Làm thế nào để chúng ta biết rằng các lỗ đen đang quay?

Làm thế nào có thể biết một lỗ đen có quay hay không?

Nếu một hành tinh đang quay, bạn có thể nhìn thấy nó rõ ràng nhưng bạn thực sự không thể nhìn thấy một lỗ đen.

Điều tiếp theo sẽ là vật chất tương tác với vật chất lân cận và chúng ta có thể thấy vật chất xung quanh các vòng quay BH (như khi bạn quay một quả bóng trên mặt nước, nước xung quanh sẽ quay theo cùng một hướng) nhưng vật chất không thể tương tác từ bên trong chân trời sự kiện ra bên ngoài, do đó, vật chất ngay tại chân trời sự kiện sẽ chỉ tương tác với trọng lực (như BH không có ma sát).

Bây giờ trọng lực. Tôi sẽ nghĩ rằng bạn có thể đo được sự khác biệt về trọng lực nếu một vật thể lớn không hoàn toàn đồng nhất nhưng tôi nghĩ rằng một BH có cùng lực hấp dẫn ở mọi phía.

Tôi đang thiếu gì ở đây? Làm thế nào người ta thậm chí có thể phát hiện hoặc xác định bằng cách quan sát rằng một lỗ đen đang quay, hoặc tốt hơn nữa, đo nhanh như thế nào?

Trường hấp dẫn của vật chất kéo sợi, hoặc lỗ đen quay tròn, khiến vật chất xung quanh nó bắt đầu quay. Đây được gọi là " kéo khung " hoặc "gravitomagnetism", tên sau xuất phát từ thực tế là nó gần giống với hiệu ứng từ của các điện tích di chuyển. Sự tồn tại của gravitomagnetism gắn liền với tốc độ hữu hạn của trọng lực, vì vậy nó không tồn tại trong lực hấp dẫn của Newton, nơi tốc độ đó là vô hạn, nhưng nó có mặt trong thuyết tương đối rộng, và đối với các lỗ đen, nó đủ lớn để có thể phát hiện được.

Ngoài ra, vì những lý do thuần túy về mặt lý thuyết, chúng tôi hy vọng rằng tất cả các lỗ đen đều quay tròn vì một lỗ đen không quay giống như một lỗ đen quay với vận tốc góc bằng 0, và không có lý do nào khiến tốc độ góc của lỗ đen chính xác số không. Ngược lại, vì chúng nhỏ hơn nhiều so với vật chất sụp đổ để tạo ra chúng, ngay cả một động lượng góc nhỏ, ngẫu nhiên của vật chất sụp đổ sẽ dẫn đến một lỗ đen quay nhanh. (Tương tự cổ điển cho điều này là một người trượt băng quay nhanh hơn khi họ kéo tay họ vào.)

Quỹ đạo tròn ổn định trong cùng là khác nhau tùy thuộc vào tốc độ quay. Các đĩa bồi tụ kéo dài đến ISCO, do đó, điều này tạo ra những thay đổi có thể quan sát được. Từ vòng xoáy của những hố đen siêu lớn :

Đối với $a=1$ (spin tối đa trong prograde ý nghĩa liên quan đến các hạt quay xung quanh), chúng tôi có $r_{isco}=M$ . Đây là giá trị tọa độ tương tự như được sở hữu bởi chân trời sự kiện, nhưng trên thực tế, hệ tọa độ là số ít tại vị trí này và tồn tại khoảng cách thích hợp hữu hạn giữa hai vị trí. Khi giảm, $r_{isco}$ đơn điệu tăng qua $r_{isco}=6M$ khi $a=0$ để đạt tối đa $r=9M$ khi$a=−1$ (quay ngược cực đại đến hạt quay quanh). Như chúng ta thảo luận dưới đây, ISCO thiết lập một cạnh bên trong hiệu quả cho đĩa bồi tụ (ít nhất là đối với các cấu hình đĩa mà chúng ta sẽ xem xét ở đây). Do đó, sự phụ thuộc spin của ISCO chuyển trực tiếp thành các vật quan sát phụ thuộc vào spin; khi spin tăng và bán kính của ISCO giảm, đĩa trở nên hiệu quả hơn trong việc trích xuất / bức xạ năng lượng liên kết hấp dẫn của vật chất bồi tụ, đĩa trở nên nóng hơn, tần số tạm thời liên quan đến đĩa bên trong được tăng lên và dịch chuyển đỏ hấp dẫn của phát thải đĩa được tăng lên.

Theo kinh nghiệm, bằng cách nhìn vào quang phổ của các đĩa bồi tụ, chúng ta có thể ước tính $a$ .

Trường hấp dẫn của lỗ đen phụ thuộc vào cả khối lượng và độ xoáy của nó. Điều này có một số hậu quả có thể quan sát được:

• Như đã đề cập trong câu trả lời của Anders Sandberg, có một quỹ đạo tròn nhỏ nhất có thể xung quanh một lỗ đen (ISCO), có bán kính phụ thuộc vào độ xoáy của lỗ đen. Vì vậy, nếu bạn thấy vật chất quay quanh một lỗ đen trong một đĩa bồi tụ, cạnh bên trong sẽ cho một giới hạn thấp hơn trên vòng quay.
• Khi hai lỗ đen hợp nhất, vật thể thu được lắng xuống bằng cách dao động và phát ra sóng hấp dẫn với tần số charactaristic và tốc độ phân rã được xác định bởi khối lượng và độ quay của lỗ đen cuối cùng. Đối với các phép hợp nhất lớn (chẳng hạn như GW150914), cái gọi là gọi tắt này có thể được đo, đưa ra một phép đo trực tiếp về khối lượng và độ xoáy của lỗ đen hình thành.
• Trước khi sáp nhập như vậy, các spin của các lỗ đen riêng lẻ sẽ ảnh hưởng đến cách thức truyền cảm hứng, điều này in dấu trên dạng sóng hấp dẫn quan sát được. Bằng cách so sánh dạng sóng quan sát được với các mẫu dự kiến ​​về mặt lý thuyết cho các vòng quay khác nhau, người ta có thể (cố gắng) đo các vòng quay của các lỗ đen hợp nhất. (Do đó, hầu hết các vụ sáp nhập được quan sát (công bố) có thể phù hợp với cả hai BH không quay vòng.)
• Vòng quay của lỗ đen cũng ảnh hưởng đến cách nó làm chệch hướng ánh sáng. Do đó, hình ảnh của bóng của lỗ đen như được chụp bằng kính viễn vọng chân trời sự kiện có thể được sử dụng để xác định độ xoáy của lỗ đen (nếu chúng ta tình cờ nhìn thấy nó dưới góc phải).

Như đã đề cập trong bình luận của Rory , một vật thể trong không gian đôi khi phải có được spin. Bất kỳ vật thể nào cũng có lực hấp dẫn và với tốc độ quay bằng 0, nó sẽ không có spin, ngay khi nó tiếp xúc với một vật thể khác, spin sẽ được truyền vào nó.

Mặc dù đó là sự thật, nhưng không thể, rằng nó có thể bị tấn công bởi một vật thể khác đã hủy bỏ chính xác vòng quay của nó, đó chỉ là vấn đề thời gian trước khi một vật thể khác xuất hiện - do đó các vật thể trong không gian có khả năng quay nhiều hơn không.

Xem ví dụ video Cộng tác SXS : " Inspirus và sáp nhập lỗ đen nhị phân GW151226 ":

Động lượng góc là tương đương quay của động lượng tuyến tính và đại lượng bảo toàn - tổng động lượng góc của một hệ kín không đổi. Mật độ càng lớn thì vòng quay của vật thể càng nhanh, để bảo toàn động lượng góc của nó.

Đối với bất cứ ai tìm kiếm thêm thông tin, tôi sẽ bao gồm các tài liệu tham khảo sau:

• " Suy ra các spin lỗ đen và dòng chảy / bồi tụ thăm dò trong AGN với Đơn vị trường tích phân tia X của Athena " (ngày 6 tháng 6 năm 2019), bởi Didier Barret (IRAP) và Massimo Cappi (INAF-OAS):

  " Bối cảnh . Hạt nhân thiên hà hoạt động (AGN) hiển thị quang phổ tia X phức tạp thể hiện nhiều tính năng phát xạ và hấp thụ, thường được hiểu là sự kết hợp của i) một thành phần phản xạ mờ tương đối, do sự chiếu xạ của đĩa bồi tụ. một nguồn tia X cứng nhỏ gọn, ii) một hoặc một số thành phần hấp thụ ion / ấm được tạo ra bởi dòng chảy do AGN điều khiển đi ngang qua tầm nhìn của chúng tôi và iii) một thành phần phản xạ không tương đối được tạo ra bởi vật liệu xa hơn. phù hợp do đó có thể được sử dụng để hạn chế spin đen lỗ, hình học và đặc điểm của dòng chảy lớn dần lên, cũng như của các luồng và xung quanh lỗ đen.
  Mục đích. Chúng tôi điều tra làm thế nào một máy quang phổ tia X có độ phân giải cao thông lượng cao, chẳng hạn như Đơn vị trường tích phân tia X của Athena (X-IFU) có thể được sử dụng cho mục tiêu này, sử dụng trạng thái của mô hình phản xạ nghệ thuật tái cấu trúc trong cấu hình hình học của đèn .
  Phương pháp . Chúng tôi mô phỏng một mẫu đại diện của phổ AGN, bao gồm tất cả các độ phức tạp mô hình cần thiết, cũng như một loạt các tham số mô hình đi từ các giá trị cực trị đến cực trị hơn và coi các thông lượng tia X là đại diện cho các quần thể AGN và Quasar (QSO) đã biết. Chúng tôi cũng trình bày một phương pháp để ước tính các lỗi hệ thống liên quan đến độ không đảm bảo trong hiệu chuẩn của X-IFU.
  Các kết quả$_g$
  . Các mô phỏng được trình bày ở đây chứng minh tiềm năng của X-IFU để hiểu cách các lỗ đen được cung cấp năng lượng và cách chúng định hình các thiên hà chủ của chúng. Độ chính xác để phục hồi các tham số mô hình vật lý được mã hóa trong phát xạ tia X của chúng đạt được nhờ khả năng duy nhất của X-IFU để phân tách và hạn chế, các thành phần phát xạ và hấp thụ, hẹp và rộng. ".

• " Quan sát spin Black Holes " (27 tháng 3 năm 2019), bởi Christopher S. Reynold:

  "... Lỗ đen là những vật thể đơn giản nhất của tự nhiên, chỉ được xác định bởi điện tích của chúng (được trung hòa về 0 trong các thiết lập vật lý thiên văn thực tế), khối lượng và động lượng góc.

  ...

  Trong Đánh giá này, tôi sẽ khảo sát trạng thái hiện tại và tương lai của các phép đo độ xoáy của lỗ đen. Trong 20 năm qua, các biện pháp quay định lượng là lĩnh vực của thiên văn học tia X và các kỹ thuật này tiếp tục được cải tiến khi chất lượng dữ liệu được cải thiện. Với sự ra đời gần đây của thiên văn học sóng hấp dẫn, giờ đây chúng ta có một cửa sổ hoàn toàn mới và bổ sung cho các lỗ đen quay tròn. Hơn nữa, chúng tôi đứng trước ngưỡng cửa của một bước đột phá khác, hình ảnh trực tiếp về bóng của chân trời sự kiện bằng Giao thoa kế đường cơ sở rất dài của dải mm toàn cầu, hay còn gọi là Kính viễn vọng chân trời sự kiện (EHT). Chúng tôi đang thực sự bước vào một cây cải vàng để nghiên cứu vật lý lỗ đen và spin lỗ đen.

  ...

  
  $M$$J$$a = cJ/GM^2$$c$$G$$M$$a$
  $|a| > 1$

  Trang 3:

  
  Hình 1: Vị trí của một số quỹ đạo đặc biệt trong mặt phẳng xích đạo của lỗ đen Kerr là một hàm của tham số spin. Trên đây là quỹ đạo tròn ổn định trong cùng (đường màu đỏ), quỹ đạo tròn photon (đường màu xanh), giới hạn tĩnh (đường trắng nét đứt) và đường chân trời sự kiện (giới hạn màu xám). Thông số spin dương / âm tương ứng với spin tương ứng là tiến / lùi, tương ứng với vật chất quay quanh (hoặc photon). Các đường màu đỏ nét đứt dọc phân tách các trường hợp tiên tiến và lùi. Các quỹ đạo tròn ổn định bên ngoài quỹ đạo ổn định trong cùng nhưng trở nên không ổn định bên trong bán kính này (khu vực được biểu thị bằng màu đỏ nhạt). Các quỹ đạo tròn không tồn tại bên trong quỹ đạo tròn photon (vùng được biểu thị bằng màu đỏ đặc). Để cụ thể, một lỗ đen khối lượng mặt trời 10 được giả định. Bán kính cho các khối lượng khác có thể thu được bằng cách sử dụng tỷ lệ tuyến tính.

Một cách nghĩ về trường hấp dẫn bên ngoài lỗ đen là nó là một loại hóa thạch, hoặc ấn tượng đóng băng. Nó phản ánh lực hấp dẫn của vật chất hình thành / rơi vào lỗ đen tại thời điểm nó bị "khóa" bên trong chân trời sự kiện và do đó không thể tác động đến bất cứ thứ gì bên ngoài, kể cả trường hấp dẫn.

Nếu vật chất ở giai đoạn đó có động lượng góc ròng thì trường hấp dẫn bên ngoài lỗ đen sẽ khác. Về mặt toán học, nó được mô tả bởi giải pháp Kerr theo phương trình của Einstein, thay vì giải pháp Schwarzschild. Sự khác biệt này có thể được quan sát theo một số cách, ví dụ như trong hành vi của ánh sáng hoặc vật chất gần với lỗ đen.