천문학

블랙홀의 회전 속도는 물리적 특징에 해당합니까?

블랙홀의 회전 속도는 물리적 특징에 해당합니까?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

두 개의 중성자 별의 질량과 궤도주기가 블랙홀로 붕괴되기 전에 알고 있고 붕괴 후 회전 속도가 알려진 경우, 예를 들어 초당 100 회 회전하면 특정 반경과 수학적으로 상관됩니다.

이 반경은 표면과 같은 블랙홀의 물리적 특징과 관련이 있습니까? 이 반경은 물리적 물질의 반경과 슈바르츠실트 반경 사이에 있습니까? 이 중 가장 큰 것입니까, 중간입니까, 아니면 가장 작은 것입니까?


블랙홀이 축에서 회전하는 데 얼마나 걸립니까?

아이스 스케이트를 타는 댄서가 팔을 안쪽으로 당기면서 더 빠르게 회전하는 것을 본 적이 있다면, 우주의 물리적 법칙이 작동하는 것을 보셨을 것입니다. 이 경우 각운동량의 보존입니다. 붕괴 된 별의 경우 큰 별이나 은하의 가스와 먼지 였을 때의 물질의 부드러운 회전은 붕괴되면서 보존되고 스핀은 광속에 가까워지면서 격렬한 속도로 증가합니다. 한 경우에, Fornax 별자리에 있는 초대질량 블랙홀에 대한 연구는 그것이 빛의 속도의 4/5 이상(시속 거의 7억 마일) 이상으로 회전한다는 것을 보여주었습니다. 초당 회전의 관점에서 블랙홀과 중성자별은 초당 수십에서 수백에서 수천 번 회전하는 것으로 계산됩니다. 더 큰 물체는 표면에서 광속에 도달하기 위해 초당 많은 수의 회전을 할 필요가 없음을 기억하십시오.


초고속 블랙홀 회전

이 예술가의 개념에서 초대질량 블랙홀은 뜨거운 강착 원반으로 둘러싸여 있고 일부 영감을 주는 물질은 희미한 파란색 제트에 깔려 있습니다. 새로운 측정은 은하 NGC 1365의 중심에있는 블랙홀이 가능한 최대 속도에 가깝게 회전하고 있음을 보여줍니다. 이것은 가스와 별의 무작위 덩어리를 삼키기보다는 "순서화된 강착"을 통해 성장했음을 시사합니다. 크레딧 : NASA / JPL-Caltech

지구에서 달까지의 거리가 8 배인 2 백만 마일이 넘는 구체가 너무 빠르게 회전하여 표면이 거의 빛의 속도로 이동한다고 상상해보십시오. 나선 은하 NGC 1365의 중심에있는 초 거대 질량 블랙홀이 존재합니다.

천문학자들은 핵 분광 망원경 배열(NuSTAR)과 유럽 우주국(European Space Agency)의 XMM-뉴턴 X선 위성의 새로운 데이터를 사용하여 턱이 떨어지는 회전 속도를 측정했습니다.

하버드-스미소니언 천체 물리학 센터 (CfA)와 INAF-Arcetri Observatory의 수석 저자 인 Guido Risaliti는 "누군가 초 거대 질량 블랙홀의 회전을 정확하게 측정 한 것은 이번이 처음입니다."라고 말했습니다.

이 연구는 학술지 2월 28일자에 게재되고 있습니다. 자연, 2월 27일 NASA 미디어 원격 회의에 등장했습니다.

블랙홀의 중력은 너무 강해서 블랙홀이 회전함에 따라 주변 공간을 끌어 당깁니다. 이 회전하는 구멍의 가장자리를 이벤트 지평선이라고 합니다. 사건의 지평선을 가로지르는 모든 물질은 블랙홀로 끌어당겨집니다. 영감을주는 물질은 부착 디스크에 모이고 마찰로 인해 가열되어 X- 레이를 방출합니다.

Risaliti와 그의 동료들은 NGC 1365의 중심에서 X 선을 측정하여 부착 디스크의 내부 가장자리가 어디에 있는지 확인했습니다. 이 가장 안정한 원형 궤도(원반의 반환점)는 블랙홀의 회전에 따라 달라집니다. 회전하는 블랙홀은 공간을 왜곡하기 때문에 디스크 물질은 빨려 들어가기 전에 블랙홀에 더 가까워 질 수 있습니다.

과학자들은 X- 선 빛을 여러 색상으로 확산시켜 초 거대 블랙홀의 회전 속도를 측정합니다. 빛은 작가의 두 개념에서 볼 수 있듯이 블랙홀 주위를 소용돌이 치는 부착 디스크에서 비롯됩니다. 그들은 X 선 우주 망원경을 사용하여 이러한 색상을 연구하고, 특히 철의 "지문"(두 그래프 또는 스펙트럼에 표시된 피크)을 찾아 얼마나 선명한 지 확인합니다. 상단에 표시된 "회전" 모델은 블랙홀의 엄청난 중력으로 인한 왜곡 효과로 인해 철의 특징이 퍼지고 있다고 주장했습니다. 이 모델이 정확하다면, 철 형상에서 보이는 왜곡의 양은 블랙홀의 회전 속도를 나타내야 합니다. 대체 모델은 블랙홀 근처에있는 가려진 구름이 철선을 인위적으로 왜곡 된 것처럼 보이게한다고 주장했습니다. 이 모델이 맞다면 블랙홀 스핀을 측정하는 데 데이터를 사용할 수 없습니다. NuSTAR는 대체 "구름을 모호하게 하는" 모델을 배제하면서 이 사건을 해결하는 데 도움을 주었습니다. 크레딧 : NASA / JPL-Caltech.

천문학 자들은 여러 가지 이유로 블랙홀의 회전을 알고 싶어합니다. 첫 번째는 물리적인 것입니다. 블랙홀을 정의하는 숫자는 질량과 스핀의 두 가지뿐입니다. 이 두 숫자를 배우면 블랙홀에 대해 알아야 할 모든 것을 배울 수 있습니다.

가장 중요한 것은 블랙홀의 회전이 과거에 대한 단서를 제공하고 더 나아가 호스트 은하의 진화에 대한 단서를 제공한다는 것입니다.

"블랙홀의 회전은 은하 전체의 과거 역사에 대한 기억이자 기록"이라고 Risaliti는 설명했다.

NGC 1365의 블랙홀은 현재 수백만 개의 태양만큼 거대하지만 그렇게 크지는 않았습니다. 별과 가스를 부착하고 다른 블랙홀과 합쳐지면서 수십억 년에 걸쳐 성장했습니다.

스핀은 어린이 스윙에서 노는 것과 같은 각운동량의 전달에서 발생합니다. 스윙하는 동안 무작위로 차면 절대로 높이 올라갈 수 없습니다. 그러나 각 다운 스윙의 시작 부분에서 킥을하면 각 운동량을 추가할수록 점점 더 높이 올라갑니다.

마찬가지로 블랙홀이 모든 방향에서 물질을 끌어당겨 무작위로 자라면 스핀이 낮을 것입니다. 그것의 스핀이 가능한 최대치에 너무 가깝기 때문에 NGC 1365의 블랙홀은 여러 무작위 사건이 아니라 "순서적인 강착"을 통해 성장했음에 틀림없다.

초 거대 질량 블랙홀을 연구하면 이론가들은 극한 조건에서 아인슈타인의 일반 상대성 이론을 테스트 할 수 있습니다. 상대성 이론은 중력이 시공간 구조에 어떻게 영향을 미치는지 설명하며, 블랙홀 바로 근처에서보다 시공간이 더 왜곡 된 곳은 없습니다.

팀은 또한 블랙홀 스핀 이외의 조건이 시간이 지남에 따라 어떻게 변하는지 결정하기 위해 연구할 NGC 1365에 대한 추가 관찰을 가지고 있습니다. 해당 데이터는 현재 분석 중입니다. 동시에 다른 팀은 NuSTAR와 XMM-Newton을 사용하여 몇 개의 다른 초대질량 블랙홀을 관찰하고 있습니다.

매사추세츠주 케임브리지에 본부를 두고 있는 하버드-스미소니언 천체 물리학 센터(CfA)는 스미소니언 천체 물리학 천문대와 하버드 대학 천문대 간의 공동 협력입니다. 6 개의 연구 부서로 구성된 CfA 과학자들은 우주의 기원, 진화 및 궁극적 인 운명을 연구합니다.


블랙홀에는 표면적이 있습니까?

예. 더 정확하게는 구멍의 수평선이 그렇습니다. 아래를 참조하십시오.

아닙니다. 구의 표면적입니다. 라벨이 붙은 방사상 좌표 ## R_s ##. 그 숫자는 아니 사실 그 구체의 실제 기하학적 반경, 그 구체, 수평선에는 일반적인 의미에서 기하학적 반경이 없습니다. , 기하학적 중심이 없기 때문입니다. 블랙홀은 평범한 유클리드 공간에 앉아있는 단순한 구형 물체가 아닙니다.

이 공식은 ## R_s ##을 계산하는 방법을 알려줍니다. 그러나 기하학적으로 ## R_s ##이 어떻게 정의되는지 알려주지 않습니다. ## R_s ##이 기하학적 인 반경이라는 것을 알려주지 않습니다. 숫자를 계산하는 방법을 알려줍니다.

##R_s##이 실제로 의미하는 바를 보려면 메트릭을 살펴보고 어떤 2구가 구멍의 수평선인지 결정하고 2구가 실제로 어떤 기하학적 속성을 가지고 있는지 확인해야 합니다. 이 모든 것을 살펴보면 앞서 말했듯이 ## R_s ##은 수평선의 기하학적 반경이 아니라 단지 좌표 레이블 일 뿐이라는 것을 알 수 있습니다. 실제로 수평선을 특징 짓는 기하학적 속성은 면적입니다.


제휴

Birmingham Institute for Gravitational Wave Astronomy and School of Physics and Astronomy, University of Birmingham, Birmingham, B15 2TT, UK

Will M. Farr, Simon Stevenson, Ilya Mandel, Alberto Vecchio

Kavli 이론 물리학 연구소, Santa Barbara, 93106, California, USA

사이먼 스티븐슨 및 일리아 만델

미국 메릴랜드 주 칼리지 파크에 있는 메릴랜드 대학교 천문학 및 공동 우주 과학 연구소, 20742-2421

Enrico Fermi Institute 및 Kavli 우주 물리학 연구소, 시카고 대학교, 시카고, 60637, 미국 일리노이


참고 문헌

Eckart, A. & amp Genzel, R. 은하 중심 근처의 항성 적절한 움직임 관찰. 자연 383, 415–417 (1996).

Genzel, R., Eisenhauer, F. & amp Gillessen, S. 은하 센터 거대한 블랙홀 및 핵 성단. Rev. Mod. Phys. 82, 3121–3195 (2010).

Doeleman, S. S. et al. 은하 센터에있는 초대형 블랙홀 후보의 사건-수평 규모 구조. 자연 455, 78–80 (2008).

Goddi, C. et al. BlackHoleCam: 은하 센터의 기본 물리학. Int. J. 모드. 물리. 디 26, 1730001–1730239 (2017).

Broderick, A. E., Johannsen, T., Loeb, A. & Psaltis, D. 궁수자리 A*의 Event Horizon 망원경 관측으로 털이 없는 정리 테스트. 천체물리학자. 제이. 784, 7 (2014).

Johannsen, T. 전자기 스펙트럼에서 블랙홀을 관찰하여 털이 없는 정리를 테스트합니다. 수업. 퀀트 중력 33, 124001 (2016).

Cunningham, C. T. & amp Bardeen, J. M. 극단적 인 Kerr 블랙홀을 공전하는 별의 광학적 모습. 천체물리학자. 제이. 183, 237–264 (1973).

Luminet, J.-P. 얇은 강착 디스크가 있는 구형 블랙홀의 이미지. Astron. 천체물리학자. 75, 228–235 (1979).

Falcke, H., Melia, F. & Agol, E. 은하 중심에서 블랙홀의 그림자 보기. 천체물리학자. J.렛. 528, L13–L16(2000).

Dexter, J., Agol, E. & Fragile, P.C. 밀리미터 플레어 및 은하 중심 블랙홀에 대한 자화 강착의 상대론적 시뮬레이션에서 얻은 VLBI 가시성. 천체물리학자. J.렛. 703, L142–L146 (2009).

Mościbrodzka, M., Falcke, H., Shiokawa, H. & Gammie, C. F. 3D GRMHD 시뮬레이션에서 비효율적인 부착 흐름 및 제트의 관측 모양: 궁수자리 A*에 적용. Astron. 천체물리학자. 570, A7 (2014).

Chan, C.-K., Psaltis, D., Özel, F., Narayan, R. & amp Sadowski, A. 이미징의 힘 : Sgr A *의 EHT 관찰을 사용하여 GRMHD 시뮬레이션의 플라즈마 특성 제한. 천체물리학자. 제이. 799, 1 (2015).

Gold, R., McKinney, J.C., Johnson, M. D. & Doeleman, S. S. 편광 복사 전달 시뮬레이션을 사용하여 블랙홀 지평선 스케일에서 Sgr A*의 자기장 구조 조사. 천체물리학자. 제이. 837, 180 (2017).

Porth, O. et al. 블랙홀 강착 코드. 계산 천체물리학자. 코스몰. 4, 1 (2017).

Rezzolla, L. & Zhidenko, A. 미터법 중력 이론에서 구형 대칭 블랙홀에 대한 새로운 매개변수화. 물리. 목사 D 90, 084009 (2014).

Broderick, A. E., Fish, V. L., Doeleman, S. S. & amp Loeb, A. 궁수 자리 A *의 밀리미터 -VLBI 관측에서 얻은 낮은 블랙홀 스핀 및 물리적 동기 부여 모델에 대한 증거. 천체물리학자. 제이. 735, 110 (2011).

Broderick, A. E. et al. 복사 적으로 비효율적 인 부착 흐름 모델을 사용하여 7 년 동안의 Event Horizon Telescope 관측을 모델링합니다. 천체물리학자. 제이. 820, 137 (2016).

Garca, A., Galtsov, D. & amp Kechkin, O. Einstein–Maxwell-dilaton–axion 장 방정식의 고정 축 대칭 솔루션 클래스. Phys. Lett. 74, 1276–1279 (1995).

Damour, T. & Polyakov, A.M. 스트링 팽창과 최소 결합 원리. Nucl. 물리. 비 423, 532–558 (1994).

Gammie, C.F., McKinney, J.C. & Tóth, G. Harm: 일반 상대론적 자기유체역학에 대한 수치 체계. 천체물리학자. 제이. 589, 458 (2003).

Mościbrodzka, M. & amp Falcke, H. 궁수 자리 A *에 대한 결합 된 제트 디스크 모델 : 제트의 GRMHD 시뮬레이션을 사용하여 평면 스펙트럼 무선 코어를 설명합니다. Astron. 천체물리학자. 559, L3(2013).

Younsi, Z., Zhidenko, A., Rezzolla, L., Konoplya, R. & amp Mizuno, Y. 그림자 계산을위한 새로운 방법 : 매개 변수화 된 축 대칭 블랙홀에 적용. Phys. D. 목사 94, 084025 (2016).

Buscher, D. F. 바이 스펙트럼에서 직접 최대 엔트로피 이미지 재구성. IAU Symp. P. Ser. 158, 91 (1994).

Chael, A. A. et al. Event Horizon Telescope를위한 고해상도 선형 편광 이미징. 천체물리학자. 제이. 829, 11 (2016).

Lu, R.-S. et al. 사건 지평선 이미징 : 궁수 자리 A *의 소스 변동성 완화. 천체물리학자. 제이. 817, 173 (2016).

Dexter, J. & O'Leary, R.M. 중앙 파섹의 독특한 펄서 개체군. 천체물리학자. J. Lett. 783, L7 (2014).

Psaltis, D., Wex, N. & Kramer, M. 별, 펄서 및 Event Horizon Telescope를 사용하여 Sgr A*를 사용한 털이 없는 정리의 정량적 테스트. 천체물리학자. 제이. 818, 121 (2016).

Meliani, Z. et al. 반동 블랙홀 시뮬레이션: 적응형 메쉬 미세 조정 및 복사 전달. Astron. 천체물리학자. 598, A38 (2017).

Font, J. A. & amp Daigne, F. 블랙홀 주변의 두꺼운 부착 디스크의 안정성. 천체물리학자. 제이. 581, L23–L26(2002).

Rezzolla, L. & amp Zanotti, O. 상대론적 유체역학 (Oxford Univ. Press, Oxford, 2013).

Konoplya, R., Rezzolla, L. & Zhidenko, A. 미터법 중력 이론에서 축대칭 블랙홀의 일반 매개변수화. 물리. 목사 D 93, 064015 (2016).

No-hair 정리의 강력한 필드 테스트에 적합한 빠르게 회전하는 블랙홀에 대한 Johannsen, T. & Psaltis, D. Metric. 물리. 목사 D 83, 124015 (2011).

De Laurentis, M., Younsi, Z., Porth, O., Mizuno, Y. & amp Rezzolla, L. 일반적으로 구형 대칭 블랙홀 시공간에서의 테스트 입자 역학. https://arxiv.org/abs/1712.00265(2017)에서 사전 인쇄합니다.

Shiokawa, H., Dolence, J.C., Gammie, C.F. & Noble, S.C. 블랙홀 강착 흐름의 글로벌 일반 상대론적 자기유체역학 시뮬레이션: 수렴 연구. 천체물리학자. 제이. 744, 187 (2012).

Younsi, Z., Wu, K. & amp Fuerst, S.V. 일반 상대 론적 복사 전달 : 블랙홀 주변의 구조화 된 토리에서 생성 및 방출. Astron. 천체물리학자. 545, A13(2012).

Boehle, A. et al. 다중 별 궤도 분석에서 Sgr A *에 대한 향상된 거리 및 질량 추정. 천체물리학자. 제이. 830, 17 (2016).

Mościbrodzka, M., Gammie, C.F., Dolence, J.C., Shiokawa, H. & Leung, P.K. GRMHD 시뮬레이션에서 Sgr A*의 복사 모델. 천체물리학자. 제이. 706, 497–507 (2009).

Psaltis, D. et al. 은하수 중앙의 블랙홀과 내부 별 원반의 정렬에 대한 이벤트 호라이즌 망원경 증거. 천체물리학자. 제이. 798, 15 (2015).

Marrone, D. P., Moran, J. M., Zhao, J.-H. & Rao, R. 궁수자리 A*에서 가변 340GHz 선형 편파의 간섭계 측정. 천체물리학자. 제이. 640, 308–318 (2006).

Doeleman, S. S., Fish, V. L., Broderick, A. E., Loeb, A. & Rogers, A. E. E. 고주파 VLBI로 궁수자리 A*의 플레어 구조 감지. 천체물리학자. 제이. 695, 59–74 (2009).

Lu, R.-S. et al. Event Horizon Telescope를 사용하여 M87의 초대형 블랙홀 그림자와 제트 기지를 이미징합니다. 천체물리학자. 제이. 788, 120 (2014).

Högbom, J. A. 간섭계 기준선의 비정규 분포를 사용한 조리개 합성. Astron. 천체물리학자. Supp. 15, 417 (1974).

Wang, Z., Bovik, A.C., Sheikh, H.R. & amp Simoncelli, E.P. 이미지 품질 평가 : 오류 가시성에서 구조적 유사성까지. IEEE Trans. 이미지 프로세스. 13, 600–612 (2004).


6. 결론

우리는 블랙홀 쌍성 물리학에 대한 이해의 최근 진전과 이 지식을 천체 물리학에 적용하는 것에 대한 흥분을 전달하기를 바랍니다. 이러한 발전은 수년에 걸쳐 광범위한 과학 커뮤니티의 지속적인 노력의 결과입니다. 간략한 검토에서 현재 지식 상태에 기여한 모든 우수한 작업을 적절하게 대표하는 것은 불가능합니다. 우리는 특정 관점의 렌즈를 통해 본 몇 가지 하이라이트 만 제공했습니다.

관심 있는 독자들이 이 주제를 더 추구하기를 바랍니다. 수치 상대성 기술(3, 128), 블랙홀 병합 시뮬레이션의 혁신(129), 중력파 데이터 분석을 위한 블랙홀 시뮬레이션(130), 중력파 과학 일반(81, 131)을 포함한 주제에 대한 리소스를 사용할 수 있습니다. ).


블랙홀의 회전 속도는 물리적 특징에 해당합니까? - 천문학

COVID-19는 전 세계의 많은 기관과 조직에 영향을 미쳐 연구 진행을 방해했습니다. 이 어려운 시기를 APS와 물리적 검토 편집실은 모든 편집 및 피어 리뷰 기능을 지속적으로 수행하고 저널에 연구를 게시하고 저널 액세스에 대한 방해를 최소화함으로써 연구원을 지원하기 위해 모든 장비를 갖추고 적극적으로 노력하고 있습니다.

과학 발전을 돕고 세계 최고의 물리학 저널을 출판할 수 있도록 하기 위한 귀하의 지속적인 노력과 헌신에 감사드립니다. 그리고 우리는 당신과 당신의 사랑하는 사람들이 안전하고 건강하기를 바랍니다.

많은 연구자들은 이제 자신이 속한 기관에서 멀리 떨어져 일하고 있으므로 Physical Review 저널에 액세스하는 데 문제가 있을 수 있습니다. 이 문제를 해결하기 위해 여러 메커니즘을 통해 액세스를 개선했습니다. 캠퍼스 외부 액세스보기 물리적 검토 자세한 지침은.


Kerr 측정법은 1915년 Karl Schwarzschild가 발견한 Schwarzschild 측정법의 회전하는 몸체에 대한 일반화로, 전하를 띠지 않고 구형 대칭이며 회전하지 않는 몸체 주위의 시공 기하학을 설명합니다. 에 대한 해당 솔루션 청구, 구형의 회전하지 않는 물체인 Reissner-Nordström 미터법이 곧 발견되었습니다(1916-1918년). 그러나 충전되지 않은 정확한 솔루션은 회전 Kerr 측정법인 블랙홀은 Roy Kerr가 발견한 1963년까지 해결되지 않은 채 남아 있었습니다. [1] [2] : 69–81 그 후 1965년에 회전하는 대전된 블랙홀의 자연적 확장인 Kerr-Newman 측정법이 발견되었습니다. 이 네 가지 관련 솔루션은 다음 표로 요약할 수 있습니다.

비 회전 (제이 = 0) 회전 (제이 ≠ 0)
청구되지 않음 ( = 0) 슈바르츠실트 Kerr
청구됨( ≠ 0) 라이스너-노르드스트롬 Kerr–Newman

어디 신체의 전하를 나타내고 제이 스핀 각운동량을 나타냅니다.

Kerr 메트릭에 따르면 회전하는 몸체는 일반 상대성 이론의 독특한 예측인 프레임 끌기(Lense-Thirring 세차라고도 함)를 보여야 합니다. 이 프레임 드래그 효과의 첫 번째 측정은 2011 년 Gravity Probe B 실험에 의해 수행되었습니다. 대략적으로 말하자면, 이 효과는 회전하는 질량체에 가까워지는 물체가 회전에 참여하도록 동반될 것으로 예측하는데, 이는 가해지는 힘이나 느낄 수 있는 토크 때문이 아니라 회전하는 물체와 관련된 시공 자체의 소용돌이치는 곡률 때문입니다. . 회전하는 블랙홀의 경우, 충분히 가까운 거리에서 모든 물체, 심지어 빛까지도 절대로 필요한 것 블랙홀과 함께 회전하는 영역을 에르고 스피어라고합니다.

회전하는 블랙홀에는 메트릭이 명백한 특이점이있는 것처럼 보이는 표면이 있습니다. 이러한 표면의 크기와 모양은 블랙홀의 질량과 각운동량에 따라 달라집니다. 외부 표면은 에르고스피어를 둘러싸고 있으며 평평한 구와 유사한 모양을 가지고 있습니다. 내부 표면은 이벤트 지평선을 표시하며 이 지평선의 내부로 전달되는 개체는 해당 지평선 외부의 세계와 다시는 통신할 수 없습니다. 그러나 표면의 명백한 특이점은 다른 좌표계에서 제거 될 수 있으므로 두 표면 모두 진정한 특이점이 아닙니다. 인용 필요 ] . 이 두 표면 사이의 물체는 회전하는 블랙홀과 함께 회전해야 합니다. 위에서 언급했듯이 이 기능은 원칙적으로 회전하는 블랙홀에서 최대 질량 에너지까지 에너지를 추출하는 데 사용할 수 있습니다. Mc 2 .

2016 년에 발표 된 중력파를 처음으로 감지 한 LIGO 실험은 한 쌍의 Kerr 블랙홀을 처음으로 직접 관찰했습니다. [삼]

Kerr 메트릭은 일반적으로 Boyer-Lindquist 형식과 Kerr-Schild 형식의 두 가지 형식 중 하나로 표현됩니다. 이는 Newman-Penrose 형식주의(스핀 계수 형식이라고도 함), [5] Ernst 방정식, [6] 또는 타원 좌표 변환에 의한 Newman-Janis 알고리즘 [4]을 사용하여 Schwarzschild 메트릭에서 쉽게 파생될 수 있습니다. [7]

Boyer–Lindquist 좌표 편집

Kerr 메트릭은 각운동량 J < displaystyle J>로 회전하는 질량 M < displaystyle M> 근처의 시공간 기하학을 설명합니다. [8] Boyer-Lindquist 좌표의 미터법(또는 적절한 시간에 대한 해당 선 요소)은 [9] [10]

여기서 좌표 r, θ, ϕ < displaystyle r, theta, phi>는 데카르트 좌표에 해당하는 표준 편원 구상 좌표입니다 [11] [12]

Kerr–Schild 좌표 편집

Kerr 메트릭은 다음과 같이 특정 데카르트 좌표 세트를 사용하여 "Kerr–Schild" 형식으로 표현될 수 있습니다. [13] [14] [15] 이러한 솔루션은 1965년 Kerr와 Schild에 의해 제안되었습니다.

그것을주의해라 케이 단위 벡터입니다. 여기 미디엄 회전하는 물체의 일정한 질량, η 민코프 스키 텐서이고 회전하는 물체의 일정한 회전 매개 변수입니다. 벡터 a → >는 양의 z축을 따라 향하는 것으로 이해됩니다. 수량 아르 자형 반경이 아니라 암시 적으로 다음과 같이 정의됩니다.

수량이 아르 자형 일반적인 반경이됩니다 아르 자형

회전 매개 변수가 제로에 접근합니다. 이 형태의 솔루션에서는 빛의 속도가 1이 되도록 단위가 선택됩니다( = 1). 소스에서 먼 거리에서 (아르 자형), 이러한 방정식은 Schwarzschild 메트릭의 Eddington-Finkelstein 형식으로 축소됩니다.

Kerr 메트릭의 Kerr–Schild 형식에서 메트릭 텐서의 행렬식은 소스 근처에서도 음수와 동일합니다. [16]

Soliton 좌표 편집

Kerr 메트릭 (Ker-NUT 메트릭과 함께)은 축 대칭이므로 Belinski–Zakharov 변환을 적용 할 수있는 형태로 캐스팅 할 수 있습니다. 이것은 커 블랙홀이 중력 솔리톤의 형태를 가지고 있음을 의미합니다. [17]

Kerr 메트릭을 직접 확인하는 경우에도 번거로운 계산이 포함되므로 반공변 구성 요소 g i k > Boyer–Lindquist 좌표에서 미터 텐서의>는 4 개 기울기 연산자의 제곱에 대한 표현식에서 다음과 같이 표시됩니다. [18]

Kerr 메트릭 (1)을 다음 형식으로 다시 작성할 수 있습니다.

이 메트릭은 두 반경에 모두 의존하는 각속도 Ω으로 회전하는 공동 회전 기준 프레임과 동일합니다. 아르 자형 그리고 colatitude θ, 여기서 Ω은 Killing horizon이라고합니다.

따라서 관성 기준 좌표계는 회전하는 중심 질량에 의해 동반되어 후자의 회전에 참여합니다. 이를 프레임 끌기라고 하며 실험적으로 테스트되었습니다. 질적으로, 프레임 끌기는 전자기 유도의 중력 유사체로 볼 수 있습니다. 적도 상공을 도는 "아이스 스케이팅 선수"가 별을 중심으로 회전하며 팔을 뻗습니다. 블랙홀을 향해 뻗은 팔은 회전 방향으로 회전합니다. 블랙홀에서 멀리 뻗어 있는 팔은 회전 반대 방향으로 토크를 가할 것입니다. 따라서 그녀는 블랙홀에 반대 회전하는 의미에서 회전 속도가 빨라질 것입니다. 이것은 일상적인 경험에서 일어나는 것과 반대입니다. 팔을 뻗을 때 이미 일정한 속도로 회전하고 있다면 관성 효과와 프레임 드래그 효과가 균형을 이루고 회전은 변하지 않습니다. 등가의 원리로 인해 중력 효과는 국부적으로 관성 효과와 구별할 수 없으므로 팔을 뻗을 때 아무 일도 일어나지 않는 이 회전 속도는 회전하지 않는 것에 대한 로컬 참조입니다. 이 프레임은 고정된 별에 대해 회전하고 블랙홀에 대해 반대 회전합니다. 유용한 은유는 블랙홀이 태양 기어, 아이스 스케이팅 선수가 유성 기어, 외부 우주가 링 기어인 유성 기어 시스템입니다. 이것은 마하의 원리를 통해서도 해석 될 수 있습니다.

Kerr 측정 항목 (1)에는 단일 한 것처럼 보이는 물리적으로 관련된 두 개의 표면이 있습니다. 내부 표면은 Schwarzschild 메트릭에서 관찰된 것과 유사한 이벤트 지평선에 해당합니다. 르르 메트릭의 무한대가됩니다. 이차 방정식 1 ⁄ 풀기 rr = 0은 솔루션을 생성합니다.

자연 단위로 = 미디엄 = = 1) 단순화 :

또 다른 명백한 특이점은 순전히 시간적 구성 요소가 ㅜㅜ 메트릭이 양수에서 음수로 부호를 변경합니다. 다시 2 차 방정식 풀기 tt = 0은 솔루션을 생성합니다.

cos 2로 인해 θ 이 외부 표면은 회전축의 극점에서 내부 표면에 닿는 평평한 구와 비슷합니다. θ 0과 같거나 π 이 두 표면 사이의 공간을 에르고 스피어라고합니다. 이 책에서 순전히 시간적 요소는 tt 즉, 순전히 공간적 메트릭 구성 요소처럼 작동합니다. 결과적으로, 이 ergosphere 내의 입자는 시간과 같은 특성을 유지하려면 내부 질량과 함께 회전해야 합니다. 움직이는 입자는 시공간을 통과하는 경로 인 세계 선을 따라 긍정적 인 적절한 시간을 경험합니다. 그러나 이것은 ergosphere 내에서 불가능합니다. ㅜㅜ 입자가 내부 질량과 함께 회전하지 않는 한 음수입니다. 미디엄 최소 각속도 Ω. 따라서 어떤 입자도 인체 권 내에서 중심 질량과 반대로 회전 할 수 없습니다.

Schwarzschild 메트릭의 사건 지평선과 마찬가지로, 명백한 특이점은 아르 자형H아르 자형이자형 좌표 선택에 의해 생성된 환상입니다(즉, 좌표 특이점). 사실, 적절한 좌표 선택을 통해 시공간을 원활하게 진행할 수 있습니다.

일반적으로 블랙홀은 사건의 지평선이라고 불리는 표면으로 둘러싸여 있으며, 탈출 속도가 빛의 속도와 같은 회전하지 않는 블랙홀의 슈바르츠실트 반경에 위치합니다. 이 표면에서는 관찰자 / 입자가 일정한 반경을 유지할 수 없습니다. 그것은 안쪽으로 떨어지도록 강요되기 때문에 때때로 이것은 정적 한계.

회전하는 블랙홀은 사건의 지평선에서 동일한 정적 한계를 갖지만 사건의 지평선 외부에 다음과 같이 주어진 "ergosurface"라는 추가 표면이 있습니다.

Boyer-Lindquist 좌표에서 "주변 공간의 회전 속도"가 빛의 속도와 함께 끌리는 구로 직관적으로 특성화될 수 있습니다. 이 구 내에서 끌기는 빛의 속도보다 빠르며 모든 관찰자/입자는 강제로 함께 회전합니다.

이벤트 지평선 외부에서 회전 속도가 빛의 속도 인 표면 내부 영역을 에르고 스피어 (그리스어에서 에르곤 의미 작업). 에르고스피어 내에 떨어지는 입자는 더 빨리 회전하도록 강제되어 에너지를 얻습니다. 그들은 아직 사건의 지평선 밖에 있기 때문에 블랙홀을 탈출할 수 있습니다. 순 과정은 회전하는 블랙홀이 자체 총 에너지를 희생하면서 에너지 입자를 방출하는 것입니다. 회전하는 블랙홀에서 스핀 에너지를 추출하는 가능성은 1969년 수학자 로저 펜로즈에 의해 처음 제안되었으며 따라서 펜로즈 과정이라고 합니다. 천체 물리학에서 회전하는 블랙홀은 잠재적인 다량의 에너지원이며 감마선 폭발과 같은 에너지 현상을 설명하는 데 사용됩니다.

Kerr 기하학은 많은 주목할만한 특징을 보여줍니다. 최대 분석 확장에는 각각 에고 스피어, 고정 한계 표면, 이벤트 지평선, 코시 지평선, 닫힌 시간과 같은 곡선 및 링 모양의 곡률 특이점과 관련된 일련의 점근 적으로 평평한 외부 영역이 포함됩니다. 측지 방정식은 닫힌 형태로 정확하게 풀 수 있습니다. 두 개의 Killing 벡터 필드 (에 해당하는 시간 번역축대칭), Kerr 기하학은 주목할만한 Killing tensor를 인정합니다. 한 쌍의 주요 null 합동이 있습니다 (하나는 들어오는 그리고 하나 나가는). Weyl 텐서는 대수적으로 특별합니다. 사실 Petrov 유형이 있습니다. . 글로벌 구조가 알려져 있습니다. 위상학적으로 Kerr 시공간의 호모토피 유형은 단순히 각 정수 점에 원이 연결된 선으로 특징지을 수 있습니다.

내부 Kerr 기하학은 내부 영역의 섭동과 관련하여 불안정합니다. 이 불안정성은 Kerr 메트릭이 축 대칭이지만 중력 붕괴로 생성된 블랙홀은 그렇지 않을 수 있음을 의미합니다. [11] 이 불안정성은 또한 위에서 설명한 Kerr 기하학의 많은 특징이 그러한 블랙홀 내부에 존재하지 않을 수 있음을 의미합니다. [24] [25]

빛이 블랙홀을 공전 할 수있는 표면을 광자 구라고합니다. Kerr 솔루션은 내부와 외부 사이에 있는 무한히 많은 광자 구체를 가지고 있습니다. 회전하지 않는 Schwarzschild 솔루션에서 = 0이면 내부 및 외부 광자 구체가 퇴화하여 단일 반경에 하나의 광자 구체만 있습니다. 블랙홀의 스핀이 클수록 내부 및 외부 광자 구체가 서로 멀어집니다. 블랙홀의 스핀과 반대 방향으로 이동하는 빛의 광선은 외부 광자 구의 구멍을 원형으로 공전합니다. 블랙홀의 스핀과 같은 방향으로 이동하는 빛의 광선은 내부 광자 구에서 원형으로 궤도를 돌게됩니다. 블랙홀의 회전축에 수직 인 각운동량을 가진 궤도 측지선은이 두 극단 사이의 광자 구체에서 궤도를 도는 것입니다. θ < displaystyle theta ,> 변수에서 한주기를 완료 한 후 ϕ < displaystyle phi ,> 변수가 이동하기 때문에 시공간이 회전하고 있기 때문에 이러한 궤도는 세차 운동을 나타냅니다.


블랙홀의 회전 속도는 물리적 특징에 해당합니까? - 천문학

COVID-19는 전 세계의 많은 기관과 조직에 영향을 미쳐 연구 진행을 방해했습니다. 이 어려운 시간을 통해 APS와 물리적 검토 편집실은 모든 편집 및 피어 리뷰 기능을 계속 수행하고 저널에 연구를 게시하고 저널 액세스에 대한 방해를 최소화함으로써 연구원을 지원하기 위해 완벽하게 장비를 갖추고 적극적으로 노력하고 있습니다.

과학 발전을 돕고 세계 최고의 물리학 저널을 출판 할 수 있도록 도와 주신 귀하의 지속적인 노력과 헌신에 감사드립니다. 그리고 우리는 당신과 당신의 사랑하는 사람들이 안전하고 건강하기를 바랍니다.

많은 연구자들은 이제 자신이 속한 기관에서 떨어져 일하고 있으므로 Physical Review 저널에 액세스하는 데 문제가 있을 수 있습니다. 이 문제를 해결하기 위해 몇 가지 다른 메커니즘을 통해 액세스를 개선했습니다. 교외 액세스를 참조하십시오. 물리적 검토 자세한 지침은.


비디오 보기: რა საიდუმლოებებს ინახავენ შავი ხვრელები (팔월 2022).