เราจะรู้ได้อย่างไรว่าหลุมดำกำลังหมุน

เป็นไปได้อย่างไรที่จะรู้ว่าหลุมดำหมุนหรือไม่?

หากดาวเคราะห์กำลังหมุนคุณสามารถมองเห็นได้ชัดเจน แต่คุณไม่เห็นหลุมดำจริงๆ

สิ่งต่อไปก็คือสสารนั้นมีปฏิสัมพันธ์กับสสารที่อยู่ติดกันและเราสามารถเห็นทิศทางของสสาร BH รอบ ๆ (เช่นถ้าคุณหมุนลูกบอลบนน้ำน้ำรอบ ๆ จะหมุนในทิศทางเดียวกัน) แต่สสารไม่สามารถโต้ตอบได้ จากภายในขอบฟ้าเหตุการณ์ไปยังด้านนอกดังนั้นสิ่งที่สำคัญที่ขอบฟ้าเหตุการณ์จะมีการโต้ตอบกับแรงโน้มถ่วง (เช่น BH ไม่มีแรงเสียดทาน)

ตอนนี้แรงโน้มถ่วง ฉันคิดว่าคุณสามารถวัดความแตกต่างของแรงโน้มถ่วงได้หากวัตถุขนาดใหญ่ไม่เหมือนกันอย่างสมบูรณ์ แต่ฉันคิดว่า BH มีแรงดึงดูดเหมือนเดิมในทุกด้าน

สิ่งที่ฉันหายไปที่นี่? เราสามารถตรวจจับหรือกำหนดโดยการสังเกตว่าหลุมดำกำลังหมุนหรือดีกว่ายังไงวัดได้เร็วแค่ไหน?

สนามความโน้มถ่วงของสปินหรือหลุมดำหมุนทำให้สสารรอบตัวมันเริ่มหมุน สิ่งนี้เรียกว่า "การลากเฟรม " หรือ "gravitomagnetism" ซึ่งเป็นชื่อหลังที่มาจากความจริงที่ว่ามันคล้ายกับผลของสนามแม่เหล็กในการเคลื่อนที่ของประจุไฟฟ้า การดำรงอยู่ของ gravitomagnetism นั้นเชื่อมโยงกับความเร็ว จำกัด ของแรงโน้มถ่วงดังนั้นมันจึงไม่มีอยู่ในแรงโน้มถ่วงของนิวตันที่ความเร็วนั้นไม่มีที่สิ้นสุด แต่มันมีอยู่ในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปและสำหรับหลุมดำมันใหญ่พอที่จะตรวจจับได้

นอกจากนี้ด้วยเหตุผลทางทฤษฎีเราคาดหวังว่าหลุมดำทั้งหมดจะถูกหมุนเพราะหลุมดำที่ไม่หมุนนั้นเหมือนกับหลุมดำที่กำลังหมุนโดยมีความเร็วเชิงมุมเท่ากับ 0 และไม่มีเหตุผลว่าทำไมความเร็วเชิงมุมของหลุมดำจะเท่ากับ ศูนย์. ในทางตรงกันข้ามเนื่องจากมันมีขนาดเล็กกว่าสสารที่ยุบตัวลงมากถึงแม้จะมีโมเมนตัมเชิงมุมแบบสุ่มขนาดเล็กของสสารที่ยุบตัวก็จะทำให้หลุมดำหมุนอย่างรวดเร็ว (การเปรียบเทียบแบบคลาสสิกสำหรับเรื่องนี้คือนักสเก็ตน้ำแข็งที่หมุนเร็วขึ้นเมื่อพวกเขาดึงแขนเข้ามา)

วงโคจรทรงกลมสุดในสุดนั้นแตกต่างกันไปขึ้นอยู่กับอัตราการหมุน ดิสก์การสะสมขยายไปถึง ISCO ดังนั้นสิ่งนี้จะสร้างการเปลี่ยนแปลงที่สังเกตได้ จากThe Spin ของหลุมดำมวลมหาศาล :

สำหรับ (สปินสูงสุดใน prograde ความรู้สึกเทียบกับอนุภาคโคจร) เรามี M นี่เป็นค่าพิกัดเดียวกับที่ขอบฟ้าเหตุการณ์ครอบครอง แต่จริงๆแล้วระบบพิกัดนั้นมีเอกพจน์ที่ตำแหน่งนี้และมีระยะห่างที่เหมาะสมระหว่างสองตำแหน่ง ในฐานะที่ลดลงเพิ่มขึ้นแบบ monotonically ผ่านเมื่อ ไปถึงเมื่อ$a=1$$r_{isco}=M$$r_{isco}$$r_{isco}=6M$$a=0$$r=9M$$a=−1$ (หมุนวนถอยหลังกลับสูงสุดไปยังอนุภาคที่โคจร) ตามที่เราพูดถึงด้านล่าง ISCO จะกำหนดขอบด้านในที่มีประสิทธิภาพให้กับแผ่นดิสก์เสริม (อย่างน้อยสำหรับการกำหนดค่าแผ่นดิสก์ที่เราจะพิจารณาที่นี่) ดังนั้นการพึ่งพาการหมุนของ ISCO จึงแปลโดยตรงเป็นสิ่งที่ขึ้นกับการหมุน เมื่อสปินเพิ่มขึ้นและรัศมีของ ISCO ลดลงดิสก์จะมีประสิทธิภาพมากขึ้นในการแยก / แผ่พลังงานความโน้มถ่วงที่เกิดจากการจับตัวของสสารขึ้นดิสก์จะร้อนขึ้นความถี่ทางโลกที่เกี่ยวข้องกับดิสก์ภายในเพิ่มขึ้นและการเปลี่ยนแปลงแรงโน้มถ่วงของ การปล่อยแผ่นดิสก์จะเพิ่มขึ้น

สังเกตุได้โดยดูที่สเปกตรัมของดิสก์เพิ่มที่เราสามารถประมาณการ$a$

สนามโน้มถ่วงของหลุมดำนั้นขึ้นอยู่กับทั้งมวลและสปินของมัน สิ่งนี้มีผลที่สังเกตได้หลายประการ:

• ดังที่กล่าวไว้ในคำตอบของ Anders Sandberg มีวงโคจรวงกลมที่เล็กที่สุดที่เป็นไปได้รอบ ๆ หลุมดำ (ISCO) ซึ่งรัศมีขึ้นอยู่กับการหมุนของหลุมดำ ดังนั้นหากคุณเห็นสสารที่มีหลุมดำในดิสก์สะสมเสียงขอบด้านในจะทำให้สปินต่ำลง
• เมื่อหลุมดำสองแห่งรวมกันวัตถุที่เป็นผลลัพธ์จะตกลงกันโดยการสั่นและเปล่งคลื่นความโน้มถ่วงด้วยความถี่ลักษณะและอัตราการสลายตัวที่กำหนดโดยมวลและการหมุนของหลุมดำสุดท้าย สำหรับการควบรวมกิจการที่ดัง (เช่น GW150914) สามารถวัดค่า ringdown ที่เรียกว่านี้ซึ่งให้การวัดโดยตรงของมวลและการหมุนของหลุมดำที่เกิดขึ้น
• ก่อนการควบรวมเช่นนั้นการหมุนของหลุมดำแต่ละอันจะส่งผลกระทบต่อวิธีการที่สารวัตรพัฒนาขึ้นซึ่งประทับบนรูปคลื่นความโน้มถ่วงที่สังเกตได้ ด้วยการเปรียบเทียบรูปแบบคลื่นที่สังเกตได้กับแม่แบบที่คาดหวังในทางทฤษฎีสำหรับสปินที่แตกต่างกันหนึ่งสามารถ (ลอง) วัดสปินของหลุมดำที่รวมกัน (ดังนั้นการรวมส่วนใหญ่ที่ถูกสังเกต (เผยแพร่) อาจสอดคล้องกับ BH ทั้งสองที่ไม่หมุน)
• การหมุนของหลุมดำก็มีผลต่อการเปลี่ยนทิศทางของแสงเช่นกัน ดังนั้นรูปภาพของเงาของหลุมดำเช่นที่ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์ขอบฟ้าเหตุการณ์สามารถใช้ในการพิจารณาการหมุนของหลุมดำ (ถ้าเราเกิดขึ้นเพื่อดูภายใต้มุมขวา)

ดังที่ได้กล่าวไว้ในความคิดเห็นของ Roryวัตถุในอวกาศต้องมีเวลาในการหมุน วัตถุใด ๆ ที่มีแรงโน้มถ่วงและด้วยอัตราการหมุนเป็นศูนย์มันจะไม่มีการหมุนทันทีที่สัมผัสกับการหมุนของวัตถุอื่น

ในขณะที่มันเป็นจริง แต่ไม่น่าเป็นไปได้ว่ามันอาจถูกวัตถุอื่นที่ยกเลิกการหมุนของมันอย่างแน่นอนมันเป็นเพียงเรื่องของเวลาก่อนที่วัตถุอื่นจะมาพร้อมกันดังนั้นวัตถุในอวกาศจึงมีแนวโน้มที่จะหมุนมากกว่าไม่ใช่

ดูตัวอย่างวิดีโอSXS Collaboration : " Inspiral และการรวมของหลุมดำไบนารี GW151226 ":

โมเมนตัมเชิงมุมนั้นเทียบเท่ากับการหมุนของโมเมนตัมเชิงเส้นและปริมาณที่สงวนไว้ - โมเมนตัมเชิงมุมทั้งหมดของระบบปิดยังคงไม่เปลี่ยนแปลง ยิ่งความหนาแน่นมากขึ้นเท่าไรการหมุนของวัตถุก็เร็วขึ้นเพื่อรักษาโมเมนตัมเชิงมุมของมัน

สำหรับใครก็ตามที่กำลังค้นหาข้อมูลเพิ่มเติมฉันจะรวมการอ้างอิงเหล่านี้:

• "การสกัดหลุมดำหมุนและการไหลเพิ่มขึ้น / การไต่สวนใน AGNs ด้วยหน่วยฟิลด์เอกภาพของเอ็กซ์เรย์ Athena " (6 มิ.ย. 2019) โดย Didier Barret (IRAP) และ Massimo Cappi (INAF-OAS):

  " บริบท . Active Galactic Nuclei (AGN) แสดง X-ray spectra ที่ซับซ้อนซึ่งแสดงคุณสมบัติการปล่อยและการดูดซับที่หลากหลายซึ่งโดยทั่วไปถูกตีความว่าเป็นการรวมกันของ i) องค์ประกอบการสะท้อนแสงที่สัมพันธ์กันเป็นผลมาจากการฉายรังสีของดิสก์สะสมมวลรวม แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ฮาร์ดขนาดกะทัดรัด ii) หนึ่งหรือหลายองค์ประกอบการดูดซับที่อบอุ่น / แตกตัวเป็นไอออนที่ผลิตโดยการไหลของ AGN ที่ขับเคลื่อนด้วยการมองเห็นของเราและ iii) องค์ประกอบการสะท้อนที่ไม่สัมพันธ์กันที่ผลิตโดยวัสดุที่อยู่ห่างไกลมากขึ้น ที่เหมาะสมจึงจะสามารถนำมาใช้เพื่อ จำกัด การปั่นหลุมดำรูปทรงเรขาคณิตและลักษณะของการไหลเพิ่มเช่นเดียวกับการไหลออกของเงินและสภาพแวดล้อมของหลุมดำ.
  จุดมุ่งหมาย. เราตรวจสอบว่าเครื่อง X-ray สเปกโตรมิเตอร์ความละเอียดสูงที่ให้ปริมาณงานสูงเช่นหน่วยสนาม Integral X-ray ของ Athena (X-IFU) สามารถนำมาใช้กับจุดประสงค์นี้ได้อย่างไรโดยใช้รูปแบบการสะท้อนแสงแบบใหม่ในโคมไฟ . วิธีการ
  เราจำลองตัวอย่างตัวแทนของ AGN Spectra รวมถึงความซับซ้อนของแบบจำลองที่จำเป็นทั้งหมดรวมถึงพารามิเตอร์แบบจำลองหลากหลายตั้งแต่ระดับมาตรฐานไปจนถึงค่าสุดขั้วและพิจารณาฟลักซ์ X-ray ที่เป็นตัวแทนของกลุ่มประชากร AGN และ Quasars (QSOs) ที่เป็นที่รู้จัก นอกจากนี้เรายังนำเสนอวิธีการประเมินข้อผิดพลาดอย่างเป็นระบบที่เกี่ยวข้องกับความไม่แน่นอนในการสอบเทียบของ X-IFU
  ผล. ในการตั้งค่าแบบอนุรักษ์นิยมซึ่งองค์ประกอบการสะท้อนถูกคำนวณด้วยตนเองอย่างต่อเนื่องโดยแบบจำลอง relxill จากรูปทรงเรขาคณิตที่ตั้งไว้และไม่มีธาตุเหล็กเกินความอุดมสมบูรณ์ข้อผิดพลาดเฉลี่ยในการหมุนและความสูงของแหล่งกำเนิดรังสีคือ <0.05 และ ∼ 0.2 R (ใน หน่วยของรัศมีความโน้มถ่วง) ในทำนองเดียวกันพารามิเตอร์ absorber (ความหนาแน่นของคอลัมน์, พารามิเตอร์การทำให้เป็นไอออน, การครอบคลุมปัจจัยและความเร็ว) จะถูกวัดความแม่นยำโดยทั่วไปน้อยกว่า ∼ 5% ในช่วงของการเปลี่ยนแปลงที่อนุญาต เราได้แสดงให้เห็นว่า X-IFU สามารถวัดความเร็วของพวกเขาด้วยข้อผิดพลาดทางสถิติ <1% แม้กระทั่งวัตถุ Redshift สูง (เช่นที่ redshifts ∼ 2.5) สรุปผลการวิจัย$_g$
  . แบบจำลองที่นำเสนอในที่นี้แสดงให้เห็นถึงศักยภาพของ X-IFU เพื่อทำความเข้าใจว่าหลุมดำขับเคลื่อนอย่างไรและรูปร่างของกาแลคซีโฮสต์อย่างไร ความแม่นยำในการกู้คืนพารามิเตอร์แบบจำลองทางกายภาพที่เข้ารหัสในการปล่อย X-ray นั้นต้องขอบคุณความสามารถพิเศษของ X-IFU ในการแยกและ จำกัด ส่วนประกอบแคบและกว้างการปล่อยและการดูดซับ "

• "การสังเกตหลุมดำหมุน " (27 มี.ค. 2019) โดย Christopher S. Reynolds:

  "... หลุมดำเป็นวัตถุที่ง่ายที่สุดของธรรมชาติกำหนดโดยประจุไฟฟ้าเพียงอย่างเดียว (ซึ่งทำให้เป็นกลางเป็นศูนย์ในการตั้งค่าทางฟิสิกส์จริง) มวลและโมเมนตัมเชิงมุม

  ...

  ในการทบทวนนี้ฉันจะสำรวจสถานะปัจจุบันและสัญญาในอนาคตของการวัดการหมุนของหลุมดำ ตลอด 20 ปีที่ผ่านมาการตรวจวัดเชิงปริมาณของสปินถือเป็นโดเมนของดาราศาสตร์ X-ray และเทคนิคเหล่านี้ยังคงได้รับการปรับปรุงอย่างต่อเนื่องเมื่อคุณภาพของข้อมูลดีขึ้น ด้วยการปรากฎตัวล่าสุดของดาราศาสตร์คลื่นความโน้มถ่วงตอนนี้เรามีหน้าต่างใหม่ที่สมบูรณ์และสมบูรณ์เกี่ยวกับหลุมดำหมุน นอกจากนี้เรายังยืนอยู่บนเกณฑ์ของการค้นพบครั้งสำคัญอีกครั้งภาพเงาโดยตรงของขอบฟ้าเหตุการณ์โดยวง Very Long Baseline Interferometry หรือที่เรียกว่ากล้องโทรทรรศน์ขอบฟ้าเหตุการณ์ (EHT) เรากำลังเข้าสู่ขยะทองสำหรับการศึกษาฟิสิกส์หลุมดำและการหมุนของหลุมดำอย่างแท้จริง

  ...

  ในขณะที่กระบวนการเพนโรสดั้งเดิมอาจยากที่จะรับรู้ในธรรมชาติ Roger Blandford และ Roman Znajek แสดงให้เห็นว่าสนามแม่เหล็กสามารถดึงพลังงานการหมุนจากเออร์โกสเฟียร์ในทำนองเดียวกัน การสกัดแบบหมุนแม่เหล็กเป็นแบบจำลองทางทฤษฎีสำหรับการขับเจ็ตความสัมพันธ์จากระบบหลุมดำ
  เพื่อให้มีปริมาณมากขึ้นเราจะพิจารณาเป็นหลุมดำที่มีมวลและโมเมนตัมเชิงมุมJเราสามารถกำหนด "พารามิเตอร์การหมุน" แบบไม่มีหน่วยได้โดยโดยที่คือความเร็วของแสงและคือค่าคงตัวของความโน้มถ่วงของนิวตัน วิธีแก้ปัญหาของเคอร์บอกเราว่าโครงสร้างของกาลอวกาศรอบ ๆ หลุมดำหมุนขึ้นอยู่กับและ$M$$J$$a = cJ/GM^2$$c$$G$$M$$a$. เช่นเดียวกับการลดความซับซ้อนของการรักษา GR ของหลุมดำ Astrophysics ให้เป็นเส้นทางในการสำรวจเชิงสังเกตการณ์ของทฤษฎีแรงโน้มถ่วงนอกเหนือจาก GR - เมื่อวัดมวลและการหมุนของหลุมดำ Astrophysical แล้วเราสามารถค้นหาการเบี่ยงเบนของการอนุมานได้ สนามแรงโน้มถ่วง (รวมถึงรังสีความโน้มถ่วงใด ๆ ) จากการทำนายของ GR ถ้าเราหมุนดาวเคราะห์หรือดาวเร็วเกินไปมันจะบินแยกออกจากกันเมื่อแรงเหวี่ยงหนีศูนย์กลางของแรงโน้มถ่วงที่ผูกวัตถุเข้าด้วยกัน มีสถานการณ์เทียบเท่าสำหรับหลุมดำ วิธีแก้ปัญหาของ Kerr แสดงให้เห็นว่าถ้า| a | > 1
  $|a| > 1$ไม่มีขอบฟ้าเหตุการณ์อีกต่อไป จีอาร์จะทำนายภาวะเอกเทศที่ไม่มีกาลเวลาเปลือยเปล่าซึ่งเป็นผลที่น่ารังเกียจต่อกฎทางกายภาพและความคิดในการคาดการณ์ได้ดังนั้นจึงเป็นข้อห้ามโดยสมมติฐานของการเซ็นเซอร์จักรวาล แน่นอนว่าเป็นที่น่าสนใจอย่างยิ่งสำหรับนักฟิสิกส์ที่จะทดสอบว่าธรรมชาติเคารพขีด จำกัด ของเคอร์นี้หรือไม่ ".

  หน้า 3:

  
  รูปที่ 1: ตำแหน่งของวงโคจรพิเศษในระนาบเส้นศูนย์สูตรของหลุมดำเคอร์เป็นฟังก์ชันของพารามิเตอร์การหมุน. แสดงให้เห็นว่านี่คือวงโคจรวงกลมที่มีความเสถียรที่สุดภายใน (เส้นสีแดง) วงโคจรโฟตอนวงกลม (เส้นสีน้ำเงิน) ขีด จำกัด คงที่ (เส้นประสีขาว) และเส้นขอบเหตุการณ์ (ขอบสีเทา) พารามิเตอร์การหมุนเป็นบวก / ลบสอดคล้องกับการหมุนนั่นคือ prograde / retrograde ตามลำดับสัมพันธ์กับสสารที่โคจร (หรือโฟตอน) เส้นประสีแดงประแนวตั้งคั่นตัวเรือน prograde และ retrograde วงโคจรแบบวงกลมนั้นมีความเสถียรนอกวงโคจรที่มีความเสถียรจากภายใน แต่กลับไม่เสถียรภายในรัศมีนี้ (ภูมิภาคแสดงด้วยการแรเงาสีแดงอ่อน) วงโคจรแบบวงกลมไม่มีอยู่ภายในวงโคจรโฟตอนวงกลม (ภูมิภาคแสดงด้วยการแรเงาสีแดงทึบ) สำหรับหลุมตกลงนั้นจะทำการสันนิษฐานว่าหลุมดำมวล 10 ดวงอาทิตย์ Radii สำหรับมวลอื่นสามารถหาได้โดยใช้สัดส่วนเชิงเส้น

วิธีคิดอย่างหนึ่งเกี่ยวกับสนามความโน้มถ่วงนอกหลุมดำคือมันเป็นฟอสซิลหรือความรู้สึกเยือกแข็ง มันสะท้อนถึงแรงโน้มถ่วงของสสารที่ก่อตัว / ตกลงไปในหลุมดำในขณะที่มันถูก "ถูกล็อก" ภายในขอบฟ้าเหตุการณ์และดังนั้นจึงไม่สามารถส่งผลกระทบต่อสิ่งภายนอกนอกจากนี้รวมถึงสนามแรงโน้มถ่วง

หากสสารในระยะนั้นมีโมเมนตัมเชิงมุมสนามแรงโน้มถ่วงนอกหลุมดำจะแตกต่างกัน ในทางคณิตศาสตร์มันถูกอธิบายโดยวิธีแก้ปัญหาเคอร์ต่อสมการของไอน์สไตน์แทนที่จะเป็นคำตอบของชวาร์สชิลด์ ความแตกต่างนี้สามารถสังเกตได้ในหลายวิธีเช่นในพฤติกรรมของแสงหรือสสารใกล้กับหลุมดำ