Astronomia

Como um buraco negro giratório afeta o espaço-tempo em comparação com um buraco negro não giratório?

Como um buraco negro giratório afeta o espaço-tempo em comparação com um buraco negro não giratório?



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Muitas vezes vejo perguntas neste site que se aplicam apenas a buracos negros não giratórios e muitas vezes me pergunto como a resposta seria diferente para um buraco negro giratório. Como o título diz, quais são as principais diferenças entre o comportamento de buracos negros giratórios e não giratórios, especialmente no que diz respeito ao efeito no espaço-tempo?


Como um buraco negro giratório afeta o espaço-tempo em comparação com um buraco negro não giratório? - Astronomia

Raios-X reveladores de ferro podem revelar se os buracos negros estão girando ou não, de acordo com astrônomos que usam o Observatório de Raios-X Chandra da NASA e o Observatório XMM-Newton da Agência Espacial Européia. Os fluxos de gás e os efeitos gravitacionais bizarros observados perto de buracos negros estelares são semelhantes aos vistos em torno de buracos negros supermassivos. Os buracos negros estelares, na verdade, são 'modelos em escala' convenientes de seus primos muito maiores.

Os buracos negros têm pelo menos dois tamanhos diferentes. Os buracos negros estelares têm entre cinco e 20 vezes a massa do Sol. Na outra extremidade da escala de tamanho, os buracos negros supermassivos contêm milhões ou bilhões de vezes a massa do nosso sol. A Via Láctea contém um buraco negro supermassivo em seu centro, bem como vários buracos negros estelares espalhados por toda a Galáxia.

Em uma conferência de imprensa no simpósio "Four Years of Chandra" em Huntsville, Alabama, Jon Miller do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics em Cambridge, Massachusetts. Discutiu os resultados recentes sobre o espectro de raios-X, ou distribuição de raios-X com energia, dos átomos de ferro no gás em torno de três buracos negros estelares na Via Láctea.

"Descobrir o alto grau de correspondência entre buracos negros estelares e supermassivos é um verdadeiro avanço", disse Miller. "Como os buracos negros estelares são menores, tudo acontece cerca de um milhão de vezes mais rápido, então eles podem ser usados ​​como um teste para as teorias de como os buracos negros giratórios afetam o espaço e a matéria ao seu redor."

Os raios X de um buraco negro estelar são produzidos quando o gás de uma estrela companheira próxima é aquecido a dezenas de milhões de graus enquanto gira em direção ao buraco negro. Os átomos de ferro neste gás produzem sinais distintos de raios-X que podem ser usados ​​para estudar as órbitas das partículas ao redor do buraco negro. Por exemplo, a gravidade de um buraco negro pode mudar os raios X para energias mais baixas.

"O trabalho mais recente fornece as medições mais precisas já feitas dos espectros de raios-X para buracos negros estelares", disse Miller. "Esses dados ajudam a descartar explicações concorrentes que não requerem efeitos gravitacionais extremos e fornecem a melhor visão até agora da geometria do espaço-tempo em torno de um buraco negro estelar criado pela morte de uma estrela massiva."

A órbita de uma partícula próxima a um buraco negro depende da curvatura do espaço ao redor do buraco negro, que também depende de quão rápido o buraco negro está girando. Um buraco negro girando arrasta espaço com ele e permite que os átomos orbitem mais perto do buraco negro do que é possível para um buraco negro não giratório.

Os dados mais recentes do Chandra de Cygnus X-1, o primeiro buraco negro de tamanho estelar descoberto, mostram que os efeitos gravitacionais no sinal dos átomos de ferro só podem ser devidos a efeitos relativísticos, e que alguns dos átomos não estão mais próximos do que 100 milhas até o buraco negro. Não houve evidência de que o buraco negro Cygnus X-1 está girando.

Os dados XMM-Newton do buraco negro, XTE J1650-500, mostram uma distribuição muito semelhante de raios-X do átomo de ferro com uma exceção importante. Mais raios-X de baixa energia de átomos de ferro são observados, uma indicação de que alguns raios-X estão vindo das profundezas do poço gravitacional ao redor do buraco negro, a cerca de 20 milhas do horizonte de eventos do buraco negro. Este buraco negro deve estar girando rapidamente.

As observações do Chandra de um terceiro buraco negro estelar, GX 339-4, revelaram que ele também está girando rapidamente e nuvens de gás quente absorvente parecem estar fluindo para longe do buraco negro a velocidades de cerca de trezentas mil milhas por hora. Tais fluxos de gás quente foram observados nas proximidades de buracos negros supermassivos.

Observações anteriores de alguns buracos negros supermassivos pelo satélite ASCA do Japão, XMM-Newton e Chandra indicaram que eles também podem estar girando rapidamente. Os últimos resultados apresentados por Miller indicam que a geometria peculiar do espaço em torno dos buracos negros de massa estelar giratória e dos buracos negros supermassivos é notavelmente semelhante. Buracos negros estelares e supermassivos podem ser semelhantes de outras maneiras. Jatos poderosos de partículas de alta energia foram detectados em torno de ambos os tipos de buracos negros.

Por que alguns buracos negros estelares giram rapidamente e outros não? Uma possibilidade é que diferenças no spin sejam transmitidas no nascimento, quando uma estrela massiva colapsa. Outra possibilidade é que a taxa de rotação dependa de quanto tempo o buraco negro está devorando matéria de sua estrela companheira, um processo que faz o buraco negro girar mais rápido. Buracos negros com spin mais rápido, XTE J1650-500 e GX 339-4, têm estrelas companheiras de baixa massa. Essas estrelas de vida relativamente longa podem ter alimentado o buraco negro por mais tempo, permitindo que ele girasse a taxas mais rápidas. Cygnus X-1 com sua estrela companheira de vida curta pode não ter tempo para girar.

Miller é bolsista de pós-doutorado em Astronomia e Astrofísica da National Science Foundation. Seus principais colaboradores neste trabalho foram Walter Lewin do Instituto de Tecnologia de Massachusetts em Cambridge, Andrew Fabian da Universidade de Cambridge, Reino Unido, e Chris Reynolds da Universidade de Maryland, College Park.

O Marshall Space Flight Center da NASA, Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra para o Office of Space Science, NASA Headquarters, Washington. Northrop Grumman de Redondo Beach, Califórnia, anteriormente TRW, Inc., foi o principal empreiteiro de desenvolvimento do observatório. O Observatório Astrofísico Smithsonian controla a ciência e as operações de vôo do Chandra X-ray Center em Cambridge, Massachusetts.


Como um buraco negro giratório afeta o espaço-tempo em comparação com um buraco negro não giratório? - Astronomia

17 de setembro de 2003

Raios-X reveladores de ferro podem revelar se os buracos negros estão girando ou não, de acordo com astrônomos que usam o Observatório de Raios-X Chandra da NASA e o Observatório XMM-Newton da Agência Espacial Européia. Os fluxos de gás e os efeitos gravitacionais bizarros observados perto de buracos negros estelares são semelhantes aos vistos em torno de buracos negros supermassivos. Os buracos negros estelares, na verdade, são 'modelos em escala' convenientes de seus primos muito maiores.

Os buracos negros têm pelo menos dois tamanhos diferentes. Os buracos negros estelares têm entre cinco e 20 vezes a massa do Sol. Na outra extremidade da escala de tamanho, os buracos negros supermassivos contêm milhões ou bilhões de vezes a massa do nosso sol. A Via Láctea contém um buraco negro supermassivo em seu centro, bem como vários buracos negros estelares espalhados por toda a Galáxia.

Em uma conferência de imprensa no simpósio "Four Years of Chandra" em Huntsville, Alabama, Jon Miller do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics em Cambridge, Massachusetts. Discutiu os resultados recentes sobre o espectro de raios-X, ou distribuição de raios-X com energia, dos átomos de ferro no gás em torno de três buracos negros estelares na Via Láctea.

"Descobrir o alto grau de correspondência entre buracos negros estelares e supermassivos é um verdadeiro avanço", disse Miller. "Como os buracos negros estelares são menores, tudo acontece cerca de um milhão de vezes mais rápido, então eles podem ser usados ​​como um teste para as teorias de como os buracos negros giratórios afetam o espaço e a matéria ao seu redor."

Os raios X de um buraco negro estelar são produzidos quando o gás de uma estrela companheira próxima é aquecido a dezenas de milhões de graus enquanto gira em direção ao buraco negro. Os átomos de ferro neste gás produzem sinais distintos de raios-X que podem ser usados ​​para estudar as órbitas das partículas ao redor do buraco negro. Por exemplo, a gravidade de um buraco negro pode mudar os raios X para energias mais baixas.

"O trabalho mais recente fornece as medições mais precisas já feitas dos espectros de raios-X para buracos negros estelares", disse Miller. "Esses dados ajudam a descartar explicações concorrentes que não requerem efeitos gravitacionais extremos e fornecem a melhor visão ainda sobre a geometria do espaço-tempo em torno de um buraco negro estelar criado pela morte de uma estrela massiva."

A órbita de uma partícula próxima a um buraco negro depende da curvatura do espaço ao redor do buraco negro, que também depende de quão rápido o buraco negro está girando. Um buraco negro girando arrasta espaço com ele e permite que os átomos orbitem mais perto do buraco negro do que é possível para um buraco negro não giratório.

Os dados mais recentes do Chandra de Cygnus X-1, o primeiro buraco negro de tamanho estelar descoberto, mostram que os efeitos gravitacionais no sinal dos átomos de ferro só podem ser devido a efeitos relativísticos, e que alguns dos átomos não estão mais próximos do que 100 milhas até o buraco negro. Não houve evidência de que o buraco negro Cygnus X-1 está girando.

Os dados XMM-Newton do buraco negro, XTE J1650-500, mostram uma distribuição muito semelhante de raios-X do átomo de ferro com uma exceção importante. Mais raios-X de baixa energia de átomos de ferro são observados, uma indicação de que alguns raios-X estão vindo das profundezas do poço gravitacional ao redor do buraco negro, a cerca de 20 milhas do horizonte de eventos do buraco negro. Este buraco negro deve estar girando rapidamente.

As observações do Chandra de um terceiro buraco negro estelar, GX 339-4, revelaram que ele também está girando rapidamente, e nuvens de gás quente absorvente parecem estar fluindo do buraco negro a velocidades de cerca de trezentas mil milhas por hora. Tais fluxos de gás quente foram observados nas proximidades de buracos negros supermassivos.

Observações anteriores de alguns buracos negros supermassivos pelo satélite ASCA do Japão, XMM-Newton e Chandra indicaram que eles também podem estar girando rapidamente. Os últimos resultados apresentados por Miller indicam que a geometria peculiar do espaço em torno dos buracos negros de massa estelar giratória e dos buracos negros supermassivos é notavelmente semelhante. Buracos negros estelares e supermassivos podem ser semelhantes de outras maneiras. Jatos poderosos de partículas de alta energia foram detectados em torno de ambos os tipos de buracos negros.

Por que alguns buracos negros estelares giram rapidamente e outros não? Uma possibilidade é que diferenças no spin sejam transmitidas no nascimento, quando uma estrela massiva colapsa. Outra possibilidade é que a taxa de rotação dependa de quanto tempo o buraco negro está devorando matéria de sua estrela companheira, um processo que faz o buraco negro girar mais rápido. Buracos negros com spin mais rápido, XTE J1650-500 e GX 339-4, têm estrelas companheiras de baixa massa. Essas estrelas de vida relativamente longa podem ter alimentado o buraco negro por mais tempo, permitindo que ele girasse a taxas mais rápidas. Cygnus X-1 com sua estrela companheira de vida curta pode não ter tempo para girar.

Miller é pós-doutorado em Astronomia e Astrofísica da National Science Foundation. Seus principais colaboradores neste trabalho foram Walter Lewin do Instituto de Tecnologia de Massachusetts em Cambridge, Andrew Fabian da Universidade de Cambridge, Reino Unido, e Chris Reynolds da Universidade de Maryland, College Park.

O Marshall Space Flight Center da NASA, Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra para o Office of Space Science, NASA Headquarters, Washington. Northrop Grumman de Redondo Beach, Califórnia, anteriormente TRW, Inc., foi o principal empreiteiro de desenvolvimento do observatório. O Observatório Astrofísico Smithsonian controla a ciência e as operações de vôo do Chandra X-ray Center em Cambridge, Massachusetts.

Steve Roy
Marshall Space Flight Center, Huntsville, AL
Telefone: 256-544-6535


6 Respostas 6

Mas se você começar a correr em volta dele, ele se moverá mais rápido ou mais devagar em relação a você. Nesse caso, o disco tem uma velocidade de solo, 60 rpm, porque tem algo a girar em relação, neste caso, à mesa.

Na verdade, isso é fundamentalmente incorreto. A rotação do disco não tem nada a ver com a mesa em princípio. A aceleração, incluindo a rotação, não é relativa. Ele pode ser medido sem referência a qualquer objeto externo. Por exemplo, usando um interferômetro de anel ou um giroscópio.

Não importa se o objeto é um disco ou um buraco negro ou qualquer outra coisa, girar não é relativo como o movimento inercial.

Quando me movo ao redor do buraco negro, ele gira mais devagar em relação a mim e, conseqüentemente, tem um horizonte de eventos maior.

O horizonte de eventos é uma característica global e invariável do espaço-tempo. Seu movimento não muda isso. Claro, você pode usar as coordenadas que quiser e fazer a alteração do tamanho da coordenada como desejar. No entanto, quais eventos estão no horizonte de eventos não são alterados por seu movimento.

Este é apenas o balde de Newton em trajes modernos. A melhor explicação deste efeito que tenho visto está no livro Quantum Gravity de Carlo Rovelli, que o explica como rotação com respeito ao campo gravitacional. De acordo com a Teoria da Relatividade Geral de Einstein, o campo gravitacional é uma entidade física real. E Rovelli comenta sobre o balde de Newton (na página 56 da edição de capa dura de 2005):

A resposta de Einstein é simples e fulgurante:

A água gira em relação a uma entidade física local: o campo gravitacional.

Rovelli considera isso tão importante que sublinha, além de colocar em itálico, mas minhas habilidades de formatação não chegam a esse ponto. E sim, fulgurante é uma palavra real.

A que os buracos negros giram em relação?

Relativo a um referencial inercial infinitamente distante do furo, no qual o furo não tem movimento de translação.

E o que acontece se você se mexer?

Um buraco negro giratório é azimutalmente simétrico. Ele “parece” o mesmo de qualquer ângulo azimutal. Seu parâmetro de rotação $ a $ na métrica Kerr não tem nada a ver com a rapidez com que você se move ao redor dele.

Digamos que haja um disco em uma mesa que gira a 60 rpm. Quando você está parado, ele gira a 60 rpm. Mas se você começar a correr em volta dele, ele se moverá mais rápido ou mais devagar em relação a você. Nesse caso, o disco tem uma velocidade de solo, 60 rpm, porque tem algo a girar em relação, neste caso, à mesa.

Não, a tabela não é necessária para observar a diferença entre um disco giratório e um disco estacionário. Se você estiver girando com um disco giratório e estiver usando um referencial no qual o disco está estacionário, esse referencial não é inercial. Parecerá haver uma & quotforça centrífuga & quot empurrando você para longe do disco giratório, e para ficar próximo a ele, você terá que ter uma força empurrando você em direção ao disco. Portanto, você pode dizer a diferença entre um disco giratório e um disco estacionário porque pode estar em um referencial co-móvel com um disco estacionário sem que uma força centrífuga apareça.

Agora, há um fenômeno chamado arrasto de quadro, no qual um buraco negro em rotação distorce o espaço-tempo ao seu redor. Perto do buraco negro, isso reduzirá a rotação aparente. Mas longe do buraco negro, o arrasto do quadro torna-se insignificante e a rotação do buraco negro pode ser medida em relação aos referenciais inerciais.

As outras respostas dizendo que não há necessidade de haver mais nada para medi-lo em relação a estão um tanto erradas, já que o arrastamento da moldura é amortecido pela massa do resto do universo. Se tudo no universo, exceto o buraco negro, desaparecesse, seria impossível observar o buraco negro em rotação.

Você pode pensar nisso como uma aplicação do Princípio de Mach. Isso representa um fato observado da física e da cosmologia, não derivável de algum outro princípio. O quadro local, não rotativo, parece ser determinado pela matéria, principalmente matéria distante. A Relatividade Geral, parcialmente inspirada por esta ideia, cobre o (pequeno) efeito da matéria local, mas não exige o Princípio de Mach para todo o Universo. É uma proposta que foi testada com alta precisão.

Digamos que haja um disco em uma mesa que gira a 60 rpm. Quando você está de pé e ainda assim, ele gira a 60 rpm. Mas se você começar a correr em volta dele, ele se moverá mais rápido e mais devagar em relação a você. Nesse caso, o disco tem uma velocidade de solo, 60 rpm, & gt porque tem algo a girar em relação, neste caso, à mesa.

O buraco negro giratório é uma solução da equação de Einstein do vácuo que descreve o intervalo de espaço-tempo $ ds ^ <2> $, que é uma propriedade intrínseca do próprio espaço-tempo com a qual todos os observadores concordam. Em outras palavras, o que chamamos de buraco negro giratório é o próprio espaço-tempo, portanto, o exemplo descrito pelo disco giratório na mesa não é uma boa analogia.

Agora, digamos que haja um buraco negro girando. Como não há controle & gt para o buraco negro girar em relação, seu spin deve ser em relação a um objeto, & gt por exemplo, você. Se você ficar parado, ele gira a uma taxa constante. Mas se você começar a se mover ao redor do buraco negro na mesma direção da rotação, & gt de acordo com a física newtoniana, o buraco negro girará a uma taxa mais lenta & gtrelativa a você. Como um buraco negro com rotação mais rápida tem um horizonte de eventos menor, e desde o primeiro caso, haveria um horizonte de eventos menor.

Então, como os cientistas dizem que existem buracos negros giratórios e não giratórios? & gtIsso é apenas em relação à Terra?

O significado do spin é que qualquer observador fora do buraco negro e suficientemente próximo (ou seja, na ergosfera) não pode ficar parado. Isso é chamado de arrastar de quadro. O & quotobservador rotativo menor & quot é um observador localmente não rotativo cuja velocidade angular, definida por um observador inercial no infinito é $ Omega = frac

= - frac<>>> $ Quando tomamos o limite de $ r rightarrow r _ <+> $, temos $ Omega rightarrow Omega_$ .

A que os buracos negros giram em relação? E o que acontece se você se mexer? & gtHá muitas perguntas que perguntam como os buracos negros giram, ou a que velocidade eles giram, & gtmas, pelo que eu sei, nenhuma delas aborda essa questão.


Já me perguntei sobre a mesma pergunta e tenho um período de atenção curto, então vou roubar a resposta dada por outras pessoas e colocá-la em equações diretas. Stan Liou deu a resposta geral para um buraco negro com massa $ M $, momento angular $ J $ e carga $ Q $. Esses valores sendo diferentes de zero implicam que é um Kerr-Newman buraco negro. Para passar de sua resposta a uma forma explícita, tive que usar $ r ^ + $, $ r ^ - $, $ a $, $ sigma $ (constante definida em termos de outras constantes), $ kappa $, $ T $, $ A $ e, por fim, a luminosidade. Isso é o que eu encontrei.

Além disso, devo observar que nem todas as combinações desses valores são físicas. Qualquer BH que viole a desigualdade $ Q ^ 2 + left (J / M right) ^ 2 le M ^ 2 , $ não é físico, com essa equação considerada nas unidades universais especiais. Isso diz o que já é óbvio da minha equação acima. Esperamos que, se a quantidade no radical for negativa, não será uma combinação de valores permitida. Portanto, o qualificador correto na minha equação acima em unidades arbitrárias é:

Agora, digamos que é apenas um Kerr buraco negro, implicando que $ Q = 0 $. Substituímos isso para obter uma equação mais compacta.

Limitando ainda mais a discussão, vamos restringi-la a um Schwarzschild buraco negro, significando $ Q = 0 $ e $ J = 0 $. Isso reduz a equação acima a:

Isso corresponde às equações que você pode encontrar na Wikipedia.

Naturalmente, se o buraco negro está irradiando sua massa através da radiação Hawking, a perda de massa e a produção de energia são conectadas por $ E = m c ^ 2 $. Portanto, $ dM / dt = P / c ^ 2 $. Você pode usar esta equação diferencial para encontrar a vida do buraco negro. Não sei a que taxa ele perderia carga e momento angular.

Eu também queria verificar (ou refutar) a afirmação de que um momento angular faz com que o buraco negro irradie mais lentamente. Eu representei graficamente a parte da equação para o buraco negro de Kerr-Newman com as unidades especiais de carga e momento angular. Nenhum deles pode ser zero, então fiz um gráfico de 0 a 1 para o intervalo de ambos. O valor máximo do gráfico é exatamente $ 240/15360 = 0,015625 $.

Então, sim, qualquer quantidade de carga e / ou momento angular diminui a taxa de radiação de Hawking.


Título: Formas de onda de alta precisão para sistemas estelares de nêutrons e buracos negros com buracos negros giratórios

A disponibilidade de formas de onda numéricas precisas é um requisito importante para a criação e calibração de modelos de forma de onda confiáveis ​​para astrofísica de ondas gravitacionais. Para binários de estrela de nêutrons de buraco negro, muito poucas formas de onda precisas estão disponíveis publicamente. Os modelos mais recentes são calibrados para um grande número de simulações mais antigas com boa cobertura de espaço de parâmetro para binários de baixa rotação sem precessão, mas precisão limitada, e um número muito menor de simulações mais longas e mais recentes limitadas a buracos negros não giratórios. Neste artigo, apresentamos formas de onda numéricas longas e precisas para três novos sistemas que incluem buracos negros girando rapidamente e uma configuração de precessão. Aqui, estudamos em detalhes a precisão das simulações e, em particular, realizamos pela primeira vez no contexto dos binários BHNS uma comparação detalhada dos métodos de extrapolação da forma de onda com os resultados da Extração de Característica de Cauchy. As novas formas de onda têm erros de fase de & lt0.1rad durante a inspiração, aumentando para

(0,2-0,4) erros rad na fusão e erro ≲1% em sua amplitude. Calculamos a fidelidade de modelos analíticos recentes a esses resultados numéricos e descobrimos que os modelos projetados especificamente para binários BHNS têm um bom desempenho (F & gt0,99) para binários vistos de frente. Para observações de ponta, particularmente para sistemas de precessão, discordâncias entre modelos e simulações aumentam, e modelos mais & raquo que incluem precessão e / ou modos de ordem superior começam a ter um desempenho melhor do que modelos BHNS que atualmente não possuem esses recursos. & laquo menos

  1. Univ. de New Hampshire, Durham, NH (Estados Unidos)
  2. Cornell Univ., Ithaca, NY (Estados Unidos)
  3. Univ. de Amsterdã (Holanda) Univ. de Utrecht (Holanda)
  4. California Institute of Technology (CalTech), Pasadena, CA (Estados Unidos)
  5. Washington State Univ., Pullman, WA (Estados Unidos)
  6. Max-Planck-Institut fur Gravitationsphysik, Potsdam (Alemanha)

Formatos de citação

(0,2-0,4) erros rad na fusão e erro ≲1% em sua amplitude. Calculamos a fidelidade de modelos analíticos recentes a esses resultados numéricos e descobrimos que os modelos projetados especificamente para binários BHNS têm um bom desempenho (F & gt0,99) para binários vistos de frente. Para observações de ponta, particularmente para sistemas de precessão, as discordâncias entre os modelos e as simulações aumentam, e os modelos que incluem precessão e / ou modos de ordem superior começam a ter um desempenho melhor do que os modelos BHNS que atualmente carecem desses recursos.>,
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Como um buraco negro giratório afeta o espaço-tempo em comparação com um buraco negro não giratório? - Astronomia

Evidência "revestida de ferro" para buraco negro giratório

apenas ilustração
Boston - 17 de setembro de 2003
Raios-X reveladores do ferro podem revelar se os buracos negros estão girando ou não, de acordo com astrônomos que usam o Observatório de Raios-X Chandra da NASA e o Observatório XMM-Newton da Agência Espacial Européia. Os fluxos de gás e os efeitos gravitacionais bizarros observados perto de buracos negros estelares são semelhantes aos observados em torno de buracos negros supermassivos. Os buracos negros estelares, na verdade, são 'modelos em escala' convenientes de seus primos muito maiores.

Os buracos negros têm pelo menos dois tamanhos diferentes. Os buracos negros estelares têm entre cinco e 20 vezes a massa do Sol. Na outra escala de tamanho final, os buracos negros supermassivos contêm milhões ou bilhões de vezes a massa do nosso sol. A Via Láctea contém um buraco negro supermassivo em seu centro, bem como vários buracos negros estelares espalhados por toda a Galáxia.

Em uma conferência de imprensa no simpósio "Four Years of Chandra" em Huntsville, Alabama, Jon Miller do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics em Cambridge, Massachusetts. Discutiu os resultados recentes sobre o espectro de raios-X, ou distribuição de raios-X com energia, dos átomos de ferro no gás em torno de três buracos negros estelares na Via Láctea.

"Descobrir o alto grau de correspondência entre buracos negros estelares e supermassivos é um verdadeiro avanço", disse Miller. "Como os buracos negros estelares são menores, tudo acontece cerca de um milhão de vezes mais rápido, então eles podem ser usados ​​como um teste para as teorias de como os buracos negros giratórios afetam o espaço e a matéria ao seu redor."

Os raios X de um buraco negro estelar são produzidos quando o gás de uma estrela companheira próxima é aquecido a dezenas de milhões de graus enquanto gira em direção ao buraco negro. Os átomos de ferro neste gás produzem sinais distintos de raios-X que podem ser usados ​​para estudar as órbitas das partículas ao redor do buraco negro. Por exemplo, a gravidade de um buraco negro pode mudar os raios X para energias mais baixas.

"O trabalho mais recente fornece as medições mais precisas já feitas dos espectros de raios-X para buracos negros estelares", disse Miller. "Esses dados ajudam a descartar explicações concorrentes que não requerem efeitos gravitacionais extremos e fornecem a melhor visão até agora da geometria do espaço-tempo em torno de um buraco negro estelar criado pela morte de uma estrela massiva."

A órbita de uma partícula próxima a um buraco negro depende da curvatura do espaço ao redor do buraco negro, que também depende de quão rápido o buraco negro está girando. Um buraco negro girando arrasta espaço com ele e permite que os átomos orbitem mais perto do buraco negro do que é possível para um buraco negro não giratório.

Os dados mais recentes do Chandra de Cygnus X-1, o primeiro buraco negro de tamanho estelar descoberto, mostram que os efeitos gravitacionais no sinal dos átomos de ferro só podem ser devidos a efeitos relativísticos, e que alguns dos átomos não estão a menos de 100 milhas para o buraco negro. Não houve evidência de que o buraco negro Cygnus X-1 está girando.

Os dados XMM-Newton do buraco negro, XTE J1650-500, mostram uma distribuição muito semelhante de raios-X do átomo de ferro com uma exceção importante. Mais raios-X de baixa energia de átomos de ferro são observados, uma indicação de que alguns raios-X estão vindo das profundezas do poço gravitacional ao redor do buraco negro, a cerca de 20 milhas do horizonte de eventos do buraco negro. Este buraco negro deve estar girando rapidamente.

As observações do Chandra de um terceiro buraco negro estelar, GX 339-4, revelaram que ele também está girando rapidamente, e nuvens de gás quente absorvente parecem estar fluindo do buraco negro a velocidades de cerca de trezentas mil milhas por hora. Esses fluxos de gás quente foram observados nas proximidades de buracos negros supermassivos.

Observações anteriores de alguns buracos negros supermassivos pelo satélite ASCA do Japão, XMM-Newton e Chandra indicaram que eles também podem estar girando rapidamente.

Os últimos resultados apresentados por Miller indicam que a geometria peculiar do espaço em torno dos buracos negros de massa estelar giratória e dos buracos negros supermassivos é notavelmente semelhante. Buracos negros estelares e supermassivos podem ser semelhantes de outras maneiras. Jatos poderosos de partículas de alta energia foram detectados em torno de ambos os tipos de buracos negros.

Por que alguns buracos negros estelares giram rapidamente e outros não? Uma possibilidade é que diferenças no spin sejam transmitidas no nascimento, quando uma estrela massiva colapsa. Outra possibilidade é que a taxa de rotação dependa de quanto tempo o buraco negro está devorando matéria de sua estrela companheira, um processo que faz o buraco negro girar mais rápido.

Buracos negros com spin mais rápido, XTE J1650-500 e GX 339-4, têm estrelas companheiras de baixa massa. Essas estrelas de vida relativamente longa podem ter alimentado o buraco negro por mais tempo, permitindo que ele girasse a taxas mais rápidas. Cygnus X-1 com sua estrela companheira de vida curta pode não ter tempo para girar.

É possível viajar através de um buraco negro
Washington - 11 de abril de 2003
A viagem de uma nave espacial para outro universo através de um buraco negro pode ser altamente improvável, mas não pode ser descartada, de acordo com uma nova análise que explora a ideia de "singularidade híbrida". Como os fãs de ficção científica sabem, qualquer pessoa que deseje cair em um buraco negro e ressurgir em algum local distante ou mesmo em outro universo teria que passar por uma região proibida dentro do buraco negro conhecida como uma "singularidade espaço-tempo".

Com o surgimento dos bloqueadores de anúncios e do Facebook - nossas fontes tradicionais de receita por meio de publicidade de rede de qualidade continuam diminuindo. E ao contrário de tantos outros sites de notícias, não temos um acesso pago - com aqueles nomes de usuário e senhas irritantes.


Quanto tempo leva para cair em um buraco negro?

Este é o problema 5 no capítulo 12 do Gravidade: uma introdução ao GR por James B. Hartle.

Eu obtive o tempo adequado de ## R = 10M ## para a singularidade ser ## Delta tau = 5 sqrt 5 pi M ##.

E para ## M = 10M_s ##, obtenho esse ## M equiv 5 vezes 10 ^ <-5> s ##.

Isso significa que ## Delta tau approx 2 times 10 ^ <-3> s ##. Não muito!

Corrigido, eliminado por um fator de 10.

Este é o problema 5 no capítulo 12 do Gravidade: uma introdução ao GR por James B. Hartle.

Eu obtive o tempo adequado de ## R = 10M ## para a singularidade ser ## Delta tau = 5 sqrt 5 pi M ##.

E para ## M = 10M_s ##, obtenho esse ## M equiv 5 vezes 10 ^ <-5> s ##.

Isso significa que ## Delta tau approx 2 times 10 ^ <-4> s ##. Não muito!

2E5 segundos = cerca de 2-1 / 2 dias. Para esses objetos, um observador poderia cair a uma taxa razoável e sem experimentar forças de maré excessivas. Claro, depois de cruzar o horizonte de eventos, o observador ainda está condenado, só leva mais tempo.

Este é o problema 5 no capítulo 12 do Gravidade: uma introdução ao GR por James B. Hartle.

Eu obtive o tempo adequado de ## R = 10M ## para a singularidade ser ## Delta tau = 5 sqrt 5 pi M ##.

E para ## M = 10M_s ##, obtenho esse ## M equiv 5 vezes 10 ^ <-5> s ##.

Isso significa que ## Delta tau approx 2 times 10 ^ <-4> s ##. Não muito!

Isso não está bem definido, pois a singularidade é mais um momento no tempo do que um lugar no espaço. Acho que você quer dizer pairar em altitude constante e não orbitar.

O resultado disso é que sua pergunta realmente não tem uma resposta. O número calculado por @PeroK é, creio eu, a hora no relógio do astronauta em queda quando eles cruzam o horizonte em queda livre a partir do repouso em ## 10R_S ##. Não me parece ser isso que você está perguntando. Um observador distante não pode medir o tempo em que alguma coisa cruza o horizonte porque eles nunca podem ver isso acontecer (até que, em princípio, o buraco negro evapore trilhões de anos a partir de agora, como nota @phinds). Eles podem calcular o tempo do relógio de pulso do astronauta ou podem impor uma convenção arbitrária de simultaneidade e calcular uma resposta arbitrária para o tempo coordenado.

Era o tempo adequado de ## 10M ## (inicialmente em repouso) até a singularidade. Embora eu ache que deveria ter sido de ## 20M ## a ## 2M ##. O que é cerca de ## 6ms ##. Espero que esteja correto.

Correção: ## 5ms ## se você fizer o cálculo corretamente.

Qualquer resposta desse tipo será mal definida por causa do problema de especificar um observador, também a questão de um hipotético "espaço não distorcido" que não existe no mundo real.

As respostas que você obteve são para & quothora adequada & quot, às vezes chamada de hora do relógio de pulso. 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 spaceTempo 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.


Comentários

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."

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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).

Introdução. 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.