Kara deliklerin döndüğünü nasıl biliyoruz?

Bir kara deliğin dönüp dönmediğini bilmek nasıl mümkün olabilir?

Eğer bir gezegen dönüyorsa, onu net bir şekilde görebilirsiniz ama gerçekten bir kara delik göremezsiniz.

Bir sonraki şey, maddenin bitişik madde ile etkileşime girmesi ve BH'yi çevreleyen maddenin hangi yöne döndüğünü görebiliriz (örneğin bir topu suya çevirirseniz, etraftaki su da aynı yönde döner) ama madde etkileşemez olay ufkunun içinden dışarıya doğru, bu nedenle olay ufkundaki madde sadece yerçekimi ile etkileşime girer (BH'nin sürtünmesi yokmuş gibi).

Şimdi yerçekimi. Büyük bir obje tam olarak aynı değilse, yerçekimindeki farklılıkları ölçebileceğinizi düşünebilirim ama bir BH'nin her iki tarafta da aynı çekim kuvvetine sahip olduğunu düşünüyorum.

Burada ne özlüyorum? Bir kara deliğin döndüğünü gözlemleyerek nasıl tespit edebilir veya belirleyebilir , ya da daha iyisi, ne kadar hızlı ölçebilir?

Dönen maddenin çekim alanı veya dönen bir kara delik, etrafındaki maddenin dönmeye başlamasına neden olur. Buna " çerçeve sürükleme " ya da "gravitomanyetizma" denir , bu ikinci isim hareketli elektrik yüklerinin manyetik etkisine yakından benzer olması gerçeğinden gelir. Gravitomanyetizmanın varlığı, sonlu yerçekimi hızına bağlıdır, bu nedenle Newton'un yerçekiminde bu hızın sonsuz olduğu yerde yoktur, ancak genel görelilikte bulunur ve kara delikler için tespit edilebilecek kadar büyüktür.

Ayrıca, tamamen teorik nedenlerden ötürü, tüm kara deliklerin dönmesini bekleriz, çünkü eğirmeyen bir kara delik, tam olarak sıfır açısal hıza sahip dönen bir kara delik ile aynıdır ve bir kara deliğin açısal hızının tam olarak olmasının bir nedeni yoktur. sıfır. Aksine, onları üretmek için çöken maddeden çok daha küçük olmaları nedeniyle, çöken maddenin küçük, rasgele net açısal momentumunun bile hızla dönen bir kara deliğe yol açması gerekir. (Bunun için klasik benzetme, kollarını çekerken daha hızlı dönen bir buz patencisidir.)

En içteki sabit dairesel yörünge, dönüş hızına bağlı olarak farklıdır. Toplama diskleri ISCO'ya uzanır, bu nedenle gözlenebilir değişiklikler meydana getirir. Gönderen Supermassive Kara Delikler Spin :

Bir (yörüngesel parçacıklara göre proger anlamda maksimum dönüş), . Bu olay ufkunun sahip olduğu aynı koordinat değeridir, ancak gerçekte, koordinat sistemi bu konumda tekildir ve iki konum arasında sonlu uygun bir mesafe vardır. Bir, düştükçe boyunca monotonik biçimde artar zaman , bir maksimum ulaşmak için zaman$a=1$$r_{isco}=M$$r_{isco}$$r_{isco}=6M$$a=0$$r=9M$$a=−1$ (yörüngesel partiküle maksimum dönüş retrograd). Aşağıda tartıştığımız gibi, ISCO, toplama diskine etkili bir iç kenar sağlar (en azından burada düşüneceğimiz disk yapılandırmaları için). Böylece, ISCO'nun dönüşe bağımlılığı doğrudan dönüşe bağlı gözlemlenebilirlere dönüşür; Dönme arttıkça ve ISCO'nun yarıçapı azaldıkça, disk, biriken maddenin yerçekimsel bağlanma enerjisinin çıkarılması / yayılmasında daha verimli hale gelir, disk daha sıcak hale gelir, iç diskle ilişkili zamansal frekanslar artar ve yerçekiminin kırmızıya kayması artar. disk emisyonu arttırıldı.

Ampirik olarak, toplama disklerinin spektrumuna bakarak tahmin edebiliriz .$a$

Bir kara deliğin çekim alanı hem kütlesine hem de dönüşüne bağlıdır. Bunun bir takım gözlemlenebilir sonuçları vardır:

• Anders Sandberg'in cevabında da belirtildiği gibi, yarıçapı karadeliğin dönüşüne bağlı olan bir karadeliğin (ISCO) etrafındaki mümkün olan en küçük dairesel bir yörünge vardır. Bu nedenle, bir toplama diskinde bir karadelik yörüngesinde dönen bir madde görürseniz, iç kenar dönme üzerinde daha düşük bir sınır verecektir.
• İki kara delik birleştiğinde, ortaya çıkan nesne, son kara deliğin kütlesi ve dönüşü tarafından belirlenen karakteristik bir frekans ve bozulma oranına sahip yerçekimsel dalgaları salınıp yayarak yayar. Gürültülü birleşme işlemleri için (GW150914 gibi), sözde zil sesi ölçülebilir, böylece oluşan kara deliğin kütlesinin ve dönüşünün doğrudan bir ölçümü sağlanır.
• Böyle bir birleşme öncesinde, tek tek kara deliklerin dönüşleri, gözlemlenen yerçekimi dalga formuna basılan insiralin nasıl geliştiğini etkiler. Gözlemlenen dalga formunun farklı dönüşler için teorik olarak beklenen şablonlarla karşılaştırılmasıyla, birleşme kara deliklerinin dönüşleri ölçülebilir (denenebilir). (Bu nedenle, en çok gözlemlenen (yayınlanan) birleşme, her iki BH'nin de eğirmeyen olmasıyla tutarlı olabilir.)
• Bir kara deliğin dönüşü ayrıca ışığı nasıl değiştirdiğini de etkiler. Sonuç olarak, olay ufku teleskopu tarafından çekilen bir kara deliğin gölgesi, kara deliğin dönüşünü belirlemek için kullanılabilir (eğer onu doğru açıyla görebiliyorsak).

Rory'nin yorumunda belirtildiği gibi , uzayda bir cismin zamanın bir noktasında spin alması gerekir . Herhangi bir nesne yerçekimine sahiptir ve sıfır dönme hızıyla, başka bir nesne dönüşü üzerine temas ettiği anda döndürülmez.

Doğru olsa da, pek mümkün olmasa da, dönüşünü tamamen iptal eden başka bir nesne tarafından vurulabilmesi, bir başka nesnenin ortaya çıkmasından sadece bir zaman meselesidir - bu nedenle uzaydaki nesnelerin dönmemesinden çok daha muhtemeldir.

Örneğin, SXS Collaboration videosuna bakın: " Inspiral ve ikili kara delik GW151226'nın birleşmesi ":

Açısal momentum , doğrusal momentumun dönme eşdeğeri ve korunan bir miktardır - kapalı bir sistemin toplam açısal momentumu sabit kalır. Yoğunluk ne kadar yüksek olursa, açısal momentumunu korumak için nesnenin dönüşü o kadar hızlı olur.

Ek bilgi isteyen herkes için bu referansları ekleyeceğim:

• " Kara Delikler Açma ve Sondalama / Ejeksiyon, Athena Röntgen İntegral Alan Ünitesi ile AGN'lerde akar " (Haziran 6 2019), Didier Barret (IRAP) ve Massimo Cappi (INAF-OAS):

  " Bağlam . Aktif Galaktik Çekirdekler (AGN), i) 'nin bir topaklanma diskinin ışınlanmasından kaynaklanan, göreceli olarak bulaşan bir yansıma bileşeninin bir kombinasyonu olarak yorumlanan, çeşitli emisyon ve emme özellikleri sergileyen karmaşık X-ışını spektrumu sergiler. Kompakt bir sert X-ışını kaynağı, ii) AGN tarafından yönlendirilen çıkışlar tarafından üretilen bir veya birkaç ılık / iyonize absorpsiyon bileşeninin görüş hattını aşması ve iii) daha uzak materyaller tarafından üretilen göreceli olmayan bir yansıma bileşeni. montaj böylece kara delik sıkma, geometri ve katma akış özelliklerini, hem kara deliğin çıkışlarının ve çevresi itibarıyla sınırlamak için kullanılabilir.
  Amaçları. Athena X-ışını İntegral Alan Ünitesi (X-IFU) gibi yüksek verimli bir yüksek çözünürlüklü X-ışını spektrometresinin, bu amaçla, son teknoloji yansıma modeli relxill'in bir lamba sonrası geometrik konfigürasyonda kullanılmasıyla nasıl kullanılabileceğini araştırıyoruz. .
  Yöntemler . Tüm gerekli model karmaşıklıklarının yanı sıra standarttan daha aşırı değerlere giden bir dizi model parametresinin yanı sıra bilinen AGN ve Quasar (QSOs) popülasyonlarını temsil eden X-ışını akılarını da içeren bir dizi model parametresini içeren temsili bir AGN spektrum örneğini simüle ediyoruz. Ayrıca X-IFU'nun kalibrasyonundaki belirsizliklerle ilgili sistematik hataları tahmin etmek için bir yöntem sunuyoruz.
  Sonuçlar. Yansıma bileşeninin önceden ayarlanmış geometriden relxill modeliyle kendiliğinden tutarlı bir şekilde hesaplandığı ve bolluk üzerinde demir bulunmadığı muhafazakar bir ortamda, ışınlama kaynağının dönüş ve yüksekliğindeki ortalama hatalar <0.05 ve ∼ 0.2 R (in yerçekimi yarıçapı birimleri). Benzer şekilde, emici parametreler (sütun yoğunluğu, iyonlaşma parametresi, örtme faktörü ve hız) izin verilen varyasyon aralıklarında tipik olarak ∼% 5'ten daha düşük bir doğrulukla ölçülür. Simülasyonları mavi kaydırmalı ultra hızlı çıkışlar içerecek şekilde genişletmek, X-IFU'nun hızlarını yüksek kırmızıya kayma nesneler için bile (örneğin kırmızıya kaymalarda ∼ 2.5) istatistiksel hatalarla <% 1 olarak ölçebileceğini göstermektedir. Sonuçlar$_g$
  . Burada sunulan simülasyonlar, X-IFU'nun kara deliklerin nasıl kullanıldığını ve ev sahibi galaksilerini nasıl şekillendirdiklerini anlama potansiyelini göstermektedir. X-ışını emisyonlarında kodlanan fiziksel model parametrelerinin geri kazanım doğruluğuna, X-IFU'nun benzersiz, dar ve geniş, emisyon ve emme bileşenlerini ayırma ve sınırlandırma kabiliyeti sayesinde ulaşılmaktadır. "

• " Kara Delikler Spin Gözlem Christopher S. Reynolds tarafından, (2019 Mart 27)":

  "... kara delikler doğanın en basit objeleridir, sadece elektrik yükleriyle tanımlanır (gerçekçi astrofiziksel ayarlarda sıfıra nötrdür), kütle ve açısal momentum.

  ...

  Bu derlemede, kara delik sıkma ölçümlerinin mevcut durumu ve gelecekteki vaatlerini inceleyeceğim. Son 20 yılın büyük bir bölümünde, spin'in kantitatif ölçümleri, X-ışını astronomisinin alanı olmuştur ve verilerin kalitesi arttıkça bu teknikler rafine edilmeye devam etmektedir. Son zamanlardaki yerçekimi dalgası astronomisinin ortaya çıkışıyla birlikte, kara deliklerin eğrilmesi konusunda tamamen yeni ve tamamlayıcı bir pencereye sahibiz. Ayrıca, başka bir büyük atılımın eşiğine, olay ufkunun gölgesinin global mm-band Çok Uzun Taban Çizgisi İnterferometresi, yani, Event Horizon Telescope (EHT) tarafından doğrudan görüntülenmesi üzerine duruyoruz. Karadelik fiziği ve karadelik dönüşü çalışmaları için gerçekten bir çöpe giriyoruz.

  ...

  Orijinal Penrose işleminin doğada gerçekleştirilmesi zor olsa da, Roger Blandford ve Roman Znajek, manyetik alanların benzer şekilde ergosferden dönme enerjisi alabildiğini gösterdi. Manyetik spin çıkarma, göreceli jetleri kara delik sistemlerinden sürmek için lider teorik modeldir.
  Daha kantitatif olmak için, kütle ve açısal momentum olan bir kara delik düşünüyoruz . Birimsiz “spin parametresini”, tanımlayabiliriz; burada , ışık hızıdır ve , Newton'un Gravitasyon sabitidir. Kerr çözümü dönen bir kara deliğin etrafında uzay-zamanın yapısı sadece bağlı olduğunu söyler ve$M$$J$$a = cJ/GM^2$$c$$G$$M$$a$. Herhangi bir kara delikli astrofiziğin GR işlemlerini büyük ölçüde basitleştirmenin yanı sıra, bu, bir astrofizik kara deliğin kütlesi ve dönüşü ölçüldüğü zaman, temelde sapkın sapmaları arayabiliriz. yerçekimi alanı (herhangi bir yerçekimi radyasyonu dahil), GR'nin tahminlerinden elde edilir. Eğer biri bir gezegeni ya da bir yıldızı çok hızlı bir şekilde döndürecek olsaydı, merkezkaç kuvvetleri nesneyi birbirine bağlayan yerçekimini bastırarak uçup gidecekti. Bir kara delik için eşdeğer bir durum var. Kerr çözümü, eğer| a | > 1
  $|a| > 1$, artık bir olay ufku yok. GR daha sonra çıplak bir uzay-zaman tekilliğini, fiziksel yasalara ve öngörülebilirlik nosyonuna aykırı olan ve dolayısıyla Kozmik Sansür Hipotezi tarafından yasaklanan bir sonucu tahmin eder. Tabii ki, doğanın bu Kerr sınırına saygı duyup duymadığını test etmek fizikçiler için büyük ilgi görüyor. "

  Sayfa 3:

  
  Şekil 1: Bir Kerr kara deliğinin ekvatoral düzlemindeki spin özelliğinin bir fonksiyonu olarak bazı özel yörüngelerin yerleri. Burada en içteki durağan dairesel yörünge (kırmızı çizgi), foton dairesel yörünge (mavi çizgi), statik sınır (kesikli beyaz çizgi) ve olay ufku (gri gölgeyi sınırlayan) gösterilmiştir. Pozitif / negatif döndürme parametresi, yörüngedeki maddeye (veya fotonlara) göre sırasıyla progra / retrograd olan döndürmeye karşılık gelir. Dikey kesikli kırmızı çizgi, prograd ve retrograd kasaları ayırır. Dairesel yörüngeler, en içteki kararlı yörüngenin dışında kararlıdır ancak bu yarıçapın içinde kararsız hale gelir (açık kırmızı gölgeleme ile gösterilen bölge). Dairesel yörüngeler, foton dairesel yörüngesinde (katı kırmızı gölgelemeli bölge) bulunmaz. Beton için, 10 güneş kütleli karadelik olduğu varsayılmıştır. Diğer kütleler için yarıçaplar doğrusal orantılılık kullanılarak elde edilebilir.

Bir kara delik dışındaki yerçekimi alanını düşünmenin bir yolu, bunun bir tür fosil veya donmuş izlenim olduğudur. Olay ufku içinde “kilitlendiği” anda kara deliğe giren / düşen ve yerçekimi alanı da dahil olmak üzere dışarıdaki hiçbir şeyi etkileyemeyen maddenin yerçekimini yansıtır.

Bu aşamadaki maddenin net açısal momentumu varsa, kara deliğin dışındaki çekim alanı farklıdır. Matematiksel olarak, Kerr çözümü tarafından Schwarzschild çözümü yerine Einstein denklemlerine tanımlanmaktadır. Bu fark, örneğin karadeliğe yakın ışık veya madde davranışında çeşitli şekillerde gözlenebilir.