Skąd wiemy, że czarne dziury wirują?

Skąd można wiedzieć, czy czarna dziura wiruje, czy nie?

Jeśli planeta wiruje, możesz ją wyraźnie zobaczyć, ale tak naprawdę nie możesz zobaczyć czarnej dziury.

Następną rzeczą byłoby to, że materia oddziałuje z sąsiednią materią i moglibyśmy zobaczyć, w którym kierunku materia otaczająca BH obraca się (tak jakbyś obracał piłkę na wodzie, woda wokół obracałaby się również w tym samym kierunku), ale materia nie może oddziaływać od wewnątrz horyzontu zdarzeń na zewnątrz, więc materia na horyzoncie zdarzeń po prostu oddziaływałaby z grawitacją (tak jak BH nie ma tarcia).

Teraz grawitacja. Pomyślałbym, że można zmierzyć różnice w grawitacji, jeśli duży obiekt nie jest idealnie jednolity, ale myślę, że BH ma takie samo przyciąganie grawitacyjne ze wszystkich stron.

Czego tu brakuje? Jak można nawet wykryć lub ustalić na podstawie obserwacji, że czarna dziura wiruje, lub jeszcze lepiej, zmierzyć szybkość?

Pole grawitacyjne wirującej materii lub wirująca czarna dziura powoduje, że otaczająca ją materia zaczyna wirować. Nazywa się to „ przeciąganiem ramek ” lub „grawitomagnetyzmem”, ta ostatnia nazwa pochodzi od faktu, że jest ściśle analogiczna do efektu magnetycznego poruszających się ładunków elektrycznych. Istnienie grawitomagnetyzmu jest powiązane ze skończoną prędkością grawitacji, więc nie istnieje w grawitacji newtonowskiej, gdzie ta prędkość jest nieskończona, ale występuje w ogólnej teorii względności, a dla czarnych dziur jest wystarczająco duża, aby być wykrywalnym.

Ponadto, z czysto teoretycznych powodów, oczekujemy, że wszystkie czarne dziury wirują, ponieważ nie przędząca się czarna dziura jest taka sama jak wirująca czarna dziura o prędkości kątowej dokładnie zerowej, i nie ma powodu, dla którego prędkość kątowa czarnej dziury byłaby dokładnie zero. Wręcz przeciwnie, ponieważ są one o wiele mniejsze niż materia, która zapada się, aby je wytworzyć, nawet niewielki, losowy moment pędu netto zapadającej się materii powinien doprowadzić do gwałtownie wirującej czarnej dziury. (Klasyczną analogią jest to, że łyżwiarz wiruje szybciej, gdy wciągają ręce.)

Najbardziej wewnętrzna stabilna okrągła orbita różni się w zależności od prędkości obrotowej. Dyski akrecyjne rozciągają się na ISCO, co powoduje obserwowalne zmiany. From The Spin of Supermassive Black Holes :

W przypadku (maksymalna wirowanie w prograde sensownej względem cząstki orbitalnego) mamy . Jest to ta sama wartość współrzędnych, jaką posiada horyzont zdarzeń, ale w rzeczywistości układ współrzędnych jest w tym miejscu osobliwy i istnieje skończona właściwa odległość między tymi dwoma lokalizacjami. Gdy maleje, monotonicznie wzrasta przez gdy aby osiągnąć maksimum gdy$a=1$$r_{isco}=M$$r_{isco}$$r_{isco}=6M$$a=0$$r=9M$$a=−1$ (maksymalny ruch wsteczny wstecz do cząstek orbitujących). Jak omówimy poniżej, ISCO ustawia skuteczną wewnętrzną krawędź dysku akrecyjnego (przynajmniej w konfiguracjach dysków, które będziemy tutaj rozważać). Tak więc zależność ISCO od spinu bezpośrednio przekłada się na obserwowalne zależnie od spinu; wraz ze wzrostem spinu i zmniejszeniem promienia ISCO, tarcza staje się bardziej wydajna w wydobywaniu / promieniowaniu grawitacyjnej energii wiązania materii akrecyjnej, dysk staje się cieplejszy, częstotliwości czasowe związane z dyskiem wewnętrznym są zwiększane, a grawitacyjne przesunięcia ku czerwieni emisja płyt jest zwiększona.

Empirycznie, patrząc na widma dysków akrecyjnych, możemy oszacować .$a$

Pole grawitacyjne czarnej dziury zależy zarówno od jej masy, jak i spinu. Ma to wiele obserwowalnych konsekwencji:

• Jak wspomniano w odpowiedzi Andersa Sandberga, istnieje najmniejsza możliwa okrągła orbita wokół czarnej dziury (ISCO), której promień zależy od spinu czarnej dziury. Jeśli więc zobaczysz materię krążącą wokół czarnej dziury w dysku akrecyjnym, wewnętrzna krawędź da dolną granicę obrotu.
• Kiedy dwie czarne dziury łączą się, powstały obiekt osiada przez oscylowanie i emitowanie fal grawitacyjnych z charaktarystyczną częstotliwością i szybkością rozpadu określoną przez masę i obrót ostatniej czarnej dziury. W przypadku głośnych połączeń (takich jak GW150914) można tak zmierzyć tak zwane rozbicie, dając bezpośredni pomiar masy i obrotu utworzonej czarnej dziury.
• Przed takim połączeniem obroty poszczególnych czarnych dziur będą wpływać na ewolucję wdechu, co odcisnie się na obserwowanej fali grawitacyjnej. Porównując zaobserwowany kształt fali z teoretycznie oczekiwanymi szablonami dla różnych spinów, można (próbować) zmierzyć spiny łączących się czarnych dziur. (W związku z tym większość zaobserwowanych (opublikowanych) połączeń może być spójna z tym, że oba BH nie są spinningowe).
• Obrót czarnej dziury wpływa również na sposób, w jaki odbija światło. W związku z tym zdjęcia cienia czarnej dziury, takie jak wykonane przez teleskop horyzontu zdarzeń, mogą zostać wykorzystane do określenia spinu czarnej dziury (jeśli zdarzy się, że zobaczymy ją pod odpowiednim kątem).

Jak wspomniano w komentarzu Rory , obiekt w kosmosie musi w pewnym momencie uzyskać obrót. Każdy obiekt ma grawitację, a przy prędkości obrotowej równej zeru nie miałby spinu, gdy tylko zetknie się z innym spinem obiektu.

Chociaż prawdą jest, ale mało prawdopodobne, że może zostać uderzony przez inny obiekt, który dokładnie anulował jego obrót, to tylko kwestia czasu, zanim pojawi się kolejny obiekt - dlatego obiekty w kosmosie są znacznie bardziej prawdopodobne, że się obrócą niż nie.

Zobacz na przykład wideo SXS Collaboration : „ Inspiracja i połączenie binarnej czarnej dziury GW151226 ”:

Pęd kątowy jest rotacyjnym odpowiednikiem pędu liniowego i zachowaną wielkością - całkowity moment pędu układu zamkniętego pozostaje stały. Im większa gęstość, tym szybciej spin obiektu, aby zachować jego moment pędu.

Dla każdego, kto szuka dodatkowych informacji, dołączę następujące referencje:

• „ Wnioskowanie spinów czarnej dziury i sondowanie przepływów akrecji / wyrzutu w AGN za pomocą Athena X-ray Integral Field Unit ” (6 czerwca 2019 r.), Autor: Didier Barret (IRAP) i Massimo Cappi (INAF-OAS):

  „ Kontekst . Aktywne jądra galaktyczne (AGN) wyświetlają złożone widma rentgenowskie, które wykazują różnorodne cechy emisji i absorpcji, które są powszechnie interpretowane jako połączenie i) relatywistycznie rozmazanego komponentu odbicia, wynikającego z napromieniowania dysku akrecyjnego kompaktowe twarde źródło promieniowania rentgenowskiego, ii) jeden lub kilka ciepłych / zjonizowanych składników absorpcji wytwarzanych przez wypływy napędzane przez AGN przekraczające naszą linię wzroku, oraz iii) nierelatywistyczny element odbicia wytwarzany przez bardziej odległe materiały. Oprawa może być zatem stosowane do ograniczenia czarną dziurę, spin na geometrię i charakterystykę przepływu narostu, oraz z odpływem i otoczenia na czarną dziurę.
  Cele. Badamy, w jaki sposób można wykorzystać do tego celu wysokoprzepustowy spektrometr rentgenowski o wysokiej rozdzielczości, taki jak Athena X-ray Integral Field Unit (X-IFU), stosując najnowocześniejszy model refleksyjny relxill w konfiguracji geometrycznej lampy .
  Metody . Symulujemy reprezentatywną próbkę widm AGN, w tym wszystkie niezbędne złożoności modelu, a także zakres parametrów modelu od wartości standardowych do bardziej ekstremalnych, i rozważamy strumienie rentgenowskie, które są reprezentatywne dla znanych populacji AGN i kwazarów (QSO). Prezentujemy również metodę szacowania błędów systematycznych związanych z niepewnościami w kalibracji X-IFU.
  Wyniki. W konserwatywnym ustawieniu, w którym komponent odbicia jest obliczany samodzielnie przez model relxill z zadanej geometrii i bez nadmiaru żelaza, średnie błędy na spinie i wysokości źródła napromieniowania wynoszą <0,05 i g 0,2 R (w jednostki promienia grawitacyjnego). Podobnie parametry absorbera (gęstość kolumny, parametr jonizacji, współczynnik pokrycia i prędkość) są mierzone z dokładnością zwykle mniejszą niż% 5% w dopuszczalnym zakresie zmian. Rozszerzając symulacje o ultraszybkie wypływy z przesunięciem w kierunku niebieskim, pokazujemy, że X-IFU może mierzyć swoją prędkość z błędami statystycznymi <1%, nawet dla obiektów o dużym przesunięciu ku czerwieni (np. Przy przesunięciu ku czerwieni ∼ 2,5). Wnioski$_g$
  . Przedstawione tutaj symulacje pokazują potencjał X-IFU do zrozumienia, w jaki sposób zasilane są czarne dziury i jak kształtują galaktyki macierzyste. Dokładność odzyskiwania parametrów modelu fizycznego zakodowanych w ich emisji rentgenowskiej jest osiągana dzięki unikalnej zdolności X-IFU do oddzielania i ograniczania wąskich i szerokich komponentów emisji i absorpcji. ”.

• „ Observing Black Holes Spin ” (27 marca 2019 r.), Autor: Christopher S. Reynolds:

  „... czarne dziury są najprostszymi obiektami natury, zdefiniowanymi wyłącznie przez ich ładunek elektryczny (który jest neutralizowany do zera w realistycznych warunkach astrofizycznych), masę i moment pędu.

  ...

  W tym przeglądzie zbadam obecny stan i przyszłą obietnicę pomiarów spinu czarnej dziury. Przez większość ostatnich 20 lat ilościowe pomiary spinu były domeną astronomii rentgenowskiej, a techniki te są nadal udoskonalane wraz z poprawą jakości danych. Wraz z nadejściem astronomii fal grawitacyjnych mamy teraz całkowicie nowe i uzupełniające się okno na wirujące czarne dziury. Co więcej, stoimy na progu kolejnego przełomowego przełomu, bezpośredniego obrazowania cienia horyzontu zdarzeń za pomocą globalnej interferometrii Very Long Baseline Interferometry, znanej również jako EHT (Event Horizon Telescope). Naprawdę wkraczamy do goldenbage, aby studiować fizykę czarnej dziury i spin czarnej dziury.

  ...

  Podczas gdy pierwotny proces Penrose'a może być trudny do zrealizowania w przyrodzie, Roger Blandford i Roman Znajek wykazali, że pola magnetyczne mogą podobnie pobierać energię obrotową z ergosfery. Magnetyczny spin-ekstrakcja jest wiodącym teoretycznym modelem do napędzania relatywistycznych dżetów z systemów czarnych dziur.
  Aby być bardziej ilościowy, uważamy czarną dziurę masą i moment pędu . Możemy zdefiniować „parametr spinu” bez jednostki za pomocą gdzie jest prędkością światła, a jest stałą grawitacji Newtona. Rozwiązanie Kerr mówi nam, że struktura czasoprzestrzeni wokół wirującej czarnej dziury zależy tylko od i$M$$J$$a = cJ/GM^2$$c$$G$$M$$a$. Oprócz znacznego uproszczenia wszelkich zabiegów GR astrofizyki czarnej dziury, zapewnia to drogę do obserwacyjnych eksploracji teorii grawitacji poza GR - po zmierzeniu masy i obrotu astrofizycznej czarnej dziury możemy w zasadzie szukać odchyleń wywnioskowanych pole grawitacyjne (w tym wszelkie promieniowanie grawitacyjne) z prognoz GR. Gdyby ktoś zbyt szybko obrócił planetę lub gwiazdę, rozpadłaby się, gdy siły odśrodkowe przytłoczyłyby grawitację, która wiąże obiekt razem. Dla czarnej dziury istnieje podobna sytuacja. Rozwiązanie Kerra pokazuje, że jeśli| a | > 1
  $|a| > 1$, nie ma już horyzontu zdarzeń. GR przewidywałoby wówczas osobliwość nagiej czasoprzestrzeni, wynik niezgodny z prawem fizycznym i pojęciem przewidywalności, a zatem zakazany przez Hipotezę Kosmicznej Cenzury. Oczywiście dla fizyków bardzo interesujące jest sprawdzenie, czy natura przestrzega tego limitu Kerr. ”.

  Page 3:

  
  Rysunek 1: Lokalizacja niektórych specjalnych orbit w płaszczyźnie równikowej czarnej dziury Kerr jako funkcja parametru spinu. Pokazano tutaj najbardziej wewnętrzną stabilną orbitę kołową (czerwona linia), fotonową orbitę kołową (niebieska linia), ograniczenie statyczne (przerywana biała linia) i horyzont zdarzeń (ograniczający szary odcień). Dodatni / ujemny parametr spinu odpowiada spinowi, który jest odpowiednio postępowy / wsteczny, odpowiednio względem materii orbitującej (lub fotonów). Pionowa przerywana czerwona linia oddziela przypadki prograde i retrograde. Okrągłe orbity są stabilne na zewnątrz najbardziej wewnętrznej stabilnej orbity, ale stają się niestabilne wewnątrz tego promienia (obszar oznaczony jasnoczerwonym cieniowaniem). Okrągłe orbity nie istnieją wewnątrz fotonowej orbity kołowej (obszar oznaczony jednolitym czerwonym cieniowaniem). Dla konkretności przyjmuje się czarną dziurę o masie 10 Słońca. Promienie dla innych mas można uzyskać stosując liniową proporcjonalność.

Jednym ze sposobów myślenia o polu grawitacyjnym poza czarną dziurą jest to, że jest to rodzaj skamieniałości lub zamrożonego wrażenia. Odzwierciedla ona grawitację materii, która uformowała się / wpadła do czarnej dziury w momencie, gdy została „zamknięta” w horyzoncie zdarzeń, a zatem nie jest w stanie wpływać na nic na zewnątrz, w tym na pole grawitacyjne.

Jeśli materia na tym etapie ma moment pędu netto, pole grawitacyjne na zewnątrz czarnej dziury jest inne. Matematycznie opisuje to rozwiązanie Kerr do równań Einsteina, zamiast rozwiązania Schwarzschilda. Różnicę tę można zaobserwować na wiele sposobów, na przykład w zachowaniu światła lub materii w pobliżu czarnej dziury.