Astronomi

Dönen bir kara deliğin İç Ufku nedir?

Dönen bir kara deliğin İç Ufku nedir?



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.

Anladığım kadarıyla, bir kara deliğe yerçekimi çöküşüne maruz kalan sıfır olmayan açısal momentuma sahip herhangi bir nesne dönen bir kara delik olacaktır. Gerçekte tüm kara delikler dönen kara delikler olacak çünkü yerçekimi çöküşüne maruz kalan tüm nesneler biraz açısal momentum (nispeten küçük olsa bile). Dönen bir arka deliğin iç yapısının şunları içerdiğini anlıyorum: onun sınırı, yani olay ufku, “iç ufuk” ve halka şeklindeki tekillik. Bir nesne olay ufkunu geçtiğinde, geri dönüşü olmayan noktayı geçmiştir ve tekillik, sonsuz yoğunluklu tek boyutlu bir halkadır. Ancak, tam olarak ne olduğunu açıklayan bir makale bulamadım. iç ufuk bazı matematiksel arka planı olan, ancak derece düzeyinde bilgisi olmayan biri için anlaşılabilir olan şeydir. Örneğin, Wikipedia'ya "İç Ufuk" girildiğinde şu adrese yönlendirilir: https://en.wikipedia.org/wiki/Cauchy_surface#Cauchy_horizon

Hangi ayrıntılı matematiksel arka plan eksikliğim ile anlaşılmaz!

Kara deliklerle ilgili birçok popüler bilim makalesinin tatmin edici olmayan ve birçok başka soruyu gündeme getiren açıklamalar yaptığını buldum. Örneğin. https://www.discovermagazine.com/the-sciences/peering-inside-realistic-black-holes durumları

“İç ufku görselleştirmek için şu düşünce deneyini düşünün: Dönen bir kara deliğe girebileceğinizi ve dışarıyı gösteren bir el feneri tutarken olay ufkunu geçebileceğinizi hayal edin. Bu ışık sonunda küresel bir yüzey boyunca veya içinde donacaktır. Bu iç ufuk,… kara deliğin kütleçekiminin ışığın gitmesini engelleyecek kadar güçlü olduğu, ancak onu merkeze kadar sürükleyecek kadar güçlü olmadığı nokta. Yakalanan ışık o kadar enerjilenir ki, içinden geçen her şeyi yakan bir radyasyon güvenlik duvarına dönüşür.”

Eğitimli bir meslekten olmayan için iç ufkun ne olduğunu tam olarak açıklayan bir makale bilen var mı? Yoksa bu soruya cevap vererek kendilerini anlatabilecekler mi? Bir nesne iç ufku geçtiğinde ne olduğunu bilmek istiyorum ve NEDEN?


Her ne kadar bazı şeyler için uygun terimleri kullansam da, bu tamamen matematiksel olmayan bir tanımlama girişimidir. Uyarı: yanlış olabilir: bununla ilgili hafızam artık çok uzak ve detayları halletmek için fazla zaman harcamadım. Düzeltmeleri memnuniyetle karşılarım (ve/veya daha iyi bir cevap!).

Bu cevap da kısa bir taslak olma niyetiyle başladı ve çok daha büyük bir şeye dönüştü. Sonuç olarak çok ince bir şekilde atıfta bulunuluyor: bunun için üzgünüm. Daha iyi hale getirmeye çalışacağım.

Bazı tanımlar

Düşünülmesi gereken ilk şey, büyük nesnelerin uzay-zamanda ne tür yollar izlediğidir? Cevap, 'zaman benzeri eğriler' denilen şey üzerinde seyahat etmeleri ve daha kesin olarak geleceğe yönelik zamansal eğriler. Geleceğe yönelik zamana benzer bir eğri, basitçe, bir kişi gibi büyük bir nesnenin uzay-zaman boyunca alabileceği bir yörüngedir (aslında bu konuda telaşlı olmanız ve eğrinin düzgün olduğu ve muhtemelen birkaç başka şey olduğu konusunda ısrar etmeniz gerekir). Işık gibi kütlesiz olan şeyler 'sıfır eğriler' üzerinde hareket edebilir ve ayrıca hiçbir şeyin üzerinde ilerlemediği 'uzay benzeri eğriler' de vardır: boş eğriler bir anlamda zamansal ve uzaysal eğriler arasındaki sınırı temsil eder.

Geleceğe yönelik zamana benzer eğrilere genellikle 'dünya çizgileri' denir, çünkü bunlar, insanlar ve roketler gibi nesnelerin uzay-zamanda izledikleri yollara karşılık gelen eğrilerdir.

Yani uzay-zamanı bu zamana benzer eğrilerle dolu olarak düşünebilirsiniz: her eğri, uzay-zamanda belirli bir noktadan başlayan bir nesne için olası bir geleceği temsil eder (ve ayrıca, diğer yöne gidersek, bu noktaya ulaşan bir nesne için olası bir geçmişi temsil eder). uzay-zaman noktası). 'Uzay-zamandaki bir nokta' bir Etkinlik: hem uzayda hem de zamanda bir konum. Uzayzaman olaylardan oluşur.

adı verilen bu eğri ailelerinin özel alt kümeleri vardır. jeodezik, ivme yaşamayan şeylerin üzerinde seyahat ettiği eğrilerdir. Zamana benzer bir jeodezik, bir taşın izleyeceği eğridir (eğer onu boşluğa atarsanız ve üzerinde başka kuvvetler olmasaydı…). Geodezikler aşağıda gerçekten önemli değil.

Zamana benzer eğrilerin uzunlukları vardır ve bunların uzunluğu, 'uygun zaman' olarak adlandırılan, onları takip eden bir nesnenin yaşadığı zamandır. Boş eğrilerin uzunluğu sıfırdır (evet, bu iyidir). Geodezikler uzunluğun uç noktalarıdır: iki nokta arasındaki jeodezik (veya jeodezikler) En uzun bu iki nokta arasındaki eğriler. Bu, sıradan geometrideki düz bir çizginin tanımı gibidir, ancak en kısadan ziyade en uzundur. Aynı zamanda ikiz 'paradoks' da böyle işliyor elbette.

Schwarzschild

Her şeyden önce, bir Schwarzschild kara deliğine bakalım: dönmeyen bir kara deliğe. Olay ufku olan özel bir yüzeyi vardır. Olay ufkuyla ilgili önemli olan şey, içinden geçen herhangi bir geleceğe yönelik zamana benzer eğri tekilliği karşılayacaktır ve bunu yalnızca sonlu uygun zamandan sonra yapacaktır.. Bunun anlamı, ufku bir kez geçtiniz mi, geri dönüş yolu yoktur ve bir süre sonra (sizin bakış açınıza göre zaman, yani uygun zaman) tekilliğe ulaşacaksınız. (Uyarı: GR'de, gerçek hayatta muhtemelen tekilliğin yerini alan herhangi bir kuantum şeyle karşılaşırsınız). Bu tutar herşey sadece jeodezikler değil, zamana benzer eğriler: İstediğiniz kadar güçlü bir rokete sahip olabilirsiniz ve hiçbir faydası olmaz (gerçi ondan gelen hızlanma sizi öldürür).

Kerr

Tamam, Kerr çözümü daha karmaşıktır: üç ikisi horizon olan özel yüzeyler.

Statik sınır

İlk özel yüzey, 'statik limit' olarak adlandırılan şeydir. Bunun ne olduğunu görmek için GR'de 'çerçeve sürükleme' adı verilen garip bir şey hakkında bilmeniz gerekir. Çerçeve sürükleme, GR'de dönen nesnelerin (gezegenler, yıldızlar, herhangi bir şey gibi) etrafındaki uzay-zamanı 'sürükleme' eğiliminde olduğu ve böylece yanlarındaki nesnelerin büyük dönen şeyle birlikte dönmeyi 'istediği' bir özelliktir.

Eh, bir Kerr BH için, sırayla değil cisimle birlikte dönmek için ışık hızında gitmeniz gerekir. Veya başka bir deyişle, bu bölgedeki tüm zamana benzer eğriler BH'nin etrafına sarılır. Statik limit dahilinde yapamam hareketsiz kalın: BH ile dönmelisiniz.

Ancak statik sınır bir ufuk değildir (kutuplarda dış ufka temas eder): onun içine ve dışına geçebilirsiniz. Statik sınır ile dış ufuk (sonraki) arasındaki bölge, BH'nin 'ergosferi' olarak adlandırılır. (Alternatif olarak, statik sınır ergosfer ve onunla ufuk arasındaki bölge 'ergoregion' olarak adlandırılabilir.)

Dış ufuk

Bir sonraki özel yer dış ufuktur. Bu, genel olarak bildiğimiz şekliyle sadece bir olay ufku: Bir kez onu geçtikten sonra geri dönüş yok. Dış ufku geçen geleceğe yönelik zamana benzer herhangi bir eğri, sonlu uygun zamanda… bir şeyle… buluşacaktır. Dış ufku geçtikten sonra, BH dışındaki herhangi bir gözlemcinin bakış açısından gitmiş olursunuz (ve bence, Schwazschild'de olduğu gibi, sınırsız miktarda zaman alır. onların pratikte bir fark yaratmasa da bunun gerçekleşmesi için uygun zaman).

Dış ufuk, sanırım, her zaman dış ufuk olarak adlandırılır. Uzay-zaman bölgelerini etiketlemek yaygındır:

  • bölge I dış ufkun dışında
  • II. bölge dış ve iç ufuklar arasındadır
  • bölge III iç ufuk içinde

Yani bir kez dış ufkun içine girdiğinizde, II. bölgede seyahat ediyorsunuz ve orada sadece sınırlı bir zaman geçiriyorsunuz. Ondan sonra karşınıza çıkan 'şey' bu sefer tekillik değil, o...

Iç ufuk

İç ufuk, bir bakıma, Kerr çözümü için Schwarzschild tekilliğine en yakın şeydir: dış ufku geçtikten sonra sonlu uygun zamanda ulaşacağınız yerdir. Ama bu tekilliğe pek benzemiyor çünkü bu bir tekillik değil: sadece içinden geçtiğin başka bir tek yönlü kapı.

İç ufuk bir 'Cauchy ufku'dur (aşağıya bakınız).

İç ufkun içine girdikten sonra III. bölgedesiniz. Ve eskisi gibi geri dönüş yok. Ama III. bölge gerçekten çok garip. Ciddiye alırsanız, son derece garip iki özelliği vardır:

  • geleceğe yönelik zamana benzer eğrilerin tümü tekilliği etkilemez (sanırım belki de neredeyse hiçbiri yapmaz);
  • var kapalı bu bölgedeki geleceğe yönelik zamana benzer eğriler.

Bunların her ikisi de çok garip durumlara yol açar: kapalı bir zamansal eğri (CTC) bir zaman makinesidir: kendi geçmişinize doğru ilerleyebileceğiniz bir dünya çizgisidir. Bu biraz garip. Neyse ki bu CTC'lerin hepsi bir değil iki ufukta.

Dışında: Tekilliği özleyen dünya çizgilerine ne olur? Pekala, bunu ciddiye alırsanız, Kerr çözümünün uzay-zamanını 'uzatmak' denen şeyi yapmanız gerekir ve bunu yaptığınızda, bu şeyler için iki olası kaderiniz olur:

  • halka şeklindeki tekillikten geçebilirler ve hiç anlamadığım çok garip, asimptotik olarak düz bir uzay-zamana girebilirler;
  • tekilliği tamamen gözden kaçırabilirler ve sonra bir ufuktan geçerek, bölge II'nin yeni bir kopyasına geçerler ve oradan kaçınılmaz olarak, başka bir ufuk olsa da, bölge I'in yeni bir kopyasına geçerler;

Ve şimdi, I. bölgenin bu yeni kopyasında Kerr çözümünün başka bir kopyası var (ya da aslında yine aynı çözüm) ve başka bir ufuktan geçerek II. bölgenin başka bir kopyasına ve oradan başka bir bölgeye geçebilirler. III ve benzeri. Bu şeylerin her iki yönde de sonsuz bir zinciri vardır.

Kerr'in bir Penrose diyagramı

Bunu görmenin bir yolu, kompakt hale getirmek için uyumlu olarak dönüştürülmüş uzay-zamanın bir resmi olan bir Penrose diyagramı kullanmaktır. Bunun anlamı iki şeydir: a konformal dönüşüm uzunlukları değiştirebilen ancak açıları değiştirmeyen ve uzay-zamanı kompakt yapmak sonsuzdaki noktaların sonlu bir mesafeye getirildiği anlamına gelir, böylece sonlu bir kağıt parçası üzerinde tam, sonsuz bir uzay-zaman resmine sahip olabilirsiniz (pekala, tamam, her zamanki gibi iki uzay boyutunu bastırmanız gerekir).

İşte Kerr çözümünün çizdiğim bir diyagramı (bundaki herhangi bir hata benimdir). Bu sadece iki kopyasını içerir: Bunların sonsuz bir zinciri olduğunu hatırlamanız gerekir. Zaman yukarı doğru gidiyor.

Yani, işte bu şemada neler oluyor.

  • Altta, iki dış köşegen kenarın geçmiş ve gelecek sıfır sonsuz olduğu bölge I vardır, $matematik{I}^-$ ve $matematik{I}^+$ sırasıyla (işaretlenmemiş).
  • Dış ufuk, I ve II arasındaki çizgidir.
  • İç ufuk, II ve III arasındaki çizgidir ve II'ye girdikten sonra buna çarpacağınızı görebilirsiniz.
  • Tekillik noktalı çizgidir. Eğer içinden geçerseniz, solundaki veya sağındaki işaretsiz bölgeye ulaşırsınız ve bu benim hiç anlamadığım kısım.
  • Aksi takdirde (neredeyse her zaman yaptığınız) kaçırırsanız, başka bir ufuktan geçerek yeni bir II bölgesine geçersiniz.
  • Ve bundan, başka bir ufuktan geçerek, kendine ait bir alanı olan yeni bir I bölgesine geçersiniz. $matematik{I}^-$ ve $matematik{I}^+$, ayrıca işaretlenmemiş.
  • Ve bu sizin için yeterli değilse, o zaman başka bir II'ye seyahat edebilir ve her şeyi yeniden yapabilirsiniz. Şahsen bu noktada yeterince yaşadığıma karar veriyorum ve hayatımı yeni I bölgesinde yaşamak için yola çıkıyorum.

Yukarıda söylediğim gibi, ben düşünmek bu (şimdi daha fazlası) doğrudur, ancak herhangi biri (hala) olmayabilir. Bölge I'deki statik sınırın burada hiç gösterilmediğine de dikkat edin: sadece ufuklara sahiptir.

Muhtemelen oyuncak

Ama bence bunun oldukça açık bir şekilde teorik bir oyuncak olduğu genel olarak kabul ediliyor, çünkü bu sadece bir çözüm için işe yarıyor. dır-dir a Kerr BH: İnsanların 'ebedi kara delik' dediği şey. Gerçek fiziksel BH'ler böyle değildir, çünkü çöken nesnelerden kaynaklanırlar: hiçbir BH, evrenin yaşından daha yaşlı olamaz. Bu nedenle inanıyorum ki iç yapısı gerçek BH'ler muhtemelen hiç böyle değil.

Yukarıda özellikle iç ufkun bir Cauchy ufuk. Bir Cauchy horizonu, uzay-zamanı kapalı alanların olduğu bölgelere gevşek bir şekilde bölen bir şeydir. uzay benzeri eğriler (bunlarda sorun yok!) ve kapalı zamana benzer eğriler (bunlarla ilgili büyük sorun!) ve hoş bölgeden (sadece kapalı uzay benzeri eğrileri olan) kötü bölgeyi (CTC'leri olan) 'sansürlemeye' hizmet eder. Ancak, Cauchy horizonlarının iki talihsiz özelliği olduğunu düşünüyorum:

  • makul varsayımlar altında kararlı değillerdir, bu nedenle küçük bozulmalar onları başka bir şeye dönüştürür (ne olduğundan emin değil) ve bu da onları fiziksel olmaktan çıkarır;
  • birini geçersen bir deneyim yaşarsın sonsuz Bu sadece sonsuz BH'ler için gerçekleşebileceğinden açıkça fiziksel olmayan enerji akışı.

Bunların her ikisi de, özellikle stabilite eksikliği, gerçek eğirme BH'lerinin iç yapısının Kerr olma ihtimalini düşük gösteriyor. En azından bu, çöküşten kaynaklanan BH'ler için doğru gibi görünebilir, ki bu muhtemelen tüm BH'lerdir, çünkü mevcut olan iç yapı ne olursa olsun, harici bir gözlemcinin bakış açısından henüz mevcut değildir.

Ancak bunların hepsi benim yetkinliğimin çok ötesinde ve bu alandaki mevcut durumun ne olduğundan emin değilim.

Referanslar

  • Eskiden kullanılan Kerr çözümüyle ilgili bazı ders notlarıhttps://www.roma1.infn.it/teongrav/leonardo/bh/bhcap3.pdfama artık yoklar. Sanırım bunlar, Leonardo Gaultieri'nin ana sayfasından bulduğum bu kitaptan bir bölüm olabilir: Kitabı okumadım ama notlar çok güzel görünüyordu.
  • Bir Reissner-Nordstrom Kara Deliğinin Cauchy Ufkunu Geçiş Üzerine, S. Chandrasekhar ve J. B. Hartle, Londra Kraliyet Cemiyeti Bildirileri. Seri A, Matematik ve Fizik Bilimleri 384, no. 1787 (1982) - Sanırım Cauchy ufuklarını anlamak için okumak isteyeceğin şey bu ve bir zamanlar okumuş olabilirim, ama bir ödeme duvarının arkasında, bu yüzden şimdi kontrol edemiyorum. Chandrasekhar kesinlikle bu tür şeyler üzerinde pek çok ilginç çalışma yaptı.
  • Kerr çözümündeki Wikipedia sayfası muhtemelen makul.
  • Penrose diyagramlarındaki Wikipedia sayfası da aynı şekilde.

Keşke daha iyi referanslarım olsaydı, üzgünüm.


Bir Kara Deliğin Merkezinde Ne Olur? (Astronomi)

merkezindeki tekillik Kara delik nihai hiç kimsenin olmadığı bir yer: maddenin sonsuz küçücük bir noktaya sıkıştırıldığı ve tüm zaman ve uzay kavramlarının tamamen yıkıldığı bir yer. Ve gerçekten yok. Tekilliğin yerini bir şeyin alması gerekiyor, ama ne olduğundan tam olarak emin değiliz.

Bazı olasılıkları keşfedelim.


Dönen kara delikler, hiperuzay yolculuğu için nazik portallar olarak hizmet edebilir

Başka bir boyuta seyahat etmek ister misiniz? Kara deliğinizi akıllıca seçseniz iyi olur. Kredi: Vadim Sadovski/Shutterstock.com

En sevilen bilim kurgu senaryolarından biri, bir kara deliği başka bir boyuta, zamana veya evrene portal olarak kullanmaktır. Bu fantezi gerçeğe daha önce hayal edilenden daha yakın olabilir.

Kara delikler belki de evrendeki en gizemli nesnelerdir. Bunlar, ölmekte olan bir yıldızı sınırsız bir şekilde ezerek yerçekiminin sonucudur ve gerçek bir tekilliğin oluşumuna yol açar - bu, tüm bir yıldızın tek bir noktaya sıkıştırılması ve sonsuz yoğunluğa sahip bir nesne oluşmasıyla olur. Bu yoğun ve sıcak tekillik, uzay-zamanın dokusunda bir delik açarak, muhtemelen hiperuzay yolculuğu için bir fırsat yaratıyor. Yani, kısa bir süre içinde kozmik ölçekli mesafeler üzerinde seyahate izin veren uzay-zamanda kısa bir yol.

Araştırmacılar daha önce bir kara deliği bu tür bir portal olarak kullanmaya çalışan herhangi bir uzay aracının doğayı en kötü şekilde hesaba katması gerektiğini düşünüyorlardı. Sıcak ve yoğun tekillik, uzay aracının tamamen buharlaşmadan önce giderek daha rahatsız edici bir gelgit gerilmesi ve sıkışması dizisine dayanmasına neden olacaktır.

Bir kara delikten uçmak

Massachusetts Dartmouth Üniversitesi'ndeki ekibim ve Georgia Gwinnett Koleji'ndeki bir meslektaşım, tüm kara deliklerin eşit yaratılmadığını gösterdi. Kendi galaksimizin merkezinde bulunan Sagittarius A* gibi kara delik büyükse ve dönüyorsa, o zaman bir uzay aracının görünümü çarpıcı biçimde değişir. Çünkü bir uzay aracının uğraşmak zorunda kalacağı tekillik çok yumuşaktır ve çok huzurlu bir geçişe izin verebilir.

'Yıldızlararası' filminde Gargantua kara deliğinin yörüngesinde dönen kurgusal Miller'ın gezegeni. Kredi: interstellarfilm.wikia.com

Bunun mümkün olmasının nedeni, dönen bir kara deliğin içindeki ilgili tekilliğin teknik olarak "zayıf" olması ve dolayısıyla onunla etkileşime giren nesnelere zarar vermemesidir. İlk başta, bu gerçek karşı sezgisel görünebilir. Ancak bunu, kişinin parmağını bir mumun yaklaşık 2000 derecelik alevinden yanmadan hızlıca geçirmesine benzer bir deneyim olarak düşünebiliriz.

Meslektaşım Lior Burko ve ben yirmi yılı aşkın süredir kara deliklerin fiziğini araştırıyoruz. 2016 yılında doktoram Christopher Nolan'ın gişe rekorları kıran filmi "Interstellar"dan esinlenen öğrenci Caroline Mallary, Cooper'ın (Matthew McConaughey'nin karakteri) Gargantua'nın derinliklerine düşmesinden sağ çıkıp çıkamayacağını test etmek için yola çıktı. güneşimizin. "Yıldızlararası", Nobel ödüllü astrofizikçi Kip Thorne tarafından yazılan bir kitaba dayanıyordu ve Gargantua'nın fiziksel özellikleri bu Hollywood filminin konusunun merkezinde yer alıyor.

Fizikçi Amos Ori'nin yirmi yıl önce yaptığı ve güçlü hesaplama becerileriyle donanmış çalışmasını temel alan Mallary, bir uzay aracı veya herhangi bir büyük nesne üzerindeki temel fiziksel etkilerin çoğunu büyük, dönen bir siyaha düşen bir bilgisayar modeli yaptı. Yay A* gibi delik.

Engebeli bir yolculuk bile değil mi?

Keşfettiği şey, her koşulda dönen bir kara deliğe düşen bir nesnenin, deliğin sözde iç ufuk tekilliğinden geçerken sonsuz büyük etkiler yaşamayacağıydı. Bu, dönen bir kara deliğe giren bir cismin etrafında manevra yapamadığı veya kaçınamadığı tekilliktir. Sadece bu değil, doğru koşullar altında, bu etkiler ihmal edilebilecek kadar küçük olabilir ve tekillikten oldukça rahat bir geçişe izin verebilir. Aslında, düşen nesne üzerinde hiçbir fark edilebilir etki olmayabilir. Bu, büyük, dönen kara deliklerin hiperuzay yolculuğu için portallar olarak kullanılmasının fizibilitesini arttırır.

Bu grafik, dönen bir kara deliğe düşerken uzay aracının çelik çerçevesi üzerindeki fiziksel gerilimi gösteriyor. Ek, çok geç zamanlar için ayrıntılı bir yakınlaştırmayı gösterir. Unutulmaması gereken önemli nokta, gerilmenin kara deliğe yakın dramatik bir şekilde artması, ancak süresiz olarak büyümemesidir. Bu nedenle, uzay aracı ve sakinleri yolculukta hayatta kalabilirler. Kredi bilgileri: Khanna/UMassD

Mallary ayrıca daha önce tam olarak takdir edilmeyen bir özelliği de keşfetti: dönen bir kara delik bağlamında tekilliğin etkilerinin uzay aracı üzerinde hızla artan germe ve sıkıştırma döngüleriyle sonuçlanacağı gerçeği. Ancak Gargantua gibi çok büyük kara delikler için bu etkinin gücü çok küçük olacaktır. Böylece uzay aracı ve gemideki herhangi bir kişi onu tespit edemezdi.

Buradaki can alıcı nokta, bu etkilerin aslında sınırsız bir şekilde artmadığı, karadeliğe yaklaştıkça uzay aracı üzerindeki gerilimlerin süresiz olarak artma eğiliminde olmasına rağmen sonlu kaldığıdır.

Mallary'nin modeli bağlamında birkaç önemli basitleştirici varsayım ve sonuçta ortaya çıkan uyarılar vardır. Ana varsayım, söz konusu kara deliğin tamamen izole olduğu ve dolayısıyla çevresindeki başka bir yıldız gibi bir kaynaktan veya hatta herhangi bir düşen radyasyondan kaynaklanan sürekli bozulmalara maruz kalmamasıdır. Bu varsayım önemli basitleştirmelere izin verirken, kara deliklerin çoğunun kozmik malzemelerle (toz, gaz, radyasyon) çevrili olduğunu belirtmekte fayda var.

Bu nedenle, Mallary'nin çalışmasının doğal bir uzantısı, daha gerçekçi bir astrofizik kara delik bağlamında benzer bir çalışma yapmak olacaktır.

Mallary'nin bir kara deliğin bir nesne üzerindeki etkilerini incelemek için bir bilgisayar simülasyonu kullanma yaklaşımı, kara delik fiziği alanında çok yaygındır. Söylemeye gerek yok, henüz karadeliklerin içinde veya yakınında gerçek deneyler yapma yeteneğine sahip değiliz, bu nedenle bilim adamları, tahminler ve yeni keşifler yaparak bir anlayış geliştirmek için teori ve simülasyonlara başvuruyorlar.

Bu makale, Creative Commons lisansı altında The Conversation'dan yeniden yayınlanmıştır. Orijinal makaleyi okuyun.


Dönen kara delikler, harici ve statik bir yerçekimi alanı altında deforme olabilir

Bu görüntü, dönüşü S ve kütlesi M olan ve harici bir gelgit alanı $mathcal tarafından deforme edilen dönen bir kara deliği göstermektedir._$. Kredi: Le Tiec & Casals.

Fizik topluluğu arasında açık bir soru, kara deliklerin harici bir yerçekimi alanı tarafından gelgit olarak deforme edilip edilemeyeceğidir. Bunun doğru olduğu doğrulanırsa, temel fizik, astrofizik ve yerçekimi dalgası astronomisi dahil olmak üzere fiziğin birçok alanı için önemli çıkarımları olabilir.

Observatoire de Paris-CNRS ve Centro Brasileiro de Pesquisas Fisicas'taki (CBPF) araştırmacılar, yakın zamanda, bir dış, statik yerçekimi alanı altında kara deliklerin gelgit deformasyonunu araştıran bir çalışma gerçekleştirdiler. Yayınladıkları makale, Fiziksel İnceleme Mektupları, böyle bir alan altında dönen karadeliklerin genellikle deforme olabileceğini öne sürüyor.

Araştırmayı yürüten araştırmacılardan biri olan Marc Casals, Phys.org'a verdiği demeçte, "Bu çalışma fikri kısmen 2019'daki Uluslararası Genel Görelilik ve Yerçekimi Konferansı (GR22) sırasında yapılan birkaç konuşmadan ortaya çıktı." "Bu konuşmalar sırasında konuşmacılar, nötron yıldızlarının harici bir yerçekimi gelgit alanı nedeniyle deforme olabilirliğini tartıştılar. Ayrıca, nötron yıldızlarının aksine, dönmeyen kara deliklerin (statik) gelgit deformasyonunun, birkaç kişi tarafından gösterildiği gibi sıfır olduğundan bahsettiler. Bu sonuç, dönen kara deliklerin (statik) gelgit deformasyonunun da sıfır olup olmadığı sorusunu hemen akla getirdi."

Statik bir yerçekimi alanı altında dönen kara deliklerin deforme olabilirliği, Roma Sapienza Üniversitesi'ndeki bir araştırmacı ekibi tarafından zaten araştırılmıştı. 2015 yılında yayınlanan bir makalede, bu araştırmacılar, statik gelgit alanı bir kara deliğin dönme eksenine göre simetrik olduğunda, kara deliğin deforme olabilirliğinin sıfır olduğunu gösterdi.

Casals ve meslektaşı Alexandre Le Tiec, çalışmalarında, kendilerine uygulanan gelgit alanı keyfi olduğunda (yani, eksen simetrik olması gerekmez) dönen karadeliklerin deforme olabilirliğini araştırmak istediler. Bu, özellikle önemli bir sorudur, çünkü tüm astrofiziksel kara deliklerin döndüğüne inanıldığından, herhangi bir dış gelgit alanı tipik olarak eksen-simetrik olmayacaktır.

Casals, "Geçmiş makaleler bize hangi yöntemlerin kullanılacağına dair bazı ipuçları verdi" dedi. "Bunlardan biri belirli bir matematiksel teknikti: Sözde çok kutuplu indeksin geçici olarak gerçek sayıları almasına izin vermek, oysa fiziksel değerlerinin tamamen tamsayılar olması gerekiyordu (örn., 2, 3, 4, .)."

Casals ve Le Tiec tarafından kullanılan matematiksel teknik, bir kara deliğin gelgit deformasyonunu, buna neden olan dış gelgit alanından ayırmak ve daha sonra çok kutuplu indeksi fiziksel bir tam sayı olarak ayarlamak için kullanılabilir. Bununla birlikte, avantajlarına rağmen, bu tekniğin, yerçekimi alanının kendisi tarafından karşılanan denklemler üzerinde doğrudan kullanılması muhtemelen zordur.

"Bunun yerine, onu ilk olarak, yerçekimi alanının türevlerini içeren (esas olarak uzay-zamanın eğriliğini ölçer) başka bir niceliğe uyguladık ve daha da önemlisi, S. Teukolsky'nin geçmiş bir makalesinde türetilen daha basit bir denklemi sağladı," Casals dedim. "Bu miktardan sonra yerçekimi alanını elde edebiliriz."

Bir yerçekimi alanının ölçümü, 'gözlemcisinin' kim olduğuna veya matematiksel terimlerle koordinat sistemine bağlıdır. Bu nedenle, son bir adım olarak, Casals ve Le Tiec, dönen kara deliklerin gelgit deformasyonunu gerçekten anlamlı bir şekilde tanımlayabilmeleri için gözlemciden (veya koordinatlardan) bağımsız nicelikler oluşturdular.

Casals, "Bu gözlemciden bağımsız nicelikler, sözde Geroch-Hansen çok kutuplu anlarıdır ve adlarını, onları ortaya atan yazarların (yani, 1970'de R.P. Geroch ve 1974'te R.O. Hansen) almıştır."

Genel olarak, bu araştırma ekibi tarafından yürütülen hesaplamalar, dönen kara deliklerin genel olarak bir dış ve statik yerçekimi alanı altında deforme olduğunu gösteriyor. Bu sonuç, dönmeyen kara delikler veya eksen simetrik bir gelgit alanına sahip dönen kara deliklerle ilgili geçmiş çalışma bulgularıyla tam bir tezat oluşturuyor.

Casals, "Bu deformasyonu, çok kutuplu indeksi 2'ye eşit olan zayıf bir gelgit alanı ve küçük kara delik dönüşü için açıkça hesapladık." Dedi. "Ayrıca, bu gelgit deformasyonunu, gelgit alanı nedeniyle kara deliğin açısal momentumundaki bir değişiklik olan gelgit torkunun önceden bilinen etkisine bağladık."

Casals ve Le Tiec tarafından toplanan bulgular, statik bir gelgit alanı altında dönen karadeliklerin deforme olabilirliğini araştıran daha fazla çalışmanın önünü açabilir. Araştırmacılar makalelerinde, 2034 yılı için planlanan Lazer İnterferometre Uzay Anteni (LISA) görevi tarafından tespit edilmesi beklenen yerçekimi dalgaları içinde böyle bir gelgit deformasyonunun gözlemlenebileceği ihtimali üzerinde de spekülasyon yapıyorlar.

Alexandre Le Tiec Phys.org'a verdiği demeçte, "Araştırmamız doğal olarak birkaç yöne genişletilebilir." "Örneğin, dönen kara deliklerin gelgit deformasyonunu araştırabiliriz: (i) 2'den yüksek çok kutuplu indeks için (ii) büyük karadelik dönüşü için veya (iii) güçlü bir gelgit alanı için. Bunu keşfetmek de ilginç olurdu. Gelgit deforme olabilirliği, gelgit ısınması ve karadeliklerin olay ufkunun sıfır olmayan viskozitesi arasındaki kesin bağlantı, sözde membran paradigması içinde."

Nötron yıldızlarının göreli gelgit özellikleri. Fiziksel İnceleme D(2009). DOI: 10.1103/PhysRevD.80.084035.

Dönen bir kompakt nesnenin gelgit deformasyonları. Fiziksel İnceleme D(2015). DOI: 10.1103/PhysRevD.92.024010.

Dönen bir kara deliğin pertürbasyonları. I. Yerçekimi, elektromanyetik ve nötrino-alan pertürbasyonları için temel denklemler. Astrofizik Dergisi(1973). DOI: 10.1086/152444.

Bir kara delik tarafından kütle ve açısal momentumun soğurulması: yerçekimi düzensizlikleri için zaman alan formalizmleri ve küçük delik veya yavaş hareket yaklaşımı. Fiziksel İnceleme D(2004). DOI: 10.1103/PhysRevD.70.084044.


Ergosfer

Ergosfer bir foton küresi olmadığı gibi bir olay ufku da değildir. Dönen kara delikler için çok özel bir şey. İlk olarak, neye benziyor? Kara delikten dalgalanan katı bir elipsoiddir (3B elips). dış olay ufkunun üstünde. Kara delik ne kadar hızlı dönerse o kadar fazla dalgalanır. Bu alışılmadık bir durum çünkü bahsettiğim ilk şey sadece bir yarıçap değil, aslında bir bölge. Foton küreleri ve olay ufukları, sonuçta ergosfer değil, sadece mesafelerdir. Bu arada, ergosferin en fazla kabarabileceği nokta, yarıçapının (dönme ekseni boyunca) 1/2 R olduğu zamandır.s.

Ergosferin dış sınırı, dönen kara deliğin statik sınırıdır. Bu da ne? Işık hızında gitseniz bile artık hareketsiz kalamayacağınız yer orası. Statik kara delikler için statik sınır olay ufkudur, çünkü bunu geçtikten sonra ışık hızında gitseniz bile tekilliğe doğru çekilirsiniz. Dönen bir kara delik, statik sınırının dış olay ufkunun üzerinde olması bakımından diğer ikisinden (bir kez daha!) farklıdır.

Bunların hepsi çok güzel, ama bu ne anlama geliyor?! Bu, bir kez ergosfere geçtiğinizde, hareketsiz kalmanın imkansız olduğu anlamına gelir. Işık ışınları bile dönüş yönünde sürüklenir. Ancak, diğer iki kara deliğin-buraya-her-ümidi-buraya-giren- statik sınır/olay ufkunun aksine, bu bölgeye istediğiniz zaman girip çıkabilirsiniz. Kötü yan etkiler olmadan ergosferin içine ve dışına neşeyle dokunabilirsiniz. Gerçekten ziyaret edip ayrılabileceğimiz, kara deliğin ilginç uzay-zaman yeri.


Dönen bir kara deliğin İç Ufku nedir? - Astronomi

Vay. Bu soru benim açımdan biraz araştırma aldı. Görünüşe göre birçok farklı referans farklı cevaplar veriyor. İşte bazı şeyleri netleştirmeye yardımcı olabilecek bazı bilgiler:

Nitekim doğru yoldasınız. Dönen bir kütlenin düzleşmesine neden olan açısal momentumun korunumu. Baktığım çeşitli makaleler arasındaki kafa karışıklığı, kara deliğin hangi bileşeninin küresel olmayan veya elips şeklinde olduğuyla ilgili. Biraz daha fazla arka plan sağlamak için, dönen kara delikler (veya Kerr kara deliği), dönmeyen kara deliklerden biraz daha karmaşıktır. İki olay ufku vardır --- hem iç hem de dış. Dönmeyen bir kara deliğin noktasal tekilliğinin aksine halka şeklinde bir tekillikleri vardır. Son olarak, ergosfer adı verilen dış olay ufkunun dışında bir bölgeye sahiptirler.

Tamam, tüm bu gizemli parçalar-parçalar nelerdir? Olay ufukları, dönmeyen kara delik için olanla aynı tanıma sahiptir. Bunlar, uzak bir gözlemciye zamanın durmuş gibi göründüğü sınırlardır. Dönmeyen bir kara delik gibi olsa da, bir olay ufkunu geçtiğinizde kaçış umudu yoktur. Görünüşe göre, bir ufuk uzayı ve zamanı bir yöne çevirirken diğeri onu geri çevirir. Bana sorarsan saçma sapan şeyler. Ergosfer, hareketsiz kalmanın imkansız olduğu bir bölgedir. Başka bir deyişle, ışık ışınları bile ergosfere girdiklerinde kara deliğin etrafında dönmeye zorlanır. Olay ufkunun aksine, kişi istediği zaman ergosfere girip çıkabilir.

Şimdi sorunuza dönelim. Bulduğum bir şemaya göre, bu bileşenlerin tümü elips şeklindedir. Başka bir diyagramda, iç olay ufku küreseldir. Benim tahminim, tüm bileşenlerin muhtemelen elipsoidal olduğudur. Vay canına. Bahse girerim bu cevaplardan daha fazla soru ortaya çıkarır ama işte orada.

Bir şema ve biraz daha açıklama için Jillian'ın Kara Delikler Rehberi'ne bakın.

Fikrimi genişlettiğin için teşekkürler.
- Angelle Tanner

[Ayrıca şunu da belirtmekte fayda var, "döner" dediğimizde aslında kara deliğin açısal momentumu olduğunu kastediyoruz. Açısal momentum, bir nesnenin dönüşünü tanımlayan bir miktardır, ancak bundan daha geneldir. Örneğin, elektronların açısal momentumları vardır. Bununla birlikte, elektronlar, uzaysal kapsamı olmayan nokta parçacıklar gibi görünmektedir. Bu nedenle, "döner" oldukları söylenemez. Dönen bir kara delik hakkında düşünmenin daha genel bir yolu, deliğin kendisini değil, etrafındaki uzay-zaman üzerindeki etkilerini düşünmektir. Einstein's general theory of relativity predicts that any object with angular momentum---the Earth, the Sun, a black hole---distorts the spacetime around it. Indeed, Gravity Probe B is an experiment designed to test this prediction using a spacecraft in Earth orbit. The idea is to see if the Earth's angular momentum distorts spacetime around the Earth. In the neighborhood of a Kerr black hole, these distortions would be even more severe. One may also want to check out The Hitch-Hiker's Guide to Black Holes for more information on Kerr black holes. Moderator]


What is the Inner Horizon of a rotating black hole? - Astronomi


A visualization from a supercomputer simulation

shows how positrons behave near the event horizon

of a rotating black hole.
(Image: Kyle Parfrey et al./Berkeley Lab)


On Wednesday (April 10), the international Event Horizon Telescope project will release the first results from its plan to image black holes.

'event horizon of a black hole' is linked to the object's escape velocity - the speed that one would need to exceed to escape the black hole's gravitational pull.

The closer someone came to a black hole, the greater the speed they would need to escape that massive gravity.

The event horizon is the threshold around the black hole where the escape velocity surpasses the speed of light.

According to Einstein's theory of special relativity, nothing can travel faster through space than the speed of light. This means a black hole's event horizon is essentially the point from which nothing can return.

The name refers to the impossibility of witnessing any event taking place inside that border, the horizon beyond which one cannot see.

"The event horizon is the ultimate prison wall - one can get in but never get out," Avi Loeb, chair of astronomy at Harvard University, told Space.com.

When an item gets near an event horizon, a witness would see the item's image redden and dim as gravity distorted light coming from that item.

At the event horizon, this image would effectively fade to invisibility.

Within the event horizon, one would find the black hole's singularity, where previous research suggests all of the object's mass has collapsed to an infinitely dense extent.

This means the fabric of space and time around the singularity has also curved to an infinite degree, so the laws of physics as we currently know them break down.

"The event horizon protects us from the unknown physics near a singularity," Loeb said.

The size of an event horizon depends on the black hole's mass:

  • if Earth were compressed until it became a black hole, it would have a diameter of about 0.69 inches (17.4 millimeters), a little smaller than a dime

  • if the sun were converted to a black hole, it would be about 3.62 miles (5.84 kilometers) wide, about the size of a village or town

The supermassive black holes that the Event Horizon Telescope is observing are far larger:

  • Sagittarius A* , at the center of the Milky Way, is about 4.3 million times the mass of our sun and has a diameter of about 7.9 million miles (12.7 million km)

  • M87* at the heart of the Virgo A galaxy is about 6 billion solar masses and 11 billion miles (17.7 billion km) wide.

The strength of a black hole's gravitational pull depends on the distance from it - the closer you are, the more powerful the tug.

But the effects of this gravity on a visitor would differ depending on the black hole's mass. If you fell toward a relatively small black hole a few times the mass of the sun, for example, you would get pulled apart and stretched out in a process known as spaghettification, dying well before you reached the event horizon.

However, if you were to fall toward a supermassive black hole millions to billions of times the mass of the sun,

"you wouldn't feel such forces to a significant degree," Loeb said.

You would not die nın-nin spaghettification before you crossed the event horizon (although numerous other hazards around such a black hole might kill you before you reached that point).

Black holes likely spin because the stars they generally originate from also spun and because the matter they swallow whirled in spirals before it fell in.

Recent findings suggest that black holes can rotate at speeds greater than 90 percent that of light, Loeb said.


Previously, the most basic model of black holes assumed they did not spin, and so their singularities were assumed to be points. But because black holes generally rotate, current models suggest their singularities are infinitely thin rings.

This leads the event horizons of rotating black holes, also known as Kerr black holes , to appear oblong - squashed at the poles and bulging at their equators.

A rotating black hole's event horizon separates into an outer horizon and an inner horizon.

  • The outer event horizon of such an object acts like a point of no return, just like the event horizon of a non-rotating black hole.

  • The inner event horizon of a rotating black hole, also known as the Cauchy horizon , is stranger. Past that threshold, cause no longer necessarily precedes effect, the past no longer necessarily determines the future, and time travel may be possible.

(In a non-rotating black hole, also known as a Schwarzschild black hole , the inner and outer horizons coincide.)

A spinning black hole also forces the fabric of space-time around it to rotate with it, a phenomenon known as frame dragging or the Lense-Thirring effect.

Frame dragging is also seen around other massive bodies, including Earth.

Frame dragging creates a cosmic whirlpool known as the ergosphere , which occurs outside a rotating black hole's outer event horizon. Any object within the ergosphere is forced to move in the same direction in which the black hole is spinning.

Matter falling into the ergosphere can get enough speed to escape the black hole's gravitational pull, taking some of the black hole's energy with it. In this manner, black holes can have powerful effects on their surroundings.

Rotation can also make black holes more effective at converting any matter that falls into them into energy.

A non-rotating black hole would convert about 5.7 percent of an in-falling object's mass into energy, following Einstein's famous equation,

In contrast, a rotating black hole could convert up to 42 percent of an object's mass into energy, scientists have determined

"This has important implications for the environments around black holes," Loeb said.

"The amount of energy from the supermassive black holes at the centers of virtually all large galaxies can significantly influence the evolution of those galaxies."

Recent work has greatly upset the conventional view of black holes.

In 2012, physicists suggested that anything falling toward a black hole might encounter "firewalls" at or in the vicinity of the event horizon that would incinerate any matter falling in.

This is because when particles collide, they can become invisibly connected through a link called entanglement, and black holes could break such links, releasing incredible amounts of energy.

However, other research seeking to unite general relativity, which can explain the nature of gravity, with quantum mechanics, which can describe the behavior of all known particles, suggests that firewalls may not exist - because event horizons themselves may not exist.

Some physicists suggest that instead of abysses from which nothing can return, what we currently think of as black holes may actually be a range of black-hole-like objects that lack event horizons, such as so-called fuzzballs , Loeb said.

By imaging the edges of black holes, the Event Horizon Telescope can help scientists analyze the shapes and behaviors of event horizons.

"We can use these images to constrain any theory on the structure of black holes," Loeb said.

"Indeed, the fuzzball speculation - where the event horizon is not a sharp boundary, but is rather fuzzy - could be tested with images from the Event Horizon Telescope."


Event Horizon and Accretion Disk

A black hole’s mass is concentrated at a single point deep in its heart, and clearly cannot be seen. The “hole” that can, in principle, be seen (although no-one has ever actually seen a black hole directly) is the region of space around the singularity where gravity is so strong that nothing, not even light, the fastest thing in the universe, can escape, and where the time dilation becomes almost infinite.

A black hole is therefore bounded by a well-defined surface or edge known as the “event horizon”, within which nothing can be seen and nothing can escape, because the necessary escape velocity would equal or exceed the speed of light (a physical impossibility). The event horizon acts like a kind of one-way membrane, similar to the "point-of-no-return" a boat experiences when approaching a whirlpool and reaching the point where it is no longer possible to navigate against the flow. Or, to look at it in a different way, within the event horizon, space itself is falling into the black hole at a notional speed greater than the speed of light.


(Click for a larger version)
Event horizon, accretion disk and gamma ray jets of a black hole
(Source: Internet Encyclopedia of Science: http://www.daviddarling.info/
encyclopedia/E/event_horizon.html - Credit & ©: Astronomy / Roen Kelly)

The event horizon of a black hole from an exploding star with a mass of several times that of our own Sun, would be perhaps a few kilometers across. However, it could then grow over time as it swallowed dust, planets, stars, even other black holes. The black hole at the center of the Milky Way, for example, is estimated to have a mass equal to about 2,500,000 suns and have an event horizon many millions of kilometers across.

Material, such as gas, dust and other stellar debris that has come close to a black hole but not quite fallen into it, forms a flattened band of spinning matter around the event horizon called the accretion disk (or disc). Although no-one has ever actually seen a black hole or even its event horizon, this accretion disk can be seen, because the spinning particles are accelerated to tremendous speeds by the huge gravity of the black hole, releasing heat and powerful x-rays and gamma rays out into the universe as they smash into each other.

These accretion disks are also known as quasars (quasi-stellar radio sources). Quasars are the oldest known bodies in the universe and (with the exception of gamma ray bursts) the most distant objects we can actually see, as well as being the brightest and most massive, outshining trillions of stars. A quasar is, then, a bright halo of matter surrounding, and being drawn into, a rotating black hole, effectively feeding it with matter. A quasar dims into a normal black hole when there is no matter around it left to eat.

A non-rotating black hole would be precisely spherical. However, a rotating black hole (created from the collapse of a rotating star) bulges out at its equator due to centripetal force. A rotating black hole is also surrounded by a region of space-time in which it is impossible to stand still, called the ergosphere. This is due to a process known as frame-dragging, whereby any rotating mass will tend to slightly "drag" along the space-time immediately surrounding it. In fact, space-time in the ergosphere is technically dragged around faster than the speed of light (relative, that is, to other regions of space-time surrounding it). It may be possible for objects in the ergosphere to escape from orbit around the black hole but, once within the ergosphere, they cannot remain stationary.

Also due to the extreme gravity around a black hole, an object in its gravitational field experiences a slowing down of time, known as gravitational time dilation, relative to observers outside the field. From the viewpoint of a distant observer an object falling into a black hole appears to slow down and fade, approaching but never quite reaching the event horizon. Finally, at a point just before it reaches the event horizon, it becomes so dim that it can no longer be seen (all due to the time dilation effect).


Spin angular momentum of black hole

As no-one has answered this question, I'll give it a go.

As you've realised, establishing angular momentum for a black hole is quite tricky. One way is to take a look at the proximity of the inner edge of the accretion disk (sometimes referred to as the marginally stable orbit) with the event horizon. For a static black hole, the MS orbit is quantified as 6Gm/c^2 (while the event horizon is 2Gm/c^2). For a rotating black hole the equation for the MS orbit is more complex but based on the spin parameter (a unitless quantity between 0 and 1, 0 being a static black hole and 1 being an extreme Kerr black hole), 0 would put the MS orbit at 6Gm/c^2 and 1 would put it at the event horizon. The mass of a black hole is relatively easy to establish, so if we have established the mass and we look at the proximity of the marginally stable orbit to the event horizon, based on where it should be if the black hole was static, we can make a reasonably accurate guess at the spin parameter (sometimes expressed as bir, sometimes as j), if we say the spin parameter is 0.8, we can use the following equation to establish angular momentum-

where j is the spin parameter between 0 and 1, J is the angular momentum in Nms, c is the speed of light in m/s, G is the gravitational constant and m is mass

Based on a 10 sol mass black hole with a spin parameter of 0.8, the angular momentum would be 7.0454x10^43 Nms.

It's also worth noting that the event horizon of a black hole also reduces due to rotation (though not to the same extent as the MS orbit) so it might be a process of trial and error before the correct spin parameter is established. The equation for the outer event horizon is-

where R+ is the outer event horizon, M is the gravitational radius (M=Gm/c^2) and a is the spin parameter in metres (a=J/mc).

There are also be other ways of establishing spin, such as looking for frame-dragging effects and studying the redshift/blueshift of matter as it rotates around the black hole.


What Is the Anatomy of a Black Hole in Layman's Terms?

What is a black hole, for those of us not versed in astronomy and physics? originally appeared on Quora: the place to gain and share knowledge, empowering people to learn from others and better understand the world.

Cevap by Martin Silvertant, amateur astronomer, researcher, writer, on Quora:

I will answer this question in four parts:

  • What is a black hole?
  • How is a black hole formed?
  • Why does a black hole have such an intense gravitational field?
  • What is the anatomy of a black hole?

What is a black hole?

A black hole is a location in space with such a strong gravitational field that the escape velocity exceeds the speed of light. What this means is that you require a velocity greater than the speed of light (a physical impossibility) to escape the black hole, as can be seen in the image below.

As no light can escape a black hole, it’s black. Not black like your shirt, which does reflect light. No, since a black hole reflects no light at all, it’s as black as can be.

The image below is a nice analogy for a black hole, where, beyond a certain point, the water current is so strong that no amount of speed will be sufficient to escape it.

Image credit: Answers magazine

This is really quite a perfect analogy, because while we cannot study black holes directly since we cannot observe them or look inside them (we can only deduce their presence from their gravitational field which influences stars around them, and we can see radiation from infalling matter), we can study black hole analogues, and one such analogue to study Hawking radiation (a process by which black holes are thought to slowly evaporate) makes use of water currents:

How is a black hole formed?

It all starts with a massive star. As the star fuses hydrogen into heavier elements (a process called thermonuclear fusion), the heat produced creates an outward pressure, which acts against the inward force from gravity. In essence, the thermal pressure prevents the star from collapsing under its own gravity, and as long as the star has fuel to fuse and create heat, the thermal pressure and gravity are in balance (called hydrostatic equilibrium).

Image: Copyright © 2017 Martin Silvertant. All Rights Reserved.

At one point the star runs out of fuel, which means the thermal pressure decreases, and gravity takes over. This is when a core collapse occurs. Stars with an end mass below the Chandrasekhar limit of 1.4 times the mass of the Sun will collapse into white dwarfs, stars with an end mass between the Chandrasekhar limit and the Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit (TOV limit) of 2–3 times the mass of the Sun will become neutron stars, and stars with an end mass above the TOV limit will become black holes. This end mass correlates with an initial mass of at least 25 times the mass of the Sun.

Let’s say the star in the image above is 30 solar masses. When the core collapses, an explosion occurs called a supernova, which ejects a lot of the material into space. Here is an image of an actual supernova:

In the image below you can see how the initial mass of a star relates to its end mass. For a star with an initial mass 30 times the mass of the Sun, its end mass is around 4 solar masses—enough to form a black hole.

I marked two lines in the image as examples on how to read it. A star with an initial mass of 25 M☉ (solar masses) will have an end mass of around 2 M☉ (remember the TOV limit of 2–3 M☉?). I also marked a star of 30 M☉ in blue, which as you can see corresponds to an end mass of 4 M☉. Also, as you can see any star with an initial mass below 25 M☉ will become a neutron star with a mass of 0.88–1.44 M☉[1].

Why does a black hole have such an intense gravitational field?

Now, here comes the crucial bit. The strength of a gravitational field depends on two factors:

Image: Copyright © 2017 Martin Silvertant. All Rights Reserved.

If you look at the star above, it has a much bigger radius than the neutron star and the black hole. The proportions are way off however, as the neutron star and black hole are far smaller than this. While the Sun has a diameter of 1.3914 million km (and 1 solar mass), a neutron star is typically about 20 km in diameter (at around 1.4 solar masses), and a black hole with a mass of 3 solar masses is thought to be compressed to a point, though its Schwarzschild radius (or gravitational radius) at this mass is around 8.86 km (17.73 km in diameter). I will talk more about the Schwarzschild radius in a moment.

So here you have three objects of increasing mass, but decreasing radius. Now, although all three objects have gravitational fields of different strengths due to differences in mass, their radius is also crucial. If we assume all three objects to be of the same mass but different sizes, then in order to experience the same gravitational field from the star as from the neutron star, you would have to be inside the star. However, to experience the same gravitational field from the neutron star as from the regular star, you can be a long distance away from it (indicated by the yellow circle around the neutron star). So you see, given the same mass but a smaller radius, you can get much closer to the neutron star as you could to the regular star, and so you would experience a far more intense gravitational field on the surface of the neutron star as on the regular star. A black hole has more mass and a far smaller radius (presumed to be a point source), so its gravitational field when you get close to it is really extreme. Extreme enough so that not even light—which has the greatest speed possible in the universe—can escape, as we saw at the beginning.

What is the anatomy of a black hole?

Now for the fun bit. What are the components of the black hole? Below you can see a simplified version of the relevant parts of a black hole. First of all, we talked about how a black hole is compressed to a point. At least, this is what is supposed, though in reality we really don’t know if a black hole is actually a point source. Whether this point source is physical or mathematical, it’s called a gravitational singularity. This singularity has a region within which the escape velocity exceeds the speed of light, defined by the Schwarzschild radius. The boundary beyond which not even light can escape the black hole is called the event horizon, which is a boundary in spacetime.

Image: Copyright © 2017 Martin Silvertant. All Rights Reserved.

Mass curves spacetime, and in case of a black hole the mass density curves spacetime to such an extent that light becomes trapped. The image below gives some idea of what that is like, though do keep in mind that this is a twodimensional representation of the warping of space, whereas in reality space is warped three dimensionally. Therefore it’s better to think of spacetime curving inwards, creating a gravity well (pictured in b in the image below).

Ready for more technical stuff? Let’s look at a more complete picture of the black hole anatomy. Below is a Schwarzschild black hole, which is the most general black hole model. It’s a non-rotating black hole without charge. No non-rotating black holes are thought to exist, but the Schwarzschild metric provides a simple model of what’s going on in a black hole. In a moment we will have a look at a rotating black hole.

Image: Copyright © 2017 Martin Silvertant. All Rights Reserved.

As you can see, there are two to three additional components compared to the basic black hole anatomy. A black hole has an outer event horizon, and an inner event horizon, or Cauchy horizon. One side of the Cauchy horizon contains closed space-like geodesics, and the other side contains closed time-like geodesics. A geodesic is the shortest path between two points in a curved space. As matter falls into the black hole, it takes the shortest possible path, and beyond the Cauchy horizon space - and time geodesics become reversed. So beyond the inner event horizon, you are no longer traveling through space, but through time. As such, if you were to cross this horizon, you would move towards your inevitable future which is the singularity.

Outside the Schwarzschild radius, there is a boundary called the photon sphere, where gravity is strong enough that photons (light particles) are forced to travel in orbits. Beyond that boundary and you will move towards the event horizon, but at the photon sphere, photons will travel in orbits for at least a little while (the orbits are unstable). What’s interesting about photons orbiting in circles is that when you are located at the photon sphere, photons that start at the back of your head will orbit the black hole, and will then be captured by your eyes, so effectively you will see the back of your head. Weird stuff.

And finally, let’s have a look at a rotating black hole, which is either a Kerr black hole (a rotating black hole without electric charge) or a Kerr–Newman black hole (a rotating black hole with electric charge). A black hole can only have three fundamental properties: mass, electric charge and angular momentum (spin).

Image: Copyright © 2017 Martin Silvertant. All Rights Reserved.

Stars rotate, and when a massive star collapses into a black hole, its angular momentum is not only conserved in the black hole, but as its radius decreases considerably, so too will its angular momentum increase. Think of an ice skater, who increases its spin rate when she pulls in her arms, which decreases her moment of inertia.

The rotation of the black hole causes the Schwarzschild radius to become oblate due to the centrifugal force. Also, the gravitational singularity is no longer a point source, but a twodimensional ring singularity. One important additional component to a rotating black hole is the ergosphere, which is a region beyond the outer event horizon. The ergosphere touches the event horizon at the poles of a rotating black hole and extends to a greater radius at the equator, and depending on the speed of rotation of the black hole, the ergosphere will be shaped either like an oblate spheroid or a pumpkin shape.

As a black hole rotates, it twists spacetime in the direction of rotation at a speed that decreases with distance from the event horizon, meaning that spacetime closer to the event horizon will be twisted to a greater degree than the space further out from the event horizon. This process is known as the frame-dragging. Because of this dragging effect, objects within the ergosphere cannot appear stationary with respect to an outside observer at a great distance unless the object was to move at faster than the speed of light with respect to the local spacetime, which is not possible. Since the ergosphere is located outside the event horizon however, objects in this region can still escape from the black hole by gaining velocity due to the rotation of the black hole.

So that’s basically what a black hole is. There is a lot more to be said about black holes, but this covers a lot of the basics. Now that you understand a lot of the basics, consider reading the following answer for complementary information:

This question originally appeared on Quora - the place to gain and share knowledge, empowering people to learn from others and better understand the world. You can follow Quora on Twitter, Facebook, and Google+. More questions: