Astronomi

Dönen bir kara delik, dönmeyen bir kara deliğe kıyasla uzay-zamanı nasıl etkiler?

Dönen bir kara delik, dönmeyen bir kara deliğe kıyasla uzay-zamanı nasıl etkiler?



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.

Bu sitede sık sık sadece dönmeyen kara delikler için geçerli olan sorular görüyorum ve genellikle dönen bir karadelik için cevabın nasıl farklı olacağını merak ediyorum. Başlığın dediği gibi, özellikle uzay-zaman üzerindeki etki söz konusu olduğunda, dönen ve dönmeyen kara deliklerin davranışı arasındaki büyük farklar nelerdir?


Dönen bir kara delik, dönmeyen bir kara deliğe kıyasla uzay-zamanı nasıl etkiler? - Astronomi

NASA'nın Chandra X-ışını Gözlemevi ve Avrupa Uzay Ajansı'nın XMM-Newton Gözlemevi'ni kullanan gökbilimcilere göre, demirden gelen Telltale X-ışınları kara deliklerin dönüp dönmediğini ortaya çıkarabilir. Yıldız karadeliklerinin yakınında gözlemlenen gaz akışları ve tuhaf yerçekimi etkileri, süper kütleli karadeliklerin çevresinde görülenlere benzer. Yıldız karadelikleri, aslında, çok daha büyük kuzenlerinin uygun "ölçek modelleri"dir.

Kara delikler en az iki farklı boyutta gelir. Yıldız kara delikleri, Güneş'in kütlesinin beş ila 20 katı arasındadır. Boyut ölçeğinin diğer ucunda, süper kütleli kara delikler Güneşimizin kütlesinin milyonlarca veya milyarlarca katını içerir. Samanyolu, merkezinde hem süper kütleli bir kara delik hem de Galaksi boyunca serpiştirilmiş bir dizi yıldız kara delik içerir.

Cambridge, Massachusetts'teki Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'nden Jon Miller, Huntsville, Ala'daki "Chandra'nın Dört Yılı" sempozyumundaki bir basın toplantısında, X-ışını spektrumları veya X-ışınlarının dağılımı ile ilgili son sonuçları tartıştı. enerji ile, Samanyolu'ndaki üç yıldız kara deliğin etrafındaki gazdaki demir atomlarından.

Miller, "Yıldız ve süper kütleli kara delikler arasındaki yüksek derecede yazışmayı keşfetmek gerçek bir atılımdır" dedi. "Yıldız kara delikleri daha küçük olduğu için, her şey yaklaşık bir milyon kat daha hızlı gerçekleşir, bu nedenle dönen karadeliklerin uzayı ve çevrelerindeki maddeyi nasıl etkilediğine dair teoriler için bir test yatağı olarak kullanılabilirler."

Bir yıldız kara deliğinden gelen X-ışınları, yakındaki bir yardımcı yıldızdan gelen gaz, kara deliğe doğru dönerken on milyonlarca dereceye kadar ısıtıldığında üretilir. Bu gazdaki demir atomları, kara delik etrafındaki parçacıkların yörüngelerini incelemek için kullanılabilecek ayırt edici X-ışını sinyalleri üretir. Örneğin, bir kara deliğin yerçekimi, X-ışınlarını daha düşük enerjilere kaydırabilir.

Miller, "En son çalışma, yıldız kara delikler için X-ışını spektrumlarının şimdiye kadarki en hassas ölçümlerini sağlıyor" dedi. "Bu veriler, aşırı yerçekimi etkileri gerektirmeyen rakip açıklamaları ortadan kaldırmaya yardımcı oluyor ve büyük bir yıldızın ölümüyle yaratılan bir yıldız kara deliği etrafındaki uzay-zamanın geometrisine şimdiye kadarki en iyi görünümü sağlıyor."

Kara deliğin yakınındaki bir parçacığın yörüngesi, kara deliğin etrafındaki uzayın eğriliğine bağlıdır ve bu da kara deliğin ne kadar hızlı döndüğüne bağlıdır. Dönen bir kara delik, etrafındaki boşluğu sürükler ve atomların, dönmeyen bir kara deliğe göre kara deliğe daha yakın yörüngede dönmesine izin verir.

Keşfedilen ilk yıldız boyutundaki kara delik olan Cygnus X-1'den elde edilen en son Chandra verileri, demir atomlarından gelen sinyal üzerindeki yerçekimi etkilerinin yalnızca göreceli etkilerden kaynaklanabileceğini ve bazı atomların 100'den daha yakın olmadığını gösteriyor. kara deliğe kilometrelerce. Cygnus X-1 kara deliğinin döndüğüne dair hiçbir kanıt yoktu.

Kara delikten XMM-Newton verileri, XTE J1650-500, önemli bir istisna dışında, demir atomu X-ışınlarının çok benzer bir dağılımını göstermektedir. Demir atomlarından gelen daha düşük enerjili X-ışınları gözlemlenir; bu, bazı X-ışınlarının karadelik olay ufkuna 20 mil kadar yakın olan kara deliğin etrafındaki yerçekimi kuyusunun derinliklerinden geldiğinin bir göstergesidir. Bu kara delik hızla dönüyor olmalı.

Chandra'nın üçüncü bir yıldız kara deliği olan GX 339-4 ile ilgili gözlemleri, onun da hızla döndüğünü ve sıcak emici gaz bulutlarının saatte yaklaşık üç yüz bin mil hızla karadelikten uzaklaştığını ortaya çıkardı. Bu tür sıcak gaz akışları, süper kütleli karadeliklerin çevresinde gözlemlenmiştir.

Japonya'nın ASCA uydusu XMM-Newton ve Chandra tarafından yapılan bazı süper kütleli karadeliklerin önceki gözlemleri, onların da hızla dönüyor olabileceklerini göstermişti. Miller tarafından sunulan en son sonuçlar, dönen yıldız kütleli kara delikler ve süper kütleli kara delikler etrafındaki tuhaf uzay geometrisinin dikkate değer ölçüde benzer olduğunu gösteriyor. Yıldız ve süper kütleli kara delikler başka açılardan da benzer olabilir. Her iki tür kara delik çevresinde de güçlü yüksek enerjili parçacık jetleri tespit edildi.

Neden bazı yıldız karadelikleri hızla dönerken diğerleri dönmüyor? Bir olasılık, büyük bir yıldız çöktüğünde, dönüşteki farklılıkların doğumda verilmesidir. Bir başka olasılık da, dönme hızının, kara deliğin ne kadar süredir yoldaş yıldızından madde yuttuğuna bağlı olmasıdır; bu, kara deliğin daha hızlı dönmesini sağlayan bir süreçtir. Daha hızlı dönüşlü kara delikler, XTE J1650-500 ve GX 339-4, düşük kütleli yoldaş yıldızlara sahiptir. Nispeten uzun ömürlü olan bu yıldızlar, kara deliği daha uzun süre besleyerek daha hızlı dönmesine izin vermiş olabilir. Kısa ömürlü yoldaş yıldızıyla Cygnus X-1'in dönmeye vakti olmayabilir.

Miller, Ulusal Bilim Vakfı Astronomi ve Astrofizik Doktora Sonrası Araştırmacısıdır. Bu çalışmadaki başlıca işbirlikçileri, Cambridge'deki Massachusetts Teknoloji Enstitüsü'nden Walter Lewin, İngiltere'deki Cambridge Üniversitesi'nden Andrew Fabian ve Maryland Üniversitesi, College Park'tan Chris Reynolds idi.

NASA'nın Marshall Uzay Uçuş Merkezi, Huntsville, Ala., NASA Genel Merkezi, Washington, Uzay Bilimleri Ofisi için Chandra programını yönetiyor. Eskiden TRW, Inc. olan Redondo Beach, Kaliforniya'dan Northrop Grumman, gözlemevinin ana geliştirme yüklenicisiydi. Smithsonian Astrofizik Gözlemevi, Cambridge, Mass'taki Chandra X-ray Merkezi'nden bilim ve uçuş operasyonlarını kontrol ediyor.


Dönen bir kara delik, dönmeyen bir kara deliğe kıyasla uzay-zamanı nasıl etkiler? - Astronomi

17 Eylül 2003

NASA'nın Chandra X-ışını Gözlemevi ve Avrupa Uzay Ajansı'nın XMM-Newton Gözlemevi'ni kullanan gökbilimcilere göre, demirden gelen Telltale X-ışınları kara deliklerin dönüp dönmediğini ortaya çıkarabilir. Yıldız karadeliklerinin yakınında gözlemlenen gaz akışları ve tuhaf yerçekimi etkileri, süper kütleli karadeliklerin çevresinde görülenlere benzer. Yıldız karadelikleri, aslında, çok daha büyük kuzenlerinin uygun "ölçek modelleri"dir.

Kara delikler en az iki farklı boyutta gelir. Yıldız kara delikleri, Güneş'in kütlesinin beş ila 20 katı arasındadır. Boyut ölçeğinin diğer ucunda, süper kütleli kara delikler Güneşimizin kütlesinin milyonlarca veya milyarlarca katını içerir. Samanyolu, merkezinde hem süper kütleli bir kara delik hem de Galaksi boyunca serpilmiş bir dizi yıldız kara delik içerir.

Cambridge, Massachusetts'teki Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'nden Jon Miller, Huntsville, Ala'daki "Four Year of Chandra" sempozyumundaki bir basın toplantısında, X-ışını spektrumları veya X-ışınlarının dağılımı ile ilgili son sonuçları tartıştı. enerji ile, Samanyolu'ndaki üç yıldız kara deliğin etrafındaki gazdaki demir atomlarından.

Miller, "Yıldız ve süper kütleli kara delikler arasındaki yüksek derecede yazışmayı keşfetmek gerçek bir atılımdır" dedi. "Yıldız kara delikleri daha küçük olduğu için, her şey yaklaşık bir milyon kat daha hızlı gerçekleşir, bu nedenle dönen kara deliklerin uzayı ve çevrelerindeki maddeyi nasıl etkilediğine dair teoriler için bir test yatağı olarak kullanılabilirler."

Bir yıldız kara deliğinden gelen X-ışınları, yakındaki bir yardımcı yıldızdan gelen gaz, kara deliğe doğru dönerken on milyonlarca dereceye kadar ısıtıldığında üretilir. Bu gazdaki demir atomları, kara delik etrafındaki parçacıkların yörüngelerini incelemek için kullanılabilecek ayırt edici X-ışını sinyalleri üretir. Örneğin, bir kara deliğin yerçekimi, X-ışınlarını daha düşük enerjilere kaydırabilir.

Miller, "En son çalışma, yıldız kara delikler için X-ışını spektrumlarının şimdiye kadarki en hassas ölçümlerini sağlıyor" dedi. "Bu veriler, aşırı yerçekimi etkileri gerektirmeyen rakip açıklamaları ortadan kaldırmaya yardımcı oluyor ve devasa bir yıldızın ölümüyle yaratılan bir yıldız kara deliği etrafındaki uzay-zamanın geometrisine şimdiye kadarki en iyi görünümü sağlıyor."

Kara deliğin yakınındaki bir parçacığın yörüngesi, kara deliğin etrafındaki uzayın eğriliğine bağlıdır ve bu da kara deliğin ne kadar hızlı döndüğüne bağlıdır. Dönen bir kara delik, etrafındaki boşluğu sürükler ve atomların, dönmeyen bir kara deliğe göre kara deliğe daha yakın yörüngede dönmesine izin verir.

Keşfedilen ilk yıldız boyutundaki kara delik olan Cygnus X-1'den elde edilen en son Chandra verileri, demir atomlarından gelen sinyal üzerindeki yerçekimi etkilerinin yalnızca göreli etkilerden kaynaklanabileceğini ve bazı atomların 100'den daha yakın olmadığını gösteriyor. kara deliğe kilometrelerce. Cygnus X-1 kara deliğinin döndüğüne dair hiçbir kanıt yoktu.

Kara delikten, XTE J1650-500'den gelen XMM-Newton verileri, önemli bir istisna dışında, demir atomu X-ışınlarının çok benzer bir dağılımını göstermektedir. Demir atomlarından gelen daha düşük enerjili X-ışınları gözlemlenir; bu, bazı X-ışınlarının karadelik olay ufkuna 20 mil kadar yakın olan kara deliğin etrafındaki yerçekimi kuyusunun derinliklerinden geldiğinin bir göstergesidir. Bu kara delik hızla dönüyor olmalı.

Chandra'nın üçüncü bir yıldız kara deliği olan GX 339-4 ile ilgili gözlemleri, onun da hızla döndüğünü ve sıcak emici gaz bulutlarının saatte yaklaşık üç yüz bin mil hızla karadelikten uzaklaştığını ortaya çıkardı. Bu tür sıcak gaz akışları, süper kütleli karadeliklerin çevresinde gözlemlenmiştir.

Japonya'nın ASCA uydusu XMM-Newton ve Chandra tarafından yapılan bazı süper kütleli karadeliklerin önceki gözlemleri, onların da hızla dönüyor olabileceklerini göstermişti. Miller tarafından sunulan en son sonuçlar, dönen yıldız kütleli kara delikler ve süper kütleli kara delikler etrafındaki tuhaf uzay geometrisinin dikkate değer ölçüde benzer olduğunu gösteriyor. Yıldız ve süper kütleli kara delikler başka açılardan da benzer olabilir. Her iki kara delik türü çevresinde de güçlü yüksek enerjili parçacık jetleri tespit edildi.

Neden bazı yıldız karadelikleri hızla dönerken diğerleri dönmüyor? Bir olasılık, büyük bir yıldız çöktüğünde, dönüşteki farklılıkların doğumda verilmesidir. Başka bir olasılık da, dönme hızının, kara deliğin ne kadar süredir yoldaş yıldızından madde yuttuğuna bağlı olmasıdır; bu, kara deliğin daha hızlı dönmesini sağlayan bir süreçtir. Daha hızlı dönüşlü kara delikler, XTE J1650-500 ve GX 339-4, düşük kütleli yoldaş yıldızlara sahiptir. Nispeten uzun ömürlü olan bu yıldızlar, kara deliği daha uzun süre besleyerek daha hızlı dönmesine izin vermiş olabilir. Kısa ömürlü yoldaş yıldızıyla Cygnus X-1'in dönmeye vakti olmayabilir.

Miller, Ulusal Bilim Vakfı Astronomi ve Astrofizik Doktora Sonrası Araştırmacısıdır. Bu çalışmadaki başlıca işbirlikçileri, Cambridge'deki Massachusetts Teknoloji Enstitüsü'nden Walter Lewin, İngiltere'deki Cambridge Üniversitesi'nden Andrew Fabian ve Maryland Üniversitesi, College Park'tan Chris Reynolds idi.

NASA'nın Marshall Uzay Uçuş Merkezi, Huntsville, Ala., NASA Genel Merkezi, Washington, Uzay Bilimleri Ofisi için Chandra programını yönetiyor. Eskiden TRW, Inc. olan Redondo Beach, Kaliforniya'dan Northrop Grumman, gözlemevinin ana geliştirme yüklenicisiydi. Smithsonian Astrofizik Gözlemevi, Cambridge, Mass'taki Chandra X-ray Merkezi'nden bilim ve uçuş operasyonlarını kontrol ediyor.

Steve Roy
Marshall Uzay Uçuş Merkezi, Huntsville, AL
Telefon: 256-544-6535


6 Cevap 6

Ama etrafında koşmaya başlarsanız size göre daha hızlı veya daha yavaş hareket edecektir. Bu durumda, diskin yer hızı 60 rpm'dir, çünkü bu durumda masaya göre dönecek bir şeyi vardır.

Aslında, bu temelde yanlıştır. Diskin dönmesinin prensipte tabloyla hiçbir ilgisi yoktur. Dönme dahil hızlanma göreceli değildir. Herhangi bir dış nesneye başvurmadan ölçülebilir. Örneğin, bir halka interferometre veya bir jiroskop kullanarak.

Nesnenin bir disk veya kara delik veya başka bir şey olması önemli değil, dönme eylemsizlik hareketi gibi göreceli değildir.

Kara deliğin etrafında hareket ettiğimde, kara delik bana göre daha yavaş dönüyor ve sonuç olarak daha geniş bir olay ufku var.

Olay ufku, uzay-zamanın küresel ve değişmez bir özelliğidir. Hareketiniz bunu değiştirmez. Elbette istediğiniz koordinatları kullanabilir ve koordinat boyutunu istediğiniz gibi değiştirebilirsiniz. Ancak, hangi olayların olay ufkunda olduğu sizin hareketinizle değişmez.

Bu sadece Newton'un modern giysili kovası. Gördüğüm bu etkinin en iyi açıklaması, Carlo Rovelli'nin bunu dönme olarak açıklayan Kuantum Yerçekimi kitabında. yerçekimi alanı ile ilgili olarak. Einstein'ın Genel Görelilik Teorisine göre, yerçekimi alanı gerçek bir fiziksel varlıktır. Ve Rovelli Newton'un kovası hakkında şunları söylüyor (2005 ciltli baskısının 56. sayfasında):

Einstein'ın cevabı basit ve çarpıcı:

Su, yerel bir fiziksel varlığa göre döner: yerçekimi alanı.

Rovelli bunu o kadar önemli görüyor ki altını çiziyor ve italik olarak yazıyor ama benim biçimlendirme becerilerim buna yetmiyor. Ve evet, fışkıran gerçek bir kelimedir.

Kara delikler neye göre dönüyor?

Deliğin öteleme hareketinin olmadığı, delikten sonsuz derecede uzakta olan bir eylemsiz referans çerçevesine göre.

Ve etrafında hareket edersen ne olur?

Dönen bir kara delik azimut simetriktir. Herhangi bir azimut açısından aynı "görünür". Kerr metriğindeki $a$ döndürme parametresinin, onun etrafında ne kadar hızlı hareket ettiğinizle hiçbir ilgisi yoktur.

Diyelim ki bir masanın üzerinde 60 rpm'de dönen bir disk var. Hareketsiz dururken 60 rpm'de döner. Ama etrafında koşmaya başlarsanız size göre daha hızlı veya daha yavaş hareket edecektir. Bu durumda, diskin yer hızı 60 rpm'dir, çünkü bu durumda masaya göre dönecek bir şeyi vardır.

Hayır, dönen bir disk ile sabit bir disk arasındaki farkı gözlemlemek için tablo gerekli değildir. Dönen bir diskle dönüyorsanız ve diskin sabit olduğu bir referans çerçevesi kullanıyorsanız, bu referans çerçevesi eylemsiz değildir. Sizi dönen diskten uzağa iten bir "merkezkaç kuvveti" varmış gibi görünecek ve onun yanında durmak için sizi diske doğru iten bir kuvvete sahip olmanız gerekecek. Böylece, dönen bir disk ile sabit bir disk arasındaki farkı anlayabilirsiniz, çünkü merkezkaç kuvveti ortaya çıkmadan sabit bir diskle birlikte hareket eden bir referans çerçevesinde olabilirsiniz.

Şimdi, dönen bir kara deliğin etrafındaki uzay-zamanı çarpıtacağı, çerçeve sürükleme adı verilen bir fenomen var. Kara deliğin yakınında, bu görünen dönüşü azaltacaktır. Ancak kara delikten uzakta, çerçeve sürükleme ihmal edilebilir hale gelir ve kara deliğin dönüşü eylemsiz referans çerçevelerine göre ölçülebilir.

Çerçeve sürüklemesi evrenin geri kalanının kütlesi tarafından sönümlendiğinden, onu ölçmek için başka bir şey olmasına gerek olmadığını söyleyen diğer cevaplar biraz yanlıştır. Kara delik dışındaki evrendeki her şey yok olsaydı, kara deliğin döndüğünü gözlemlemek imkansız olurdu.

Bunu Mach Prensibinin bir uygulaması olarak düşünebilirsiniz. Bu, başka bir ilkeden türetilemeyen, gözlemlenen bir fizik ve kozmoloji gerçeğini temsil eder. Yerel, dönmeyen çerçeve, çoğunlukla uzak madde olmak üzere madde tarafından belirleniyor gibi görünüyor. Kısmen bu fikirden esinlenen Genel Görelilik, yerel maddenin (küçük) etkisini kapsar, ancak tüm Evren için Mach Prensibini talep etmez. Bu, yüksek hassasiyetle test edilmiş bir önermedir.

Diyelim ki bir masanın üzerinde 60 rpm'de dönen bir disk var. Durduğunuzda > 60 rpm'de döner. Ama etrafında koşmaya başlarsanız, size göre daha hızlı ve daha yavaş hareket edecektir. Bu durumda, diskin yer hızı 60 rpm'dir, çünkü bu durumda masaya göre dönmesi gereken bir şey vardır.

Dönen kara delik, tüm gözlemcilerin üzerinde hemfikir olduğu uzay-zamanın kendine özgü bir özelliği olan $ds^<2>$ uzay-zaman aralığını tanımlayan vakum Einstein denkleminin bir çözümüdür. Yani dönen bir kara delik dediğimiz şey uzay-zamanın kendisidir, dolayısıyla masadaki dönen diskin anlattığı örnek iyi bir benzetme değildir.

Şimdi diyelim ki dönen bir kara delik var. Karadeliğin kendisine göre döndürülmesi için > hiçbir kontrol olmadığı için, dönüşü bir nesneye, örneğin size göre olmalıdır. Hareketsiz durursanız, sabit bir hızda döner. Ancak, Newton fiziğine göre, kara deliğin etrafında dönme ile aynı yönde hareket etmeye başlarsanız, kara delik size göre daha yavaş bir hızda dönecektir. Daha hızlı dönen bir kara delik daha küçük bir olay ufkuna sahip olduğundan, ilk durumda daha küçük bir olay ufku olacaktır.

O zaman bilim adamları dönen ve dönmeyen kara delikler olduğunu nasıl söylüyor? >Bu sadece Dünya ile ilgili mi?

Dönmenin anlamı, kara deliğin dışında ve yeterince yakın (yani ergosferde) herhangi bir gözlemcinin hareketsiz kalamamasıdır. Buna çerçeve sürükleme denir. "En az dönen gözlemci", sonsuzda bir eylemsiz gözlemci tarafından tanımlanan açısal hızı $Omega = frac olan yerel olarak dönmeyen bir gözlemcidir.

= -frak<>>>$ $r ightarrow r_<+>$ için limiti aldığımızda, $Omega ightarrow Omega_ olur$ .

Kara delikler neye göre dönüyor? Ve etrafında hareket edersen ne olur? >Kara deliklerin nasıl döndüğünü veya ne kadar hızlı döndüğünü soran birçok soru var, >ama bildiğim kadarıyla hiçbiri bu soruyu ele almıyor.


Aynı soruyu ben de merak ettim ve dikkat sürem kısa, bu yüzden diğer insanların verdiği cevabı çalıp doğrudan denklemlere koyacağım. Stan Liou genel olarak $M$ kütleli, $J$ açısal momentumlu ve $Q$ yüklü bir kara delik için cevap verdi. Bu değerlerin sıfırdan farklı olması, bunun bir Kerr-Newman Kara delik. Açık bir forma verdiği yanıttan almak için $r^+$, $r^-$, $a$, $sigma$ (sabit diğer sabitler cinsinden tanımlanır), $kappa$, $ kullanmam gerekiyordu. T$, $A$ ve son olarak parlaklık. Bulduğum şey bu.

Ayrıca, bu değerlerin tüm kombinasyonlarının fiziksel olmadığını da belirtmeliyim. $ Q^2+left ( J/M ight )^2le M^2, $ eşitsizliğini ihlal eden herhangi bir BH fiziksel değildir ve bu denklem özel evrensel birimlerde kabul edilir. Bu, yukarıdaki denklemimden zaten açık olanı söylüyor. Kökteki miktar negatifse, izin verilen bir değerler kombinasyonu olmayacağını umuyoruz. Bu nedenle, yukarıdaki denklemimdeki keyfi birimlerdeki doğru niteleyici:

Şimdi diyelim ki bu sadece bir Kerr kara delik, $Q=0$ anlamına gelir. Daha kompakt bir denklem elde etmek için bunu yerine koyarız.

Tartışmayı daha da sınırlandırarak, hadi onu bir Schwarzschild kara delik, yani $Q=0$ ve $J=0$. Bu, yukarıdaki denklemi şu şekilde azaltır:

Bu, Wikipedia'da bulabileceğiniz denklemlerle eşleşiyor.

Doğal olarak, kara delik kütlesini Hawking Radyasyonu yoluyla yayıyorsa, kütle kaybı ve güç çıkışı $E=m c^2$ ile bağlantılıdır. Yani $dM/dt=P/c^2$. Kara deliğin ömrünü bulmak için bu diferansiyel denklemi kullanabilirsiniz. Yükünü ve açısal momentumunu hangi oranda kaybedeceğini bilmiyorum.

Ayrıca açısal bir momentumun kara deliğin daha yavaş yayılmasına neden olduğu iddiasını doğrulamak (veya çürütmek) istedim. Yük ve açısal momentum için özel birimlerle Kerr-Newman kara deliği denkleminin bir kısmını çizdim. Bunların hiçbiri sıfır olamaz, bu yüzden her ikisinin aralığı için 0'dan 1'e grafik çizdim. Arsanın maksimum değeri tam olarak 240$/15360=0.015625$'dır.

Yani evet, herhangi bir miktarda yük ve/veya açısal momentum Hawking radyasyonunun oranını azaltır.


Başlık: Dönen kara deliklere sahip kara delik-nötron yıldız sistemleri için yüksek doğrulukta dalga biçimleri

Doğru sayısal dalga biçimlerinin mevcudiyeti, yerçekimi dalgası astrofiziği için güvenilir dalga biçimi modellerinin oluşturulması ve kalibrasyonu için önemli bir gerekliliktir. Kara delik-nötron yıldızı ikili dosyaları için, ancak çok az sayıda doğru dalga biçimi kamuya açıktır. En yeni modeller, düşük dönüşlü ön işlemeyen ikili dosyalar için iyi parametre alanı kapsamına sahip ancak sınırlı doğruluk ve çok daha az sayıda daha uzun, daha yeni simülasyonlar için dönmeyen kara deliklerle sınırlı olan çok sayıda eski simülasyona kalibre edilmiştir. Bu yazıda, hızla dönen kara delikler ve bir ön işlem konfigürasyonu içeren üç yeni sistem için uzun, doğru sayısal dalga biçimleri sunuyoruz. Burada, simülasyonların doğruluğunu ayrıntılı olarak inceliyoruz ve özellikle ilk kez BHNS ikili dosyaları bağlamında, dalga biçimi ekstrapolasyon yöntemlerinin Cauchy Karakteristik Çıkarımının sonuçlarıyla ayrıntılı bir karşılaştırmasını gerçekleştiriyoruz. Yeni dalga formları, inspirasyon sırasında <0.1rad faz hatalarına sahiptir ve

(0.2-0.4)birleşmede rad hataları ve genliklerinde ≲%1 hata. Son analitik modellerin bu sayısal sonuçlara bağlılığını hesaplıyoruz ve özellikle BHNS ikili dosyaları için tasarlanmış modellerin, yüz yüze görülen ikili dosyalar için iyi performans gösterdiğini (F>0.99) buluyoruz. Kenardan gözlemler için, özellikle ön işleme sistemleri için, modeller ve simülasyonlar arasındaki anlaşmazlıklar artar ve presesyon ve/veya daha yüksek dereceli modları içeren modeller, şu anda bu özelliklere sahip olmayan BHNS modellerinden daha iyi performans göstermeye başlar. « daha az

  1. Üniv. New Hampshire, Durham, NH (Amerika Birleşik Devletleri)
  2. Cornell Üniv., Ithaca, NY (Amerika Birleşik Devletleri)
  3. Üniv. Amsterdam (Hollanda) Üniv. Utrecht (Hollanda)
  4. California Teknoloji Enstitüsü (CalTech), Pasadena, CA (Amerika Birleşik Devletleri)
  5. Washington Eyalet Üniversitesi, Pullman, WA (Amerika Birleşik Devletleri)
  6. Max-Planck-Institut fur Gravitationsphysik, Potsdam (Almanya)

Atıf Formatları

(0.2-0.4)birleşmede rad hataları ve genliklerinde ≲%1 hata. Son analitik modellerin bu sayısal sonuçlara bağlılığını hesaplıyoruz ve özellikle BHNS ikili dosyaları için tasarlanmış modellerin, yüz yüze görülen ikili dosyalar için iyi performans gösterdiğini (F>0.99) buluyoruz. Özellikle ön işleme sistemleri için, uçtan gözlemler için, modeller ve simülasyonlar arasındaki anlaşmazlıklar artar ve devinim ve/veya daha yüksek dereceli modları içeren modeller, şu anda bu özelliklere sahip olmayan BHNS modellerinden daha iyi performans göstermeye başlar.>,
doi = <10.1103/physrevd.103.064007>,
günlük = ,
sayı = 6,
hacim = 103,
yer = ,
yıl = <2021>,
ay = <3>
>


Dönen bir kara delik, dönmeyen bir kara deliğe kıyasla uzay-zamanı nasıl etkiler? - Astronomi

Kara Deliğin Döndüğüne İlişkin "Demir Kaplı" Kanıt

sadece illüstrasyon
Boston - 17 Eyl 2003
NASA'nın Chandra X-ışını Gözlemevi ve Avrupa Uzay Ajansı'nın XMM-Newton Gözlemevi'ni kullanan gökbilimcilere göre, demirden gelen Telltale X-ışınları kara deliklerin dönüp dönmediğini ortaya çıkarabilir. Yıldız karadeliklerinin yakınında gözlemlenen gaz akışları ve tuhaf yerçekimi etkileri, süper kütleli karadeliklerin çevresinde görülenlere benzer. Yıldız karadelikleri, aslında, çok daha büyük kuzenlerinin uygun 'ölçek modelleri'dir.

Kara delikler en az iki farklı boyutta gelir. Yıldız kara delikleri, Güneş'in kütlesinin beş ila 20 katı arasındadır. Diğer uç boyut ölçeğinde, süper kütleli kara delikler Güneşimizin kütlesinin milyonlarca veya milyarlarca katını içerir. Samanyolu, merkezinde hem süper kütleli bir kara delik hem de Galaksi boyunca serpiştirilmiş bir dizi yıldız kara delik içerir.

Huntsville, Ala.'daki "Four Year of Chandra" sempozyumundaki bir basın toplantısında, Cambridge, Massachusetts'teki Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'nden Jon Miller X-ışını spektrumları veya X-ışınlarının dağılımı ile ilgili son sonuçları tartıştı. enerji ile, Samanyolu'ndaki üç yıldız kara deliğin etrafındaki gazdaki demir atomlarından.

Miller, "Yıldız ve süper kütleli kara delikler arasındaki yüksek derecede yazışmayı keşfetmek gerçek bir atılımdır" dedi. "Yıldız kara delikleri daha küçük olduğu için, her şey yaklaşık bir milyon kat daha hızlı gerçekleşir, bu nedenle dönen karadeliklerin uzayı ve çevrelerindeki maddeyi nasıl etkilediğine dair teoriler için bir test yatağı olarak kullanılabilirler."

Bir yıldız kara deliğinden gelen X-ışınları, yakındaki bir yardımcı yıldızdan gelen gaz, kara deliğe doğru dönerken on milyonlarca dereceye kadar ısıtıldığında üretilir. Bu gazdaki demir atomları, kara delik etrafındaki parçacıkların yörüngelerini incelemek için kullanılabilecek ayırt edici X-ışını sinyalleri üretir. Örneğin, bir kara deliğin yerçekimi, X-ışınlarını daha düşük enerjilere kaydırabilir.

Miller, "En son çalışma, yıldız kara delikler için X-ışını spektrumlarının şimdiye kadarki en hassas ölçümlerini sağlıyor" dedi. "Bu veriler, aşırı yerçekimi etkileri gerektirmeyen rakip açıklamaları ortadan kaldırmaya yardımcı oluyor ve devasa bir yıldızın ölümüyle yaratılan bir yıldız kara deliği etrafındaki uzay-zamanın geometrisine şimdiye kadarki en iyi görünümü sağlıyor."

Kara deliğin yakınındaki bir parçacığın yörüngesi, kara deliğin etrafındaki uzayın eğriliğine bağlıdır ve bu da kara deliğin ne kadar hızlı döndüğüne bağlıdır. Dönen bir kara delik, etrafındaki boşluğu sürükler ve atomların, dönmeyen bir kara deliğe göre kara deliğe daha yakın yörüngede dönmesine izin verir.

Keşfedilen ilk yıldız boyutundaki kara delik olan Cygnus X-1'den elde edilen en son Chandra verileri, demir atomlarından gelen sinyal üzerindeki yerçekimi etkilerinin yalnızca göreli etkilerden kaynaklanabileceğini ve bazı atomların 100 milden daha yakın olmadığını gösteriyor. kara deliğe. Cygnus X-1 kara deliğinin döndüğüne dair hiçbir kanıt yoktu.

Kara delikten, XTE J1650-500'den gelen XMM-Newton verileri, önemli bir istisna dışında, demir atomu X-ışınlarının çok benzer bir dağılımını göstermektedir. Demir atomlarından gelen daha düşük enerjili X-ışınları gözlemlenir; bu, bazı X-ışınlarının karadelik olay ufkuna 20 mil kadar yakın olan kara deliğin etrafındaki yerçekimi kuyusunun derinliklerinden geldiğinin bir göstergesidir. Bu kara delik hızla dönüyor olmalı.

Üçüncü bir yıldız kara deliği olan GX 339-4'ün Chandra gözlemleri, onun da hızla döndüğünü ve sıcak emici gaz bulutlarının saatte yaklaşık üç yüz bin mil hızla karadelikten uzaklaştığını ortaya çıkardı. Bu tür sıcak gaz akışları, süper kütleli karadeliklerin çevresinde gözlemlenmiştir.

Japonya'nın ASCA uydusu XMM-Newton ve Chandra tarafından yapılan bazı süper kütleli karadeliklerin önceki gözlemleri, onların da hızla dönüyor olabileceklerini göstermişti.

Miller tarafından sunulan en son sonuçlar, dönen yıldız kütleli kara delikler ve süper kütleli kara delikler etrafındaki tuhaf uzay geometrisinin dikkate değer ölçüde benzer olduğunu gösteriyor. Yıldız ve süper kütleli kara delikler başka açılardan da benzer olabilir. Her iki tür kara delik çevresinde de güçlü yüksek enerjili parçacık jetleri tespit edildi.

Neden bazı yıldız karadelikleri hızla dönerken diğerleri dönmüyor? Bir olasılık, büyük bir yıldız çöktüğünde, dönüşteki farklılıkların doğumda verilmesidir. Bir başka olasılık da, dönme hızının, kara deliğin ne kadar süredir yoldaş yıldızından madde yuttuğuna bağlı olmasıdır; bu, kara deliğin daha hızlı dönmesini sağlayan bir süreçtir.

Daha hızlı dönüşlü kara delikler, XTE J1650-500 ve GX 339-4, düşük kütleli yoldaş yıldızlara sahiptir. Nispeten uzun ömürlü bu yıldızlar, kara deliği daha uzun süre besleyerek daha hızlı dönmesine izin vermiş olabilir. Kısa ömürlü yoldaş yıldızıyla Cygnus X-1'in dönmeye vakti olmayabilir.

Bir Kara Delikten Geçmek Mümkün mü?
Washington - 11 Nisan 2003
Bir kara delikten başka bir evrene uzay gemisi seyahati son derece olasılık dışı olabilir, ancak "melez tekillik" fikrini araştıran yeni bir analize göre bu ihtimal göz ardı edilemez. Bilim kurgu hayranlarının bildiği gibi, bir kara deliğe düşmek ve uzak bir yerde, hatta başka bir evrende yeniden ortaya çıkmak isteyen herkes, kara deliğin içinde "uzay-zaman tekilliği" olarak bilinen yasak bir bölgeden geçmek zorunda kalacaktı.

Reklam Engelleyicilerin ve Facebook'un yükselişiyle birlikte, kaliteli ağ reklamcılığı yoluyla geleneksel gelir kaynaklarımız azalmaya devam ediyor. Ve diğer pek çok haber sitesinin aksine, bu can sıkıcı kullanıcı adları ve şifrelerle bir ödeme duvarımız yok.


Bir Kara Deliğe Düşmek Ne Kadar Sürer?

Bu, bölüm 12'deki sorun 5'tir. Yerçekimi: GR'ye Giriş James B. Hartle tarafından.

##R = 10M##'dan tekilliğe doğru zamanı ##Delta au = 5sqrt 5 pi M## olarak aldım.

Ve ##M = 10M_s## için ##M equiv 5 imes 10^ <-5>s## alıyorum.

Bu, ##Delta au yaklaşık 2 imes 10^ <-3>s## anlamına gelir. Uzun değil!

10 faktörü ile dışarı olarak düzeltildi.

Bu, bölüm 12'deki sorun 5'tir. Yerçekimi: GR'ye Giriş James B. Hartle tarafından.

##R = 10M##'dan tekilliğe doğru zamanı ##Delta au = 5sqrt 5 pi M## olarak aldım.

Ve ##M = 10M_s## için ##M equiv 5 imes 10^ <-5>s## alıyorum.

Bu, ##Delta au yaklaşık 2 imes 10^ <-4>s## anlamına gelir. Uzun değil!

2E5 saniye = yaklaşık 2-1 / 2 gün. Bu nesneler için, bir gözlemci, aşırı gelgit kuvvetleri yaşamadan makul bir oranda düşebilir. Tabii ki, olay ufkunu geçtikten sonra, gözlemci hala mahkumdur, sadece daha uzun sürer.

Bu, bölüm 12'deki sorun 5'tir. Yerçekimi: GR'ye Giriş James B. Hartle tarafından.

##R = 10M##'dan tekilliğe doğru zamanı ##Delta au = 5sqrt 5 pi M## olarak aldım.

Ve ##M = 10M_s## için ##M equiv 5 imes 10^ <-5>s## alıyorum.

Bu, ##Delta au yaklaşık 2 imes 10^ <-4>s## anlamına gelir. Uzun değil!

Bu iyi tanımlanmamıştır, çünkü tekillik uzayda bir yerden çok zaman içinde bir an gibidir. Anladığım kadarıyla, yörüngede değil, sabit irtifada süzülmek demek istiyorsun.

Bunun sonucu, sorunuzun gerçekten bir cevabı olmamasıdır. Hesaplanan @PeroK sayısı, inanıyorum ki, düşen astronotun ufku geçtiklerinde hareketsiz halden ##10R_S##'ta düştüklerindeki saattir. Bana sorduğun şey bu değil gibi görünüyor. Uzaktaki bir gözlemci, ufukta herhangi bir şeyin geçtiği bir zamanı ölçemez çünkü bunun olduğunu asla göremezler (prensipte, @phinds'in belirttiği gibi, kara delik bundan trilyonlarca yıl sonra buharlaşana kadar). Astronotun kol saatini hesaplayabilir veya keyfi bir eşzamanlılık kuralı uygulayabilir ve koordinat zamanı için keyfi bir cevap hesaplayabilirler.

##10M##'dan (başlangıçta dinlenme halindeyken) tekilliğe doğru doğru zamandı. Gerçi sanırım ##20M## ile ##2M## arasında olmalıydı. Bu da yaklaşık ##6ms##. Umarım bu doğru.

Düzeltme: ##5ms## Eğer hesaplamayı doğru yaparsanız.

Böyle bir yanıt, bir gözlemci belirleme sorunu ve ayrıca gerçek dünyada var olmayan varsayımsal bir "bozulmamış uzay" sorunu nedeniyle tam olarak tanımlanmayacaktır.

Aldığınız cevaplar, bazen kol saati olarak adlandırılan "uygun zaman" içindir. It's the amount of time that elapses for the infalling object, i.e. the time they'd measure on a "wristwatch", a clock they carried with them. No external observer needs to be specified.

It's spacezaman that's curved - space may or may not be curved whether or not there is spacetime curvature. The only way to avoid spacetime curvature is to be infinitely far away from any mass, although in this case that may be taken to mean just very, very far away.

However, then "measure instantaneously" is a problem. The only way to measure instantaneously a time when something crosses the event horizon is to be there at that same event (or to fall in very near by). And this isn't an area of negligible curvature.

This isn't well-defined, since the singularity is more like a moment in time than a place in space. I take it you mean hovering at constant altitude and not orbiting.

The upshot of this is that your question doesn't really have an answer. The number @PeroK calculated is, I believe, the time on the infalling astronaut's watch when they cross the horizon free falling from rest at ##10R_S##. That doesn't seem to me to be what you are asking. A distant observer cannot measure a time when anything crosses the horizon because they can never see it happen (until, in principle, the black hole evaporates trillions of years from now, as @phinds notes). They can calculate the astronaut's wristwatch time, or they may impose an arbitrary simultaneity convention and calculate an arbitrary answer for the coordinate time.


Yorumlar

Thank you Monica. This is a fascinating finding. You caught my attention with your statement:
"[black holes] drag the very fabric of spacetime around them as they spin." I pictured a black hole somehow pulling the space-time-mass-energy universe into its core (I know you said 'around,' but I often jump to unjustified conclusions. I had to look up the wiki definition for frame-dragging effect of General Relativity. Now I know this is not what you meant. But I found it equally interesting that "This effect is analogous to the hyperfine structure in atomic spectra due to nuclear spin."

Yorum yapabilmek için giriş yapmalısınız.

January 19, 2017 at 10:13 pm

Surprised? I am not at all. This is why:

Liquid vortex (LV) sheds light on the essentials of the black holes (BHs).

Introduction. Vortices could be found everywhere around us. Assuming different kinds of vortices possess common generics, one can get an insight in understanding the hardly accessible and/or observable ones, for instance BHs, by observing the easily accessible ones, for example LVs. Exploring LVs, also, allows to run the observations with reasonable resources, in reasonable time, under variety of conditions and, what is especially important, to observe the developments beneath the funnel bottom, which in reference to the BHs can be considered, in a way, as being an analog of the BH bottom.
The LV I’ve observed was located in the middle of a reasonably large and calm water pool It was arranged to confine its developments predominantly in the water thin surface layer thus making it to act as a two-dimensional rather than a tri-dimensional one and, thanks to it, to consider the developments as likely related to the BH associated ones. The collection of LV videos recorded under a variety of conditions could be accessed at YouTube under my name Yehiel Gotkis.
Thorough scrutiny of the LV observations lead, along with relatively trivial things, to a shocking grasp, questioning even the widely-adopted views on the existence of the dark matter and dark energy.
Observations, analysis, interpretations and conclusions.
• LV was observed to emit outgoing double-spiral waves, which, oppositely to concentric waves, carry momentum (and the associated kinetic energy) transferable to the distant material objects. The cause inducing the double spiral appearance was found to be associated with asymmetry of the funnel bottom, which was observed to be most of the time shaped as a spinning distorted digit 8. The fact that an asymmetry in the funnel of the spinning LV, and probably the BH, cause generation of propagating away spiral, in the case of BH gravitational, waves, indicates that spinning BHs continuously re-emit part of the acquired mass/energy back into the space as gravitational waves. Which, in long (cosmic) timescale, may make a significant amount of it. Also, meaning that the Universe should be filled with the energetic gravitational ripples (gravitational noise). As the ripples over the surface of the ocean.
• Also, the LV spinning double spiral wave geometry and the associated image wobbling when observed from a particular direction (check my related YouTube video named “Liquid vortex upper double spiral wave generation”) may provide a natural explanation to the Quasi Periodic Oscillation (QPO) phenomenon known for the BHs.
• The LV observed, being naturally sucking the liquid, was pulling-in together with it also whatever was floating over the water surface: foam, dry leaves, all kinds of light debris, which is not a surprise. However, in relation to the BHs, the upper surface of the water pool could be thought to be associated with the spacetime and the floating stuff - with the regular matter. For the spacetime-regular matter duo
• The spacetime and the matter are inherently mutually engaged
following each other’s movement.
This mutual matter-spacetime engagement could be guessed of causing effects analogous to hydrodynamic drag and friction - gravitational drag and gravitational friction in this case. Staying within the frame of the above rationale, we have to conclude that
The BHs are to be thought of being pulling-in not only the surrounding regular matter but also the spacetime, whirling around the BH as liquid whirls around the LV (furthermore abbreviated as BHSSR, Black Hole Sucking Spacetime Rationale).
Intriguingly, the BHSSR allows to interpret the legendary galaxy rotation curves anomaly and the Universe accelerated expansion with no necessity of introducing the two famous but still challenging to prove hypotheses:
Existence of the dark matter
As per the BHSSR, the pulled-in by the BH whirling spacetime can add additional momentum to the rotation of the visible matter in the BH proximity,
Existence of the dark energy
As per the BHSSR, at the galactic periphery, where the pulling-in gravitational force is diminished, the keeping on centrifugal force, induced by the spinning spacetime, helps accelerating the regular matter away from the galaxy center.


What If a Coin-Sized Black Hole Appeared on Earth?

Supermassive black holes, millions of times the mass of our Sun, eat stars for breakfast. But how dangerous would a small black hole be?

Could it swallow up the entire planet? Or would it simply rip apart anyone who got close to it?

Black holes are extremely dense. They aren’t really holes, but instead, huge amount of mass.

Black holes were formed when the Universe began. If it was possible for you to create one, you’d have to slam a lot of particles together in a tiny, tiny space.

In practice, if you were able to collapse all the particles of Mount Everest and create a black hole, that black hole would be just a few atoms across. Even then, you wouldn’t want to stand too close to it. For 10 meters (33 feet) around it, the gravitational pull of that tiny hole would be as strong as gravitational pull at the Earth’s surface.

So what trouble could a coin-sized black hole cause? The answer depends on how you define size. Would our hypothetical black hole be as wide as a coin? Or would it have the coin’s mass?

Scenario 1. The black hole with a diameter of a coin.

Looks pretty small, right? Well, because black holes are so dense, this one would be about the same mass as the Earth.

It would also have the gravitational pull one billion billion times greater than our planet does. But the Earth wouldn’t just fall into the black hole. Rather, it would orbit it while having chunks of the planet eaten with every pass.

Earth’s rotation would slow down this banquet, preventing the black hole from swallowing all of it. Whatever mass of Earth was left, would collapse into a disk of hot rock and start rotating around the black hole.

From space, this would look like an accretion disk – our spinning planet’s debris around the black hole’s event horizon. By that time, the black hole would have doubled in mass. Surprisingly, it would leave the Moon unharmed, only causing its orbit to become more elliptical.

You wouldn’t be so lucky. The black hole would consume you before you even realized what was happening.

Scenario 2. The black hole with a mass of a coin.

If about five grams of a coin suddenly collapsed into a black hole, that black hole would be terribly tiny. Compared to an atom, it would be as small as an atom compared to the Sun. And still, it would be terrifying.

See, the smaller a black hole is, the more Hawking radiation it releases. Simply put, black holes evaporate, spewing particles back into space.

In our case, the black hole would evaporate way too fast – just in a fraction of a second. Its insignificant mass of five grams would be converted into significant 450 terajoules of energy, and cause a massive explosion.

That would be like detonating 100,000 tonnes of TNT. The explosion wouldn’t tear the whole Earth apart, but would affect anything that happened to be near it.

It would be best if this black hole-causing coin wasn’t in your pocket. Despite all the technology we’ve invented, humans aren’t able to compress matter into a black hole even that small. Maybe one day, when space travel is more widely available, we’ll be able to capture a black hole from amongst the stars, and learn from it.