블랙홀이 돌고 있다는 것을 어떻게 알 수 있습니까?

블랙홀이 회전하는지 여부를 어떻게 알 수 있습니까?

행성이 돌아가고 있다면 분명히 볼 수 있지만 실제로 블랙홀을 볼 수는 없습니다.

다음은 물질이 인접한 물질과 상호 작용하고 BH 주변의 물질이 어떤 방향으로 회전하는지 볼 수 있습니다 (물 위에서 공을 회전하면 물이 같은 방향으로 회전하는 것처럼). 이벤트 수평선 내부에서 외부로, 따라서 이벤트 수평선에서 중요한 것은 중력과 상호 작용할 것입니다 (BH는 마찰이없는 것처럼).

이제 중력. 큰 물체가 완벽하게 균일하지 않으면 중력의 차이를 측정 할 수 있다고 생각하지만 BH가 모든면에서 동일한 중력을 가지고 있다고 생각합니다.

내가 여기서 무엇을 놓치고 있습니까? 블랙홀이 회전하고 있음을 관찰 하여 어떻게 탐지하거나 확인할 수 있습니까?

방사 물질의 중력장 또는 회전하는 블랙홀은 주변 물질이 방사를 시작하게합니다. 이것을 " 프레임 드래그 (frame dragging) "또는 "중력 자기 (gravitomagnetism)"라고하며, 후자는 이동하는 전하의 자기 적 효과와 매우 유사하다는 사실에서 유래 한 것이다. 중력 자기의 존재는 유한 한 중력 속도와 관련이 있기 때문에 속도가 무한한 뉴턴의 중력에는 존재하지 않지만 일반적인 상대성 이론에 존재하며 블랙홀의 경우 감지 할 수있을만큼 충분히 큽니다.

또한 순수 이론상 이유로 회전하지 않는 블랙홀은 각속도가 정확히 0 인 회전하는 블랙홀과 동일하기 때문에 모든 블랙홀이 회전 할 것으로 예상되며 블랙홀의 각속도가 정확하게되는 이유는 없습니다 제로. 반대로, 그것들은 그것들을 생성하기 위해 붕괴되는 물질보다 훨씬 작기 때문에, 붕괴 물질의 작은 무작위 순각 운동량조차도 빠르게 회전하는 블랙홀로 이어질 것이다. (이것에 대한 고전적인 비유는 팔을들 때 더 빨리 회전하는 아이스 스케이터입니다.)

가장 안쪽의 안정적인 원형 궤도는 회전 속도에 따라 다릅니다. 가속 디스크는 ISCO로 확장되므로 관찰 가능한 변경 사항이 생성됩니다. 초 거대 블랙홀 스핀에서 :

들어 (궤도 입자에 prograde 감지 상대적으로 최대한의 스핀), 우리가 . 이것은 이벤트 지평과 동일한 좌표 값이지만 실제로 좌표 시스템은이 위치에서 특이하며 두 위치 사이에는 유한 한 적절한 거리가 있습니다. 감소하면, 때 단조롭게 통해 때 최대 에 도달합니다.$a=1$$r_{isco}=M$$r_{isco}$$r_{isco}=6M$$a=0$$r=9M$$a=−1$ (궤도 입자에 대한 최대 스핀 역행). 아래에서 논의하는 바와 같이, ISCO는 (적어도 여기에서 고려할 디스크 구성에 대해) accretion disc에 효과적인 내부 모서리를 설정합니다. 따라서 ISCO의 스핀 의존성은 스핀 의존 관측 가능 물로 직접 변환됩니다. 스핀이 증가하고 ISCO의 반경이 감소함에 따라, 디스크는 부착 물질의 중력 결합 에너지를 추출 / 방사하는데 더 효율적이되고, 디스크가 더 뜨거워지고, 내부 디스크와 관련된 시간 주파수가 증가하고, 디스크 방출이 증가합니다.

$a$

블랙홀의 중력장은 질량과 스핀에 따라 다릅니다. 이것은 여러 가지 관찰 가능한 결과를 가져옵니다.

• Anders Sandberg의 답변에서 언급했듯이 블랙홀 (ISCO) 주위에 가능한 가장 작은 원형 궤도가 있으며,이 반경은 블랙홀의 회전에 따라 다릅니다. 따라서 어크 레션 디스크에서 블랙홀을 공전하는 물질이 보이면 안쪽 가장자리가 스핀의 하한을 나타냅니다.
• 두 개의 블랙홀이 합쳐지면 최종 블랙홀의 질량과 스핀에 의해 결정되는 특성 주파수와 붕괴 속도로 중력파를 발진 및 방출하여 결과물이 안정화됩니다. 큰 합병 (예 : GW150914)의 경우이 소위 링 다운을 측정하여 형성된 블랙홀의 질량과 스핀을 직접 측정 할 수 있습니다.
• 이러한 합병 전에 개별 블랙홀의 회전은 흡기의 진화 방식에 영향을 미치며, 이는 중력 파형에 각인됩니다. 관찰 된 파형을 다른 스핀에 대해 이론적으로 예상되는 템플릿과 비교함으로써 병합 블랙홀의 스핀을 측정 할 수 있습니다. (따라서 가장 많이 관찰 된 (게시 된) 합병은 두 BH가 회전하지 않는 것과 일치 할 수 있습니다.)
• 블랙홀의 스핀은 또한 빛을 반사하는 방법에 영향을줍니다. 결과적으로, 사건 수평선 망원경에 의해 촬영 된 것과 같은 블랙홀의 그림자 그림은 블랙홀의 스핀을 결정하는데 사용될 수있다 (우리가 그것을 직각으로 볼 경우).

에서 언급 한 바와 같이 로리의 코멘트 , 공간의 오브젝트 해야 시간 획득 스핀의 어느 시점에서. 모든 물체는 중력을 가지며 회전 속도가 0이면 다른 물체와 접촉하자마자 회전하지 않습니다.

그것이 사실이지만, 그 가능성은 거의 없지만, 스핀을 완전히 취소 한 다른 물체에 부딪 칠 수는 있지만 아직 다른 물체가 오기 전까지는 시간 문제 일뿐입니다.

예를 들어 SXS Collaboration 비디오 : " 이진 블랙홀의 흡기 및 병합 GW151226 ":

각 운동량 은 선형 운동량과 보존 된 양 의 회전에 해당 합니다. 폐쇄 시스템의 총 각 운동량은 일정하게 유지됩니다. 밀도가 클수록 물체의 회전 속도가 빨라져 각 운동량이 보존됩니다.

추가 정보를 찾는 사람에게는 다음 참조 자료를 포함시킬 것입니다.

• " 블랙홀 스핀을 유추하고 강착 프로빙 / 토출 아테나 X 선 적분 필드 유닛 AGNs 흐르는 디디 바렛 (IRAP) 마시모 Cappi (INAF-OAS)에 의해 (2019 유월 6)"

  " 컨텍스트 . 활동 은하 핵 (AGN)는 강착 원반의 조사에 의해 기인, 일반적 relativistically 도말 반사 성분) I의 조합으로서 해석되는 방출 및 흡수 기능의 다양성을 나타내는 복소 X 선 스펙트럼을 표시 소형 경질 X- 선 소스, ii) 시선을 가로 지르는 AGN 구동 유출에 의해 생성 된 하나 이상의 온 / 이온화 된 흡수 성분 및 iii)보다 먼 재료로 생성 된 비상 대성 반사 성분 상세 모델을 통해 이들 성분의 분리 피팅 따라서 블랙홀 스핀 형상 및 부가 물 흐름의 특성뿐만 블랙홀의 유출 주변 환경 등을 제한하기 위하여 사용될 수있다.
  조준을. 우리는 램프 포스트 기하학적 구성에서 최첨단 반사 모델 relxill의 상태를 사용하여 Athena X-ray Integral Field Unit (X-IFU)와 같은 고 처리량 고해상도 X-ray 분광계를이 목표에 어떻게 사용할 수 있는지 조사합니다. .
  방법 . 우리는 모든 필요한 모델 복잡성뿐만 아니라 표준에서 더 극단적 인 값으로가는 다양한 모델 매개 변수를 포함하여 알려진 AGN 및 쿼사 (QSO) 모집단을 대표하는 X 선 플럭스를 포함하여 AGN 스펙트럼의 대표적인 샘플을 시뮬레이션합니다. 우리는 또한 X-IFU 교정의 불확실성과 관련된 체계적인 오류를 추정하는 방법을 제시합니다.
  결과$_g$
  . 여기에 제시된 시뮬레이션은 X-IFU가 블랙홀의 전원 공급 방식과 호스트 은하의 모양을 이해하는 잠재력을 보여줍니다. X-IFU의 고유 한 기능 덕분에 X-ray 방출로 인코딩 된 물리적 모델 매개 변수를 복구 할 수있는 정확도에 도달했습니다.

• " 블랙 홀 스핀을 관찰 크리스토퍼 S. 레이놀즈에 의해, (2019 3월 27일)"

  "... 블랙홀은 자연적으로 가장 단순한 물체이며, 전하 (실제 천체 물리 설정에서 0으로 중화 됨), 질량 및 각 운동량에 의해서만 정의됩니다.

  ...

  이 검토에서는 블랙홀 스핀 측정의 현재 상태 및 향후 약속을 조사 할 것입니다. 지난 20 년 동안 많은 양의 스핀 측정이 X- 선 천문학의 영역이었으며, 이러한 기술은 데이터의 품질이 향상됨에 따라 계속 개선되고 있습니다. 최근 중력파 천문학의 출현으로, 우리는 이제 블랙홀 회전에 대한 완전히 새로운 보완 창을 갖게되었습니다. 또한, 우리는 또 다른 주요 돌파구의 문턱 인 글로벌 mm- 밴드 매우 긴 기준선 간섭 법, 즉 이벤트 수평선 망원경 (EHT)으로 이벤트 지평선의 그림자를 직접 이미징합니다. 우리는 블랙홀 물리학과 블랙홀 스핀 연구를 위해 실제로 황금 창고에 들어서고 있습니다.

  ...

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

  페이지 3 :

  
  그림 1 : 스핀 매개 변수의 함수로서 Kerr 블랙홀의 적도면에서 일부 특수 궤도의 위치. 가장 안쪽에 안정적인 원형 궤도 (빨간색 선), 광자 원형 궤도 (파란색 선), 정적 한계 (파선 흰색 선) 및 이벤트 수평선 (회색 음영)이 여기에 표시됩니다. 포지티브 / 네거티브 스핀 파라미터는 궤도 물질 (또는 광자)에 대해 각각 프로 그레이드 / 레트로 그레이드 인 스핀에 해당합니다. 빨간색 점선은 진행 및 역행 사례를 구분합니다. 원형 궤도는 가장 안쪽의 안정적인 궤도 외부에서는 안정적이지만이 반경 내에서는 불안정합니다 (밝은 빨간색 음영으로 표시되는 영역). 원형 궤도는 광자 원형 궤도 내부에 존재하지 않습니다 (빨간색 음영으로 표시되는 영역). 구체적으로, 10 태양 질량 블랙홀이 가정된다. 다른 질량의 반지름은 선형 비례를 사용하여 얻을 수 있습니다.

블랙홀 외부의 중력장을 생각하는 한 가지 방법은 그것이 일종의 화석이거나 얼어 붙은 인상이라는 것입니다. 그것은 사건의 지평선 내부에서 "잠겨져"중력장을 포함하여 외부에 영향을 줄 수없는 순간에 블랙홀에 형성 / 탈락 된 물질의 중력을 반영합니다.

그 단계의 물질이 순 각운동량을 가졌다면 블랙홀 외부의 중력장은 다르다. 수학적으로 Schwarzschild 솔루션 대신 Kerr 솔루션으로 아인슈타인 방정식에 대해 설명합니다. 이 차이는 여러 가지 방법, 예를 들어 빛의 작용 또는 블랙홀에 가까운 물질에서 관찰 될 수 있습니다.