 중력장 근처 의 크 고 느리 게 회전 하 며 대체로 구형 인 물체 는 아래 와 같 은 슈바르츠실트 반지름 을 사용 할 수 있 다 . 
 케플러 궤도 에서 의 슈바르츠실트 반지름 [ 편집 ] 
 주어진 중심부 의 모든 원형 궤도 에 대해 : 
 이 식 을 타원 궤도 로 일반 화 하 면 다음 과 같 다 . 
 태양 주위 를 공전 하 는 지구 의 경우 : 
 상대 성 이론 의 원 궤도 와 광자 구 [ 편집 ] 
 원 궤도 에 대한 케플러 의 공식 은 속도 구간 에서 시간 늘어짐 현상 을 측정 함 으로써 원 궤도 에 대한 상대 성 이론 의 공식 을 일반 화 할 수 있 다 . 
 이 최종 의 공식 은 빛 의 속도 로 공전 하 는 물체 는 슈바르츠실트 반지름 의 1 . 5 배 만큼 의 궤도 반지름 을 가진다는 것 을 의미 한다 . 이 는 광자 구 ( photon sphere ) 로 알려진 특별 한 궤도 로 알려져 있 다 . 
 이 문서 는 2018 년 9 월 16 일 ( 일 ) 00 : 39 에 마지막 으로 편집 되 었 습니다 .