Astronomia

A taxa de rotação de um buraco negro corresponde a uma característica física?

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Se a massa e o período orbital de duas estrelas de nêutrons forem conhecidos antes do colapso em um buraco negro e a taxa de rotação for conhecida após o colapso, 100 rotações por segundo, por exemplo, isso se correlacionará matematicamente com um raio específico.

Esse raio se correlaciona com uma característica física do buraco negro, como uma superfície? Esse raio fica entre o raio da substância física e o raio de Schwarzschild? É o maior, intermediário ou o menor deles?


Quanto tempo leva para um buraco negro girar em seu eixo?

Se você viu uma dançarina de patins de gelo girando, puxando os braços para dentro e, portanto, girando mais rápido, viu as leis físicas do universo em ação. Neste caso, a conservação do momento angular. Com uma estrela colapsada, a rotação suave de sua matéria quando era uma grande estrela ou gás galáctico e poeira é preservada conforme ela entra em colapso, e o spin aumenta a uma taxa furiosa, mesmo se aproximando da velocidade da luz. Em um caso, estudos de um buraco negro supermassivo na constelação de Fornax mostraram que ele gira mais de quatro quintos da velocidade da luz - quase 700 milhões de milhas por hora. Em termos de rotações por segundo, os buracos negros e estrelas de nêutrons calculam estar girando em torno de dezenas a várias centenas a cerca de mil vezes por segundo. Lembre-se de que um objeto maior não teria que girar um grande número de vezes por segundo para atingir a velocidade da luz em sua superfície; um objeto com uma circunferência de modestos 3.000 km precisaria apenas girar 100 vezes por segundo para se igualar à velocidade da luz.


Buraco negro supermassivo gira super rápido

Na concepção deste artista, um buraco negro supermassivo é cercado por um disco de acreção quente, enquanto algum material inspirador é canalizado para um jato azul fino. Novas medições mostram que o buraco negro no centro da galáxia NGC 1365 está girando perto da taxa máxima possível. Isso sugere que ele cresceu por meio de "acréscimo ordenado", em vez de engolir bolhas aleatórias de gás e estrelas. Crédito: NASA / JPL-Caltech

Imagine uma esfera com mais de 2 milhões de milhas de diâmetro - oito vezes a distância da Terra à Lua - girando tão rápido que sua superfície está viajando quase à velocidade da luz. Tal objeto existe: o buraco negro supermassivo no centro da galáxia espiral NGC 1365.

Os astrônomos mediram sua taxa de rotação de cair o queixo usando novos dados do Nuclear Spectroscopic Telescope Array, ou NuSTAR, e dos satélites de raios-X XMM-Newton da Agência Espacial Europeia.

"Esta é a primeira vez que alguém mede com precisão o spin de um buraco negro supermassivo", disse o principal autor Guido Risaliti, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) e do INAF - Arcetri Observatory.

Esta pesquisa está sendo publicada na edição de 28 de fevereiro da revista. Natureza, e apresentado em uma teleconferência de mídia da NASA em 27 de fevereiro.

A gravidade de um buraco negro é tão forte que, conforme o buraco negro gira, arrasta o espaço circundante. A borda desse buraco giratório é chamada de horizonte de eventos. Qualquer material que cruze o horizonte de eventos é puxado para o buraco negro. A matéria inspiradora se acumula em um disco de acreção, onde a fricção a aquece e faz com que ela emita raios-X.

Risaliti e seus colegas mediram raios-X do centro de NGC 1365 para determinar onde a borda interna do disco de acreção estava localizada. Esta Órbita Circular Estável Interna - o ponto sem retorno do disco - depende do giro do buraco negro. Como um buraco negro em rotação distorce o espaço, o material do disco pode se aproximar do buraco negro antes de ser sugado.

Os cientistas medem as taxas de rotação de buracos negros supermassivos espalhando a luz de raios-X em cores diferentes. A luz vem de discos de acreção que giram em torno de buracos negros, como mostrado em ambos os conceitos do artista. Eles usam telescópios espaciais de raios-X para estudar essas cores e, em particular, procuram por uma "impressão digital" de ferro - o pico mostrado em ambos os gráficos, ou espectro - para ver o quão nítido ele é. O modelo de "rotação" mostrado no topo sustentava que a feição de ferro estava se espalhando por efeitos de distorção causados ​​pela imensa gravidade do buraco negro. Se este modelo estiver correto, a quantidade de distorção vista no elemento de ferro deve revelar a taxa de rotação do buraco negro. O modelo alternativo sustentava que nuvens obscurecidas perto do buraco negro estavam fazendo a linha de ferro parecer artificialmente distorcida. Se este modelo estivesse correto, os dados não poderiam ser usados ​​para medir o spin do buraco negro. NuSTAR ajudou a resolver o caso, descartando o modelo alternativo de "nuvem obscurecedora". Crédito: NASA / JPL-Caltech.

Os astrônomos querem saber a rotação do buraco negro por vários motivos. O primeiro é físico - apenas dois números definem um buraco negro: massa e rotação. Aprendendo esses dois números, você aprende tudo o que há para saber sobre o buraco negro.

Mais importante ainda, o giro do buraco negro fornece pistas sobre seu passado e, por extensão, a evolução de sua galáxia hospedeira.

“O giro do buraco negro é uma memória, um registro da história passada da galáxia como um todo”, explicou Risaliti.

Embora o buraco negro em NGC 1365 seja atualmente tão massivo quanto vários milhões de Sóis, ele não nasceu assim tão grande. Ele cresceu ao longo de bilhões de anos por meio do acréscimo de estrelas e gás e da fusão com outros buracos negros.

O giro resulta de uma transferência de momento angular, como brincar no balanço de uma criança. Se você chutar em momentos aleatórios enquanto balança, nunca ficará muito alto. Mas se você chutar no início de cada downswing, você vai cada vez mais alto à medida que adiciona momento angular.

Da mesma forma, se o buraco negro crescesse aleatoriamente puxando matéria de todas as direções, seu spin seria baixo. Como seu spin está tão próximo do máximo possível, o buraco negro em NGC 1365 deve ter crescido por meio de "acréscimo ordenado" em vez de vários eventos aleatórios.

O estudo de um buraco negro supermassivo também permite que os teóricos testem a teoria geral da relatividade de Einstein em condições extremas. A relatividade descreve como a gravidade afeta a estrutura do espaço-tempo, e em nenhum lugar o espaço-tempo é mais distorcido do que na vizinhança imediata de um buraco negro.

A equipe também tem observações adicionais do NGC 1365 que eles irão estudar para determinar como outras condições além da rotação do buraco negro mudam ao longo do tempo. Esses dados estão atualmente sendo analisados. Ao mesmo tempo, outras equipes estão observando vários outros buracos negros supermassivos com NuSTAR e XMM-Newton.

Com sede em Cambridge, Massachusetts, o Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) é uma colaboração conjunta entre o Smithsonian Astrophysical Observatory e o Harvard College Observatory. Os cientistas do CfA, organizados em seis divisões de pesquisa, estudam a origem, a evolução e o destino final do universo.


Um buraco negro tem uma área de superfície?

sim. Mais precisamente, o horizonte do buraco sim. Veja abaixo.

Não. É a área da superfície de uma esfera que é rotulado por a coordenada radial ## R_s ##. Esse número é não o raio geométrico real dessa esfera, de fato, essa esfera, o horizonte, não tem raio geométrico no sentido comum. , porque não tem centro geométrico. Um buraco negro não é apenas um objeto esférico situado no espaço euclidiano comum.

Essa fórmula explica como calcular ## R_s ##, sim. Mas não diz como ## R_s ## é definido, geometricamente. Isso não diz a você que ## R_s ## é o raio geométrico de nada. Apenas informa como calcular um número.

Para ver o que ## R_s ## realmente significa, você tem que olhar para a métrica, você tem que olhar para o que determina qual 2-esfera é o horizonte do buraco e você tem que olhar para quais propriedades geométricas aquela 2-esfera realmente tem. Quando você olha para todas essas coisas, você descobre que, como eu disse antes, ## R_s ## não é o raio geométrico do horizonte, é apenas um rótulo de coordenada. A propriedade geométrica que realmente caracteriza o horizonte é sua área.


Afiliações

Instituto de Astronomia de Ondas Gravitacionais e Escola de Física e Astronomia de Birmingham, Universidade de Birmingham, Birmingham, B15 2TT, Reino Unido

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

Kavli Institute for Theoretical Physics, Santa Barbara, 93106, Califórnia, EUA

Simon Stevenson e Ilya Mandel

Departamento de Astronomia e Instituto Conjunto de Ciências Espaciais, Universidade de Maryland, College Park, 20742-2421, Maryland, EUA

Enrico Fermi Institute e Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago, Chicago, 60637, Illinois, EUA


Referências

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6. CONCLUSÃO

Esperamos ter transmitido um pouco do entusiasmo sobre o recente progresso na compreensão da física binária dos buracos negros, bem como as aplicações desse conhecimento na astrofísica. Esses avanços são o resultado de esforços sustentados por uma ampla comunidade científica ao longo de muitos anos. Em uma breve revisão, é impossível representar adequadamente todos os excelentes trabalhos que contribuíram para o estado atual do conhecimento. Fornecemos apenas alguns dos destaques vistos pelas lentes de nossa perspectiva particular.

Encorajamos os leitores interessados ​​a aprofundar o assunto. Os recursos estão disponíveis em tópicos, incluindo técnicas de relatividade numérica (3, 128), avanços em simulações de fusão de buracos negros (129), simulações de buracos negros para análise de dados de ondas gravitacionais (130) e ciência das ondas gravitacionais em geral (81, 131 )


A taxa de rotação de um buraco negro corresponde a uma característica física? - Astronomia

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A métrica Kerr é uma generalização para um corpo giratório da métrica Schwarzschild, descoberta por Karl Schwarzschild em 1915, que descreve a geometria do espaço-tempo em torno de um corpo sem carga, esfericamente simétrico e não giratório. A solução correspondente para um carregada, corpo esférico não giratório, a métrica Reissner – Nordström, foi descoberta logo depois (1916–1918). No entanto, a solução exata para um descarregado, rotativo O buraco negro, a métrica de Kerr, permaneceu sem solução até 1963, quando foi descoberto por Roy Kerr. [1] [2]: 69-81 A extensão natural para um buraco negro rotativo carregado, a métrica Kerr-Newman, foi descoberta logo depois em 1965. Essas quatro soluções relacionadas podem ser resumidas pela seguinte tabela:

Não rotativo (J = 0) Rotativo (J ≠ 0)
Não cobrado (Q = 0) Schwarzschild Kerr
Carregada (Q ≠ 0) Reissner – Nordström Kerr-Newman

Onde Q representa a carga elétrica do corpo e J representa seu momento angular de rotação.

De acordo com a métrica de Kerr, um corpo giratório deve exibir arrasto de quadro (também conhecido como precessão Lense-Thirring), uma previsão distinta da relatividade geral. A primeira medição deste efeito de arrastamento da estrutura foi feita em 2011 pelo experimento Gravity Probe B. Grosso modo, este efeito prevê que os objetos que se aproximam de uma massa em rotação serão arrastados para participar de sua rotação, não por causa de qualquer força ou torque aplicado que possa ser sentido, mas sim por causa da curvatura do próprio espaço-tempo associada a corpos em rotação . No caso de um buraco negro em rotação, a distâncias próximas o suficiente, todos os objetos - mesmo a luz - devo gire com o buraco negro a região onde ele se mantém é chamada de ergosfera.

Os buracos negros rotativos têm superfícies onde a métrica parece ter singularidades aparentes. O tamanho e a forma dessas superfícies dependem da massa e do momento angular do buraco negro. A superfície externa envolve a ergosfera e tem uma forma semelhante a uma esfera achatada. A superfície interna marca o horizonte de eventos, os objetos que passam para o interior desse horizonte nunca mais podem se comunicar com o mundo fora desse horizonte. No entanto, nenhuma das superfícies é uma verdadeira singularidade, uma vez que sua aparente singularidade pode ser eliminada em um sistema de coordenadas diferente [ citação necessária ] Objetos entre essas duas superfícies devem co-girar com o buraco negro em rotação, como observado acima, este recurso pode, em princípio, ser usado para extrair energia de um buraco negro em rotação, até sua energia de massa invariante, Mc 2 .

O experimento LIGO que primeiro detectou ondas gravitacionais, anunciado em 2016, também forneceu a primeira observação direta de um par de buracos negros Kerr. [3]

A métrica Kerr é comumente expressa em uma de duas formas, a forma Boyer-Lindquist e a forma Kerr-Schild. Ele pode ser facilmente derivado da métrica de Schwarzschild, usando o algoritmo de Newman-Janis [4] pelo formalismo de Newman-Penrose (também conhecido como formalismo do coeficiente de spin), [5] equação de Ernst [6] ou transformação de coordenadas elipsóide. [7]

Coordenadas de Boyer-Lindquist Editar

A métrica Kerr descreve a geometria do espaço-tempo na vizinhança de uma massa M < displaystyle M> girando com momento angular J < displaystyle J>. [8] A métrica (ou equivalentemente seu elemento de linha para o tempo adequado) nas coordenadas de Boyer-Lindquist é [9] [10]

onde as coordenadas r, θ, ϕ < displaystyle r, theta, phi> são coordenadas esferoidais oblatas padrão, que são equivalentes às coordenadas cartesianas [11] [12]

Coordenadas de Kerr – Schild Editar

A métrica Kerr pode ser expressa na forma "Kerr – Schild", usando um conjunto particular de coordenadas cartesianas como segue. [13] [14] [15] Essas soluções foram propostas por Kerr e Schild em 1965.

Notar que k é um vetor unitário. Aqui M é a massa constante do objeto giratório, η é o tensor de Minkowski, e uma é um parâmetro de rotação constante do objeto giratório. Entende-se que o vetor a → < displaystyle < vec >> é direcionado ao longo do eixo z positivo. A quantidade r não é o raio, mas sim implicitamente definido por

Observe que a quantidade r torna-se o raio normal R

quando o parâmetro de rotação uma se aproxima de zero. Nesta forma de solução, as unidades são selecionadas de modo que a velocidade da luz seja unitária (c = 1). A grandes distâncias da fonte (Ruma), essas equações se reduzem à forma Eddington-Finkelstein da métrica de Schwarzschild.

Na forma Kerr-Schild da métrica de Kerr, o determinante do tensor métrico é em todos os lugares igual a um negativo, mesmo perto da fonte. [16]

Coordenadas Soliton Editar

Como a métrica Kerr (junto com a métrica Kerr-NUT) é axialmente simétrica, ela pode ser convertida em uma forma na qual a transformada de Belinski-Zakharov pode ser aplicada. Isso implica que o buraco negro de Kerr tem a forma de um soliton gravitacional. [17]

Visto que mesmo uma verificação direta na métrica Kerr envolve cálculos complicados, os componentes contravariantes g i k < displaystyle g ^> do tensor métrico em coordenadas de Boyer-Lindquist são mostrados abaixo na expressão para o quadrado do operador de quatro gradientes: [18]

Podemos reescrever a métrica Kerr (1) da seguinte forma:

Esta métrica é equivalente a um referencial de co-rotação que está girando com velocidade angular Ω que depende tanto do raio r e a colatitude θ, onde Ω é chamado de horizonte de Killing.

Assim, um referencial inercial é arrastado pela massa central em rotação para participar da rotação desta última, o que é chamado de arrasto de quadro e foi testado experimentalmente. [22] Qualitativamente, o arrastamento de quadros pode ser visto como o análogo gravitacional da indução eletromagnética. Uma "patinadora no gelo", em órbita sobre o equador e em repouso rotacional em relação às estrelas, estende os braços. O braço estendido em direção ao buraco negro será girado em rotação. O braço estendido para longe do buraco negro será torqueado anti-rotação. Ela será, portanto, acelerada rotacionalmente, em um sentido de rotação contrária ao buraco negro. Isso é o oposto do que acontece na experiência cotidiana. Se ela já estiver girando a uma certa velocidade quando estender os braços, os efeitos inerciais e os efeitos de arrastamento de quadros se equilibrarão e seu giro não mudará. Devido ao Princípio de Equivalência, os efeitos gravitacionais são localmente indistinguíveis dos efeitos inerciais, de modo que essa taxa de rotação, na qual ela estende os braços, nada acontece, é sua referência local para a não rotação. Este quadro está girando em relação às estrelas fixas e em contra-rotação em relação ao buraco negro. Uma metáfora útil é um sistema de engrenagem planetária com o buraco negro sendo a engrenagem solar, o patinador de gelo sendo uma engrenagem planetária e o universo externo sendo a engrenagem anelar. Isso também pode ser interpretado pelo princípio de Mach.

A métrica Kerr (1) tem duas superfícies fisicamente relevantes nas quais parece ser singular. A superfície interna corresponde a um horizonte de eventos semelhante ao observado na métrica de Schwarzschild, isto ocorre onde o componente puramente radial grr da métrica vai para o infinito. Resolvendo a equação quadrática 1 ⁄ grr = 0 produz a solução:

que em unidades naturais (que dão G = M = c = 1) simplifica para:

Outra aparente singularidade ocorre onde o componente puramente temporal gtt das mudanças de métrica sinal de positivo para negativo. Resolvendo novamente uma equação quadrática gtt = 0 produz a solução:

Devido ao cos 2 θ termo na raiz quadrada, esta superfície externa se assemelha a uma esfera achatada que toca a superfície interna nos pólos do eixo de rotação, onde a colatitude θ é igual a 0 ou π o espaço entre essas duas superfícies é chamado de ergosfera. Dentro deste volume, o componente puramente temporal gtt é negativo, ou seja, atua como um componente métrico puramente espacial. Conseqüentemente, as partículas dentro desta ergosfera devem co-girar com a massa interna, se quiserem manter seu caráter de tempo. Uma partícula em movimento experimenta um tempo adequado positivo ao longo de sua linha de mundo, seu caminho através do espaço-tempo. No entanto, isso é impossível dentro da ergosfera, onde gtt é negativo, a menos que a partícula esteja co-girando com a massa interna M com uma velocidade angular de pelo menos de Ω. Assim, nenhuma partícula pode girar oposta à massa central dentro da ergosfera.

Tal como acontece com o horizonte de eventos na métrica de Schwarzschild, as singularidades aparentes em rH e rE são ilusões criadas pela escolha de coordenadas (ou seja, são singularidades de coordenadas). Na verdade, o espaço-tempo pode ser continuado suavemente através deles por uma escolha apropriada de coordenadas.

Um buraco negro em geral é cercado por uma superfície, chamada de horizonte de eventos e situado no raio de Schwarzschild para um buraco negro não giratório, onde a velocidade de escape é igual à velocidade da luz. Dentro desta superfície, nenhum observador / partícula pode se manter em um raio constante. É forçado a cair para dentro, por isso às vezes é chamado de limite estático.

Um buraco negro em rotação tem o mesmo limite estático em seu horizonte de eventos, mas há uma superfície adicional fora do horizonte de eventos chamada de "ergosuperfície" fornecida por

em coordenadas de Boyer-Lindquist, que podem ser intuitivamente caracterizadas como a esfera onde "a velocidade de rotação do espaço circundante" é arrastada junto com a velocidade da luz. Dentro desta esfera, o arrasto é maior do que a velocidade da luz, e qualquer observador / partícula é forçado a co-girar.

A região fora do horizonte de eventos, mas dentro da superfície onde a velocidade de rotação é a velocidade da luz, é chamada de ergosfera (do grego ergon significado trabalhos) As partículas que caem na ergosfera são forçadas a girar mais rápido e, assim, ganhar energia. Por ainda estarem fora do horizonte de eventos, eles podem escapar do buraco negro. O processo líquido é que o buraco negro em rotação emite partículas energéticas às custas de sua própria energia total. A possibilidade de extrair energia de spin de um buraco negro em rotação foi proposta pela primeira vez pelo matemático Roger Penrose em 1969 e é, portanto, chamada de processo de Penrose. Os buracos negros rotativos na astrofísica são uma fonte potencial de grandes quantidades de energia e são usados ​​para explicar fenômenos energéticos, como explosões de raios gama.

A geometria Kerr exibe muitas características notáveis: a extensão analítica máxima inclui uma sequência de regiões exteriores assintoticamente planas, cada uma associada a uma ergosfera, superfícies de limite estacionárias, horizontes de eventos, horizontes de Cauchy, curvas fechadas em forma de tempo e uma singularidade de curvatura em forma de anel. A equação geodésica pode ser resolvida exatamente na forma fechada. Além de dois campos de vetor Killing (correspondendo a tradução do tempo e simetria axial), a geometria de Kerr admite um tensor Killing notável. Há um par de principais congruências nulas (uma em andamento e um extrovertido) O tensor de Weyl é algebraicamente especial, na verdade ele tem o tipo Petrov D. A estrutura global é conhecida. Topologicamente, o tipo de homotopia do espaço-tempo de Kerr pode ser simplesmente caracterizado como uma linha com círculos em cada ponto inteiro.

Observe que a geometria Kerr interna é instável em relação às perturbações na região interna. Essa instabilidade significa que, embora a métrica Kerr seja simétrica em relação ao eixo, um buraco negro criado por meio do colapso gravitacional pode não ser. [11] Esta instabilidade também implica que muitas das características da geometria Kerr descritas acima podem não estar presentes dentro de tal buraco negro. [24] [25]

Uma superfície na qual a luz pode orbitar um buraco negro é chamada de esfera de fótons. A solução de Kerr tem infinitas esferas de fótons, situando-se entre uma interna e outra externa. Na solução Schwarzschild não giratória, com uma = 0, as esferas de fótons interna e externa degeneram, de modo que há apenas uma esfera de fóton em um único raio. Quanto maior o spin de um buraco negro, mais distantes um do outro se movem as esferas interna e externa de fótons. Um feixe de luz viajando na direção oposta ao giro do buraco negro irá orbitar circularmente o buraco na esfera de fótons externa. Um feixe de luz viajando na mesma direção do spin do buraco negro irá orbitar circularmente na esfera interna de fótons. As geodésicas em órbita com algum momento angular perpendicular ao eixo de rotação do buraco negro orbitarão em esferas de fótons entre esses dois extremos. Como o espaço-tempo está girando, tais órbitas apresentam precessão, pois há uma mudança na variável ϕ < displaystyle phi ,> após completar um período na variável θ < displaystyle theta ,>.


A taxa de rotação de um buraco negro corresponde a uma característica física? - Astronomia

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