¿Cómo sabemos que los agujeros negros están girando?

¿Cómo es posible saber si un agujero negro está girando o no?

Si un planeta está girando, puedes verlo claramente pero realmente no puedes ver un agujero negro.

Lo siguiente sería que la materia interactúa con la materia adyacente y podríamos ver en qué dirección gira la materia que rodea al BH (como si gira una bola sobre el agua, el agua alrededor también giraría en la misma dirección) pero la materia no puede interactuar desde el interior del horizonte de sucesos hacia el exterior, por lo que la materia en el horizonte de sucesos solo estaría interactuando con la gravedad (como si el BH no tuviera fricción).

Ahora la gravedad. Creo que podría medir las diferencias de gravedad si un objeto grande no es perfectamente uniforme, pero creo que un BH tiene la misma fuerza de gravedad en todos los lados.

¿Que me estoy perdiendo aqui? ¿Cómo se puede detectar o determinar por observación que un agujero negro está girando, o mejor aún, medir qué tan rápido?

El campo gravitacional de la materia giratoria, o un agujero negro giratorio, hace que la materia a su alrededor comience a girar. Esto se llama " arrastre de cuadros " o "gravitomagnetismo", este último nombre proviene del hecho de que es muy análogo al efecto magnético de las cargas eléctricas en movimiento. La existencia del gravitomagnetismo está ligada a la velocidad de gravedad finita, por lo que no existe en la gravedad newtoniana donde esa velocidad es infinita, pero está presente en la relatividad general, y para los agujeros negros es lo suficientemente grande como para ser detectable.

Además, por razones puramente teóricas, esperamos que todos los agujeros negros estén girando porque un agujero negro que no gira es lo mismo que un agujero negro que gira con una velocidad angular de exactamente cero, y no hay razón por la cual la velocidad angular de un agujero negro sea exactamente cero. Por el contrario, debido a que son mucho más pequeños que la materia que se colapsa para producirlos, incluso un pequeño momento angular neto aleatorio de la materia colapsada debería conducir a un agujero negro que gira rápidamente. (La analogía clásica para esto es que un patinador sobre hielo gira más rápido cuando levantan los brazos).

La órbita circular más estable es diferente dependiendo de la velocidad de rotación. Los discos de acreción se extienden hasta el ISCO, por lo que esto produce cambios observables. De The Spin of Supermassive Black Holes :

Para $a=1$ (giro máxima en el sentido prograde relativa a la partícula en órbita), tenemos $r_{isco}=M$ . Este es el mismo valor de coordenadas que posee el horizonte de eventos pero, de hecho, el sistema de coordenadas es singular en esta ubicación y existe una distancia adecuada finita entre las dos ubicaciones. A medida que disminuye, $r_{isco}$ aumenta monotónicamente a través de $r_{isco}=6M$ cuando $a=0$ para alcanzar un máximo de $r=9M$ cuando$a=−1$ (giro máximo retrógrado a la partícula en órbita). Como discutimos a continuación, el ISCO establece un borde interno efectivo para el disco de acreción (al menos para las configuraciones de disco que consideraremos aquí). Por lo tanto, la dependencia del espín del ISCO se traduce directamente en observables dependientes del espín; A medida que aumenta la rotación y disminuye el radio de la ISCO, el disco se vuelve más eficiente para extraer / irradiar la energía de unión gravitacional de la materia acumulada, el disco se calienta, las frecuencias temporales asociadas con el disco interno aumentan y los desplazamientos al rojo gravitacional del Se aumentan las emisiones de disco.

Empíricamente, al observar los espectros de los discos de acreción podemos estimar $a$ .

El campo gravitacional de un agujero negro depende tanto de su masa como de su giro. Esto tiene una serie de consecuencias observables:

• Como se menciona en la respuesta de Anders Sandberg, hay una órbita circular más pequeña posible alrededor de un agujero negro (ISCO), cuyo radio depende del giro del agujero negro. Por lo tanto, si ve materia orbitando un agujero negro en un disco de acreción, el borde interior dará un límite inferior en el giro.
• Cuando dos agujeros negros se fusionan, el objeto resultante se estabiliza oscilando y emitiendo ondas gravitacionales con una frecuencia característica y una tasa de desintegración determinada por la masa y el giro del agujero negro final. Para fusiones fuertes (como GW150914) se puede medir este llamado ringdown, dando una medida directa de la masa y el giro del agujero negro formado.
• Antes de tal fusión, los giros de los agujeros negros individuales afectarán la evolución de la inspiración, que se imprime en la forma de onda gravitacional observada. Al comparar la forma de onda observada con las plantillas teóricamente esperadas para diferentes giros, uno puede (intentar) medir los giros de los agujeros negros fusionados. (Por lo tanto, la mayoría de las fusiones observadas (publicadas) podrían ser consistentes con que ambas BH no giraran).
• The spin of a black hole also affects how it deflects light. Consequently, the pictures of a black hole's shadow such as taken by the event horizon telescope can be used to determine the spin of the black hole (if we happen to view it under the right angle).

As mentioned in Rory's comment, an object in space must at some point in time acquire spin. Any object has gravity, and with a rotational rate of zero it would have no spin, as soon as it contacts another object spin is imparted on it.

Si bien es cierto, pero poco probable, que pueda ser golpeado por otro objeto que canceló exactamente su giro, es solo cuestión de tiempo antes de que aparezca otro objeto, por lo tanto, es mucho más probable que los objetos en el espacio giren.

Vea, por ejemplo, el video de colaboración SXS : " Inspiral y fusión del agujero negro binario GW151226 ":

El momento angular es el equivalente rotacional del momento lineal y una cantidad conservada : el momento angular total de un sistema cerrado permanece constante. Cuanto mayor es la densidad, más rápido es el giro del objeto, para conservar su momento angular.

Para cualquiera que busque información adicional, incluiré estas referencias:

• " Inferir los giros de los agujeros negros y explorar los flujos de acreción / eyección en AGN con la Unidad de campo integral de rayos X Athena " (6 de junio de 2019), por Didier Barret (IRAP) y Massimo Cappi (INAF-OEA):

  " Contexto . Núcleos galácticos activos (AGN) visualizar los espectros de rayos X complejo que presentan una variedad de características de emisión y absorción, que son comúnmente interpretado como una combinación de i) un componente de reflexión relativísticamente untado, como resultado de la irradiación de un disco de acreción por una fuente compacta de rayos X duros, ii) uno o varios componentes de absorción cálidos / ionizados producidos por salidas impulsadas por AGN que cruzan nuestra línea de visión, y iii) un componente de reflexión no relativista producido por material más distante. apropiado por lo tanto se puede utilizar para limitar el giro negro agujero, la geometría y las características del flujo de acreción, así como de los flujos de salida y alrededores del agujero negro.
  Objetivos. Investigamos cómo se puede utilizar un espectrómetro de rayos X de alta resolución y alto rendimiento, como la Unidad de campo integral de rayos X Athena (X-IFU) para este objetivo, utilizando el modelo de reflexión de última generación relxill en una configuración geométrica posterior a la lámpara .
  Métodos . Simulamos una muestra representativa de los espectros de AGN, incluidas todas las complejidades del modelo necesarias, así como un rango de parámetros del modelo que van desde valores estándar hasta valores más extremos, y consideramos flujos de rayos X que son representativos de las poblaciones conocidas de AGN y Quasars (QSO). También presentamos un método para estimar los errores sistemáticos relacionados con las incertidumbres en la calibración de la X-IFU.
  Resultados. En un entorno conservador, en el que el componente de reflexión se calcula de forma coherente mediante el modelo relxill a partir de la geometría preestablecida y sin abundancia de hierro, los errores medios en el giro y la altura de la fuente de irradiación son <0.05 y ∼ 0.2 R$_g$(en unidades de radio gravitacional). Del mismo modo, los parámetros del absorbedor (densidad de la columna, parámetro de ionización, factor de cobertura y velocidad) se miden con una precisión típicamente menor que ± 5% sobre su rango permitido de variaciones. Extendiendo las simulaciones para incluir salidas de flujo ultrarrápidas desplazadas hacia el azul, mostramos que X-IFU podría medir su velocidad con errores estadísticos <1%, incluso para objetos con desplazamiento al rojo alto (p. Ej. En desplazamientos al rojo ∼ 2.5).
  Conclusiones. Las simulaciones presentadas aquí demuestran el potencial de X-IFU para comprender cómo se alimentan los agujeros negros y cómo dan forma a sus galaxias anfitrionas. La precisión para recuperar los parámetros del modelo físico codificados en su emisión de rayos X se alcanza gracias a la capacidad única de X-IFU para separar y restringir, estrecho y amplio, los componentes de emisión y absorción ".

• " Observando Black Holes Spin " (27 de marzo de 2019), por Christopher S. Reynolds:

  "... los agujeros negros son los objetos más simples de la naturaleza, definidos únicamente por su carga eléctrica (que se neutraliza a cero en entornos astrofísicos realistas), masa y momento angular.

  ...

  En esta revisión, examinaré el estado actual y la promesa futura de las mediciones de espín del agujero negro. Durante gran parte de los últimos 20 años, las medidas cuantitativas de espín han sido el dominio de la astronomía de rayos X, y estas técnicas continúan siendo refinadas a medida que mejora la calidad de los datos. Con el reciente advenimiento de la astronomía de ondas gravitacionales, ahora tenemos una ventana completamente nueva y complementaria sobre los agujeros negros giratorios. Además, nos encontramos en el umbral de otro gran avance, la imagen directa de la sombra del horizonte de eventos por la interferometría de línea de base muy larga de banda mm global, también conocido como el Telescopio de horizonte de eventos (EHT). Estamos realmente entrando en una basura dorada para el estudio de la física del agujero negro y el giro del agujero negro.

  ...

  While the original Penrose process may be hard to realise in nature, Roger Blandford and Roman Znajek showed that magnetic fields can similarly extract rotational energy from the ergosphere. Magnetic spin-extraction is the.leading theoretical model for the driving of relativistic jets from black hole systems.
  To be more quantitative, we consider a black hole with mass $M$ and angular momentum $J$. We can define the unitless “spin parameter” by $a = cJ/GM^2$ where $c$ is the speed of light and $G$ is Newton’s constant of Gravitation. The Kerr solution tells us that the structure of the spacetime around a spinning black hole depends only on $M$ and $a$. As well as greatly simplifying any GR treatments of black hole astrophysics, this provides a route to observational explorations of gravity theories beyond GR — once the mass and spin of an astrophysical black hole has been measured, we can in principle search for deviations of the inferred gravitational field (including any gravitational radiation) from the predictions of GR.
  If one were to spin a planet or a star too quickly, it would fly apart as the centrifugal forces overwhelm the gravity that binds the object together. There is an equivalent situation for a black hole. The Kerr solution shows that, if $|a| > 1$, ya no hay un horizonte de eventos. GR entonces predeciría una singularidad desnuda del espacio-tiempo, un resultado que es aborrecible a la ley física y la noción de previsibilidad y, por lo tanto, prohibido por la Hipótesis de la Censura Cósmica. Por supuesto, es de gran interés para los físicos comprobar si la naturaleza respeta este límite de Kerr ".

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  Figura 1: Ubicación de algunas órbitas especiales en el plano ecuatorial de un agujero negro de Kerr en función del parámetro de giro. Shown here is the innermost stable circular orbit (red line), photon circular orbit (blue line), static limit (dashed white line), and event horizon (bounding the grey shade). Positive/negative spin parameter corresponds to spin that is prograde/retrograde, respectively, relative to the orbiting matter (or photons). The vertical dashed red line separates the prograde and retrograde cases. Circular orbits are stable outside of the innermost stable orbit but become unstable inside of this radius (region denoted by light red shading). Circular orbits do not exist interior to the photon circular orbit (region denoted by solid red shading). For concreteness, a 10 solar mass black hole is assumed. Radii for other masses can be obtained using linear proportionality.

One way of thinking of the gravitational field outside a black hole is that it is a kind of fossil, or frozen impression. It reflects the gravity of the matter that formed/fell into the black hole at the moment when it became "locked away" inside the event horizon, and so unable to affect anything outside, including the gravitational field.

If the matter at that stage had net angular momentum, the gravitational field outside the black hole is different. Mathematically, it is described by the Kerr solution to Einstein's equations, instead of the Schwarzschild solution. This difference can be observed in a number of ways, for instance in the behaviour of light or matter close to the black hole.