Astronomía

¿Cómo afecta un agujero negro giratorio al espacio-tiempo en comparación con un agujero negro que no gira?

¿Cómo afecta un agujero negro giratorio al espacio-tiempo en comparación con un agujero negro que no gira?


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A menudo veo preguntas en este sitio que solo se aplican a los agujeros negros que no giran y, a menudo, me pregunto cómo sería diferente la respuesta para un agujero negro giratorio. Como dice el título, ¿cuáles son las principales diferencias entre el comportamiento de los agujeros negros giratorios y no giratorios, especialmente cuando se trata del efecto sobre el espacio-tiempo?


¿Cómo afecta un agujero negro giratorio al espacio-tiempo en comparación con un agujero negro que no gira? - Astronomía

Los rayos X reveladores del hierro pueden revelar si los agujeros negros están girando o no, según los astrónomos que utilizan el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA y el Observatorio XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea. Los flujos de gas y los extraños efectos gravitacionales observados cerca de los agujeros negros estelares son similares a los observados alrededor de los agujeros negros supermasivos. Los agujeros negros estelares, en efecto, son convenientes "modelos a escala" de sus primos mucho más grandes.

Los agujeros negros tienen al menos dos tamaños diferentes. Los agujeros negros estelares tienen entre cinco y 20 veces la masa del Sol. En el otro extremo de la escala de tamaño, los agujeros negros supermasivos contienen millones o miles de millones de veces la masa de nuestro Sol. La Vía Láctea contiene un agujero negro supermasivo en su centro, así como varios agujeros negros estelares esparcidos por toda la Galaxia.

En una conferencia de prensa en el simposio "Four Years of Chandra" en Huntsville, Alabama, Jon Miller del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics en Cambridge, Mass. Discutió los resultados recientes sobre los espectros de rayos X o la distribución de rayos X con energía, de los átomos de hierro en el gas alrededor de tres agujeros negros estelares en la Vía Láctea.

"Descubrir el alto grado de correspondencia entre los agujeros negros estelares y supermasivos es un gran avance", dijo Miller. "Debido a que los agujeros negros estelares son más pequeños, todo sucede aproximadamente un millón de veces más rápido, por lo que pueden usarse como banco de pruebas para teorías sobre cómo los agujeros negros giratorios afectan el espacio y la materia que los rodea".

Los rayos X de un agujero negro estelar se producen cuando el gas de una estrella compañera cercana se calienta a decenas de millones de grados mientras gira hacia el agujero negro. Los átomos de hierro de este gas producen señales de rayos X distintivas que se pueden utilizar para estudiar las órbitas de las partículas alrededor del agujero negro. Por ejemplo, la gravedad de un agujero negro puede cambiar los rayos X a energías más bajas.

"El último trabajo proporciona las mediciones más precisas hasta ahora de los espectros de rayos X para los agujeros negros estelares", dijo Miller. "Estos datos ayudan a descartar explicaciones competitivas que no requieren efectos gravitacionales extremos y proporcionan la mejor visión hasta ahora de la geometría del espacio-tiempo alrededor de un agujero negro estelar creado por la muerte de una estrella masiva".

La órbita de una partícula cerca de un agujero negro depende de la curvatura del espacio alrededor del agujero negro, que también depende de qué tan rápido gira el agujero negro. Un agujero negro giratorio arrastra el espacio con él y permite que los átomos orbiten más cerca del agujero negro de lo que es posible para un agujero negro que no gira.

Los últimos datos de Chandra de Cygnus X-1, el primer agujero negro de tamaño estelar descubierto, muestran que los efectos gravitacionales en la señal de los átomos de hierro solo pueden deberse a efectos relativistas, y que algunos de los átomos no están más cerca de 100. millas hasta el agujero negro. No hubo evidencia de que el agujero negro Cygnus X-1 esté girando.

Los datos de XMM-Newton del agujero negro, XTE J1650-500, muestran una distribución muy similar de los rayos X del átomo de hierro con una excepción importante. Se observan más rayos X de baja energía de átomos de hierro, una indicación de que algunos rayos X provienen de las profundidades del pozo gravitacional alrededor del agujero negro, tan cerca como a 20 millas del horizonte de eventos del agujero negro. Este agujero negro debe estar girando rápidamente.

Las observaciones de Chandra de un tercer agujero negro estelar, GX 339-4, han revelado que también está girando rápidamente, y las nubes de gas absorbente caliente parecen fluir desde el agujero negro a velocidades de aproximadamente trescientas mil millas por hora. Estos flujos de gas cálido se han observado en las proximidades de agujeros negros supermasivos.

Las observaciones anteriores de algunos agujeros negros supermasivos por el satélite ASCA de Japón, XMM-Newton y Chandra, han indicado que también pueden estar girando rápidamente. Los últimos resultados presentados por Miller indican que la peculiar geometría del espacio alrededor de los agujeros negros giratorios de masa estelar y los agujeros negros supermasivos es notablemente similar. Los agujeros negros estelares y supermasivos pueden ser similares en otros aspectos. Se han detectado poderosos chorros de partículas de alta energía alrededor de ambos tipos de agujeros negros.

¿Por qué algunos agujeros negros estelares giran rápidamente y otros no? Una posibilidad es que las diferencias en el giro se impartan al nacer cuando una estrella masiva colapsa. Otra posibilidad es que la velocidad de rotación depende de cuánto tiempo el agujero negro ha estado devorando materia de su estrella compañera, un proceso que hace que el agujero negro gire más rápido. Los agujeros negros con un giro más rápido, XTE J1650-500 y GX 339-4, tienen estrellas compañeras de baja masa. Estas estrellas de vida relativamente larga pueden haber estado alimentando el agujero negro durante más tiempo, lo que le permitió girar a velocidades más rápidas. Cygnus X-1 con su estrella compañera de corta duración puede que no tenga tiempo para girar.

Miller es becario postdoctoral en astronomía y astrofísica de la National Science Foundation. Sus principales colaboradores en este trabajo fueron Walter Lewin del Instituto de Tecnología de Massachusetts en Cambridge, Andrew Fabian de la Universidad de Cambridge, Reino Unido, y Chris Reynolds de la Universidad de Maryland, College Park.

El Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA, Huntsville, Alabama, administra el programa Chandra para la Oficina de Ciencias Espaciales, Sede de la NASA en Washington. Northrop Grumman de Redondo Beach, California, anteriormente TRW, Inc., fue el principal contratista de desarrollo del observatorio. El Observatorio Astrofísico Smithsoniano controla las operaciones científicas y de vuelo desde el Centro de rayos X Chandra en Cambridge, Massachusetts.


¿Cómo afecta un agujero negro giratorio al espacio-tiempo en comparación con un agujero negro que no gira? - Astronomía

17 de septiembre de 2003

Los rayos X reveladores del hierro pueden revelar si los agujeros negros están girando o no, según los astrónomos que utilizan el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA y el Observatorio XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea. Los flujos de gas y los extraños efectos gravitacionales observados cerca de los agujeros negros estelares son similares a los observados alrededor de los agujeros negros supermasivos. Los agujeros negros estelares, en efecto, son convenientes "modelos a escala" de sus primos mucho más grandes.

Los agujeros negros tienen al menos dos tamaños diferentes. Los agujeros negros estelares tienen entre cinco y 20 veces la masa del Sol. En el otro extremo de la escala de tamaño, los agujeros negros supermasivos contienen millones o miles de millones de veces la masa de nuestro Sol. La Vía Láctea contiene un agujero negro supermasivo en su centro, así como varios agujeros negros estelares esparcidos por toda la Galaxia.

En una conferencia de prensa en el simposio "Four Years of Chandra" en Huntsville, Alabama, Jon Miller del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics en Cambridge, Mass. Discutió los resultados recientes sobre los espectros de rayos X o la distribución de rayos X con energía, de los átomos de hierro en el gas alrededor de tres agujeros negros estelares en la Vía Láctea.

"Descubrir el alto grado de correspondencia entre los agujeros negros estelares y supermasivos es un verdadero avance", dijo Miller. "Debido a que los agujeros negros estelares son más pequeños, todo sucede aproximadamente un millón de veces más rápido, por lo que pueden usarse como banco de pruebas para teorías sobre cómo los agujeros negros giratorios afectan el espacio y la materia que los rodea".

Los rayos X de un agujero negro estelar se producen cuando el gas de una estrella compañera cercana se calienta a decenas de millones de grados mientras gira hacia el agujero negro. Los átomos de hierro de este gas producen señales de rayos X distintivas que se pueden utilizar para estudiar las órbitas de las partículas alrededor del agujero negro. Por ejemplo, la gravedad de un agujero negro puede cambiar los rayos X a energías más bajas.

"El último trabajo proporciona las mediciones más precisas hasta ahora de los espectros de rayos X para los agujeros negros estelares", dijo Miller. "Estos datos ayudan a descartar explicaciones competitivas que no requieren efectos gravitacionales extremos y proporcionan la mejor visión hasta ahora de la geometría del espacio-tiempo alrededor de un agujero negro estelar creado por la muerte de una estrella masiva".

La órbita de una partícula cerca de un agujero negro depende de la curvatura del espacio alrededor del agujero negro, que también depende de qué tan rápido gira el agujero negro. Un agujero negro giratorio arrastra el espacio con él y permite que los átomos orbiten más cerca del agujero negro de lo que es posible para un agujero negro que no gira.

Los últimos datos de Chandra de Cygnus X-1, el primer agujero negro de tamaño estelar descubierto, muestran que los efectos gravitacionales en la señal de los átomos de hierro solo pueden deberse a efectos relativistas, y que algunos de los átomos no están más cerca de 100. millas hasta el agujero negro. No hubo evidencia de que el agujero negro Cygnus X-1 esté girando.

Los datos de XMM-Newton del agujero negro, XTE J1650-500, muestran una distribución muy similar de los rayos X del átomo de hierro con una excepción importante. Se observan más rayos X de baja energía de átomos de hierro, una indicación de que algunos rayos X provienen de las profundidades del pozo gravitacional alrededor del agujero negro, tan cerca como a 20 millas del horizonte de eventos del agujero negro. Este agujero negro debe estar girando rápidamente.

Las observaciones de Chandra de un tercer agujero negro estelar, GX 339-4, han revelado que también está girando rápidamente, y las nubes de gas absorbente caliente parecen fluir desde el agujero negro a velocidades de aproximadamente trescientas mil millas por hora. Estos flujos de gas cálido se han observado en las proximidades de agujeros negros supermasivos.

Las observaciones anteriores de algunos agujeros negros supermasivos por el satélite ASCA de Japón, XMM-Newton y Chandra, han indicado que también pueden estar girando rápidamente. Los últimos resultados presentados por Miller indican que la peculiar geometría del espacio alrededor de los agujeros negros giratorios de masa estelar y los agujeros negros supermasivos es notablemente similar. Los agujeros negros estelares y supermasivos pueden ser similares en otros aspectos. Se han detectado poderosos chorros de partículas de alta energía alrededor de ambos tipos de agujeros negros.

¿Por qué algunos agujeros negros estelares giran rápidamente y otros no? Una posibilidad es que las diferencias en el giro se impartan al nacer cuando una estrella masiva colapsa. Otra posibilidad es que la velocidad de rotación depende de cuánto tiempo el agujero negro ha estado devorando materia de su estrella compañera, un proceso que hace que el agujero negro gire más rápido. Los agujeros negros con un giro más rápido, XTE J1650-500 y GX 339-4, tienen estrellas compañeras de baja masa. Estas estrellas de vida relativamente larga pueden haber estado alimentando el agujero negro durante más tiempo, lo que le permitió girar a velocidades más rápidas. Cygnus X-1 con su estrella compañera de corta duración puede que no tenga tiempo para girar.

Miller es becario postdoctoral de astronomía y astrofísica de la National Science Foundation. Sus principales colaboradores en este trabajo fueron Walter Lewin del Instituto de Tecnología de Massachusetts en Cambridge, Andrew Fabian de la Universidad de Cambridge, Reino Unido, y Chris Reynolds de la Universidad de Maryland, College Park.

El Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA, Huntsville, Alabama, administra el programa Chandra para la Oficina de Ciencias Espaciales, Sede de la NASA en Washington. Northrop Grumman de Redondo Beach, California, anteriormente TRW, Inc., fue el principal contratista de desarrollo del observatorio. El Observatorio Astrofísico Smithsonian controla las operaciones científicas y de vuelo desde el Centro de rayos X Chandra en Cambridge, Massachusetts.

Steve Roy
Centro Marshall de Vuelos Espaciales, Huntsville, AL
Teléfono: 256-544-6535


6 respuestas 6

Pero si comienza a correr alrededor de él, se moverá más rápido o más lento en relación con usted. En este caso, el disco tiene una velocidad de avance, 60 rpm, porque tiene algo para girar en relación, en este caso, con la mesa.

En realidad, esto es fundamentalmente incorrecto. El giro del disco no tiene nada que ver con la mesa en principio. La aceleración, incluido el giro, no es relativa. Se puede medir sin referencia a ningún objeto externo. Por ejemplo, usando un interferómetro de anillo o un giroscopio.

No importa si el objeto es un disco o un agujero negro o cualquier otra cosa, el giro no es relativo como lo es el movimiento inercial.

Cuando me muevo alrededor del agujero negro, el agujero negro gira más lento en relación a mí y, en consecuencia, tiene un horizonte de eventos más grande.

El horizonte de eventos es una característica global e invariante del espacio-tiempo. Tu movimiento no lo cambia. Por supuesto, puede usar las coordenadas que desee y hacer que el tamaño de las coordenadas cambie como desee. Sin embargo, los eventos que se encuentran en el horizonte de eventos no cambian por su movimiento.

Este es solo el cubo de Newton con un atuendo moderno. La mejor explicación que he visto de este efecto está en el libro Quantum Gravity de Carlo Rovelli, que lo explica como rotación con respecto al campo gravitacional. Según la teoría de la relatividad general de Einstein, el campo gravitacional es una entidad física real. Y Rovelli dice sobre el cubo de Newton (en la página 56 de la edición de tapa dura de 2005):

La respuesta de Einstein es simple y fulgurante:

El agua gira con respecto a una entidad física local: el campo gravitacional.

Rovelli considera que esto es tan importante que lo subraya, además de ponerlo en cursiva, pero mis habilidades de formato no van a eso. Y si, fulgurante es una palabra real.

¿A qué giran los agujeros negros en relación?

Relativo a un sistema de referencia inercial infinitamente lejos del agujero, en el que el agujero no tiene movimiento de traslación.

¿Y qué pasa si te mueves por él?

Un agujero negro giratorio es simétrico azimutalmente. "Se ve" igual desde cualquier ángulo azimutal. Su parámetro de giro $ a $ en la métrica de Kerr no tiene nada que ver con la rapidez con que se mueve alrededor de él.

Digamos que hay un disco sobre una mesa que gira a 60 rpm. Cuando está parado, gira a 60 rpm. Pero si comienza a correr alrededor de él, se moverá más rápido o más lento en relación con usted. En este caso, el disco tiene una velocidad de avance, 60 rpm, porque tiene algo para girar en relación, en este caso, con la mesa.

No, la mesa no es necesaria para observar una diferencia entre un disco giratorio y un disco estacionario. Si está girando con un disco giratorio y está utilizando un marco de referencia en el que el disco está estacionario, ese marco de referencia no es inercial. Parecerá que hay una "fuerza centrífuga" que lo aleja del disco giratorio y, para mantenerse a su lado, tendrá que tener una fuerza que lo empuje hacia el disco. Por lo tanto, puede notar la diferencia entre un disco giratorio y un disco estacionario porque puede estar en un marco de referencia en movimiento conjunto con un disco estacionario sin que aparezca una fuerza centrífuga.

Ahora, existe un fenómeno llamado arrastre de cuadros en el que un agujero negro en rotación distorsionará el espacio-tiempo a su alrededor. Cerca del agujero negro, esto reducirá la rotación aparente. Pero lejos del agujero negro, el arrastre del marco se vuelve insignificante y la rotación del agujero negro se puede medir con respecto a los marcos de referencia inerciales.

Las otras respuestas que dicen que no es necesario que haya nada más para medirlo son algo incorrectas, ya que el arrastre del marco se ve amortiguado por la masa del resto del universo. Si todo lo que hay en el universo que no sea el agujero negro desapareciera, sería imposible observar que el agujero negro gira.

Puede pensar en esto como una aplicación del principio de Mach. Esto representa un hecho observado de la física y la cosmología, no derivable de ningún otro principio. El marco local no giratorio parece estar determinado por la materia, en su mayoría materia distante. La Relatividad General, en parte inspirada por esta idea, cubre el efecto (pequeño) de la materia local, pero no exige el Principio de Mach para todo el Universo. Es una propuesta que ha sido probada con alta precisión.

Digamos que hay un disco sobre una mesa que gira a 60 rpm. Cuando está de pie, todavía gira a 60 rpm. Pero si comienza a correr alrededor de él, se moverá más rápido y más lento en relación con usted. En este caso, el disco tiene una velocidad de avance, 60 rpm, & gt porque tiene algo para girar en relación, en este caso, con la mesa.

El agujero negro giratorio es una solución de la ecuación de Einstein del vacío que describe el intervalo de espacio-tiempo $ ds ^ <2> $, que es una propiedad intrínseca del propio espacio-tiempo en la que todos los observadores están de acuerdo. En otras palabras, lo que llamamos un agujero negro giratorio es el propio espacio-tiempo, por lo que el ejemplo descrito por el disco giratorio sobre la mesa no es una buena analogía.

Ahora, digamos que hay un agujero negro girando. Debido a que no hay control & gt para que el agujero negro gire en relación, su giro debe ser relativo a un objeto, & gt, por ejemplo, a usted. Si te quedas quieto, gira a una velocidad constante. Pero si comienza a moverse alrededor del agujero negro en la misma dirección que la rotación, de acuerdo con la física newtoniana, el agujero negro giraría a una velocidad más lenta y relativa a usted. Dado que un agujero negro que gira más rápido tiene un horizonte de eventos más pequeño, en el primer caso, habría un horizonte de eventos más pequeño.

Entonces, ¿cómo dicen los científicos que hay agujeros negros giratorios y no giratorios? & gt¿Es eso solo en relación con la Tierra?

El significado del giro es que cualquier observador fuera del agujero negro y lo suficientemente cerca (es decir, en la ergosfera) no puede quedarse quieto. A esto se le llama arrastre de fotogramas. El & quot; observador menos rotatorio & quot es un observador local no rotatorio cuya velocidad angular, definida por un observador inercial en el infinito, es $ Omega = frac

= - frac<>>> $ Cuando tomamos el límite de $ r rightarrow r _ <+> $ tenemos $ Omega rightarrow Omega_$ .

¿A qué giran los agujeros negros en relación? ¿Y qué pasa si te mueves por él? & gtHay muchas preguntas que preguntan cómo giran los agujeros negros, o qué tan rápido giran, & gt, pero hasta donde yo sé, ninguna aborda esta pregunta.


Me he preguntado acerca de la misma pregunta, y tengo poca capacidad de atención, así que voy a robar la respuesta dada por otras personas y ponerla en ecuaciones directas. Stan Liou dio la respuesta en general para un agujero negro con masa $ M $, momento angular $ J $ y carga $ Q $. Estos valores son distintos de cero implica que es un Kerr-Newman calabozo. Para pasar de su respuesta a una forma explícita, tuve que usar $ r ^ + $, $ r ^ - $, $ a $, $ sigma $ (constante definida en términos de otras constantes), $ kappa $, $ T $, $ A $ y finalmente la luminosidad. Esto es lo que encontré.

Además, debo señalar que no todas las combinaciones de estos valores son físicas. Cualquier BH que viole la desigualdad $ Q ^ 2 + left (J / M right) ^ 2 le M ^ 2 , $ no es físico, y esa ecuación se considera en las unidades universales especiales. Esto dice lo que ya es obvio de mi ecuación anterior. Esperamos que si la cantidad en el radical es negativa, no será una combinación permitida de valores. Entonces, el calificador correcto en mi ecuación anterior en unidades arbitrarias es:

Ahora, digamos que es solo un Kerr agujero negro, lo que implica que $ Q = 0 $. Sustituimos esto para obtener una ecuación más compacta.

Limitando aún más la discusión, limitémosla a un Schwarzschild agujero negro, lo que significa $ Q = 0 $ y $ J = 0 $. Eso reduce la ecuación anterior a:

Esto coincide con las ecuaciones que puede encontrar en Wikipedia.

Naturalmente, si el agujero negro irradia su masa a través de la Radiación de Hawking, la pérdida de masa y la salida de potencia están conectadas por $ E = m c ^ 2 $. Entonces $ dM / dt = P / c ^ 2 $. Podría usar esta ecuación diferencial para encontrar la vida del agujero negro. No sé a qué velocidad perdería carga y momento angular.

También quería verificar (o refutar) la afirmación de que un momento angular hace que el agujero negro irradie más lentamente. Hice un gráfico de la parte de la ecuación del agujero negro de Kerr-Newman con las unidades especiales de carga y momento angular. Ninguno de estos puede ser cero, por lo que hice un gráfico de 0 a 1 para el rango de ambos. El valor máximo de la trama es exactamente $ 240/15360 = 0.015625 $.

Entonces sí, cualquier cantidad de carga y / o momento angular disminuye la tasa de radiación de Hawking.


Título: Formas de onda de alta precisión para sistemas de estrellas de neutrones y agujeros negros con agujeros negros giratorios

La disponibilidad de formas de onda numéricas precisas es un requisito importante para la creación y calibración de modelos de formas de onda fiables para la astrofísica de ondas gravitacionales. Sin embargo, para las binarias de estrella de neutrones y agujero negro, muy pocas formas de onda precisas están disponibles públicamente. Los modelos más recientes están calibrados para una gran cantidad de simulaciones más antiguas con buena cobertura de espacio de parámetros para binarios sin precesión de espín bajo pero precisión limitada, y un número mucho menor de simulaciones más largas y recientes limitadas a agujeros negros que no giran. En este artículo, presentamos formas de onda numéricas largas y precisas para tres nuevos sistemas que incluyen agujeros negros que giran rápidamente y una configuración de precesión. Aquí, estudiamos en detalle la precisión de las simulaciones y, en particular, realizamos por primera vez en el contexto de los binarios BHNS una comparación detallada de los métodos de extrapolación de formas de onda con los resultados de la extracción de características de Cauchy. Las nuevas formas de onda tienen errores de fase & lt0.1rad durante inspiral, aumentando a

(0.2-0.4) rad errores en la fusión y ± 1% de error en su amplitud. Calculamos la fidelidad de los modelos analíticos recientes a estos resultados numéricos y encontramos que los modelos diseñados específicamente para binarios BHNS funcionan bien (F & gt0.99) para binarios vistos cara a cara. Para observaciones de borde, particularmente para sistemas de precesión, aumentan los desacuerdos entre modelos y simulaciones, y los modelos más y raquo que incluyen modos de precesión y / o de orden superior comienzan a funcionar mejor que los modelos BHNS que actualmente carecen de estas características. & laquo menos

  1. Univ. de New Hampshire, Durham, NH (Estados Unidos)
  2. Cornell Univ., Ithaca, NY (Estados Unidos)
  3. Univ. de Amsterdam (Holanda) Univ. de Utrecht (Holanda)
  4. Instituto de Tecnología de California (CalTech), Pasadena, CA (Estados Unidos)
  5. Universidad del Estado de Washington, Pullman, WA (Estados Unidos)
  6. Max-Planck-Institut fur Gravitationsphysik, Potsdam (Alemania)

Formatos de cita

(0.2-0.4) rad errores en la fusión y ± 1% de error en su amplitud. Calculamos la fidelidad de los modelos analíticos recientes a estos resultados numéricos y encontramos que los modelos diseñados específicamente para binarios BHNS funcionan bien (F & gt0.99) para binarios vistos cara a cara. Para las observaciones de borde, particularmente para los sistemas de procesamiento previo, aumentan los desacuerdos entre los modelos y las simulaciones, y los modelos que incluyen modos de precesión y / o de orden superior comienzan a funcionar mejor que los modelos BHNS que actualmente carecen de estas características.>,
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¿Cómo afecta un agujero negro giratorio al espacio-tiempo en comparación con un agujero negro que no gira? - Astronomía

Evidencia "revestida de hierro" de un agujero negro giratorio

solo ilustración
Boston - 17 de septiembre de 2003
Los rayos X reveladores del hierro pueden revelar si los agujeros negros están girando o no, según los astrónomos que utilizan el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA y el Observatorio XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea. Los flujos de gas y los extraños efectos gravitacionales observados cerca de los agujeros negros estelares son similares a los observados alrededor de los agujeros negros supermasivos. Los agujeros negros estelares, en efecto, son convenientes 'modelos a escala' de sus primos mucho más grandes.

Los agujeros negros tienen al menos dos tamaños diferentes. Los agujeros negros estelares tienen entre cinco y 20 veces la masa del Sol. En la escala de tamaño del otro extremo, los agujeros negros supermasivos contienen millones o miles de millones de veces la masa de nuestro Sol. La Vía Láctea contiene un agujero negro supermasivo en su centro, así como varios agujeros negros estelares esparcidos por toda la Galaxia.

En una conferencia de prensa en el simposio "Four Years of Chandra" en Huntsville, Alabama, Jon Miller del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics en Cambridge, Mass. Discutió los resultados recientes sobre los espectros de rayos X o la distribución de rayos X con energía, de los átomos de hierro en el gas alrededor de tres agujeros negros estelares en la Vía Láctea.

"Descubrir el alto grado de correspondencia entre los agujeros negros estelares y supermasivos es un gran avance", dijo Miller. "Debido a que los agujeros negros estelares son más pequeños, todo sucede aproximadamente un millón de veces más rápido, por lo que pueden usarse como banco de pruebas para teorías sobre cómo los agujeros negros giratorios afectan el espacio y la materia que los rodea".

Los rayos X de un agujero negro estelar se producen cuando el gas de una estrella compañera cercana se calienta a decenas de millones de grados mientras gira hacia el agujero negro. Los átomos de hierro de este gas producen señales de rayos X distintivas que se pueden utilizar para estudiar las órbitas de las partículas alrededor del agujero negro. Por ejemplo, la gravedad de un agujero negro puede cambiar los rayos X a energías más bajas.

"El último trabajo proporciona las mediciones más precisas hasta ahora de los espectros de rayos X para los agujeros negros estelares", dijo Miller. "Estos datos ayudan a descartar explicaciones competitivas que no requieren efectos gravitacionales extremos y proporcionan la mejor visión hasta ahora de la geometría del espacio-tiempo alrededor de un agujero negro estelar creado por la muerte de una estrella masiva".

La órbita de una partícula cerca de un agujero negro depende de la curvatura del espacio alrededor del agujero negro, que también depende de qué tan rápido gira el agujero negro. Un agujero negro giratorio arrastra el espacio con él y permite que los átomos orbiten más cerca del agujero negro de lo que es posible para un agujero negro que no gira.

Los últimos datos de Chandra de Cygnus X-1, el primer agujero negro de tamaño estelar descubierto, muestran que los efectos gravitacionales en la señal de los átomos de hierro solo pueden deberse a efectos relativistas, y que algunos de los átomos no están más cerca de 100 millas. al agujero negro. No hubo evidencia de que el agujero negro Cygnus X-1 esté girando.

Los datos de XMM-Newton del agujero negro, XTE J1650-500, muestran una distribución muy similar de los rayos X del átomo de hierro con una excepción importante. Se observan más rayos X de baja energía de átomos de hierro, una indicación de que algunos rayos X provienen de las profundidades del pozo gravitacional alrededor del agujero negro, tan cerca como a 20 millas del horizonte de eventos del agujero negro. Este agujero negro debe estar girando rápidamente.

Las observaciones de Chandra de un tercer agujero negro estelar, GX 339-4, han revelado que también está girando rápidamente, y las nubes de gas absorbente caliente parecen fluir desde el agujero negro a velocidades de aproximadamente trescientas mil millas por hora. Estos flujos de gas cálido se han observado en las proximidades de agujeros negros supermasivos.

Las observaciones anteriores de algunos agujeros negros supermasivos por el satélite ASCA de Japón, XMM-Newton y Chandra, han indicado que también pueden estar girando rápidamente.

Los últimos resultados presentados por Miller indican que la peculiar geometría del espacio alrededor de los agujeros negros giratorios de masa estelar y los agujeros negros supermasivos es notablemente similar. Los agujeros negros estelares y supermasivos pueden ser similares en otros aspectos. Se han detectado poderosos chorros de partículas de alta energía alrededor de ambos tipos de agujeros negros.

¿Por qué algunos agujeros negros estelares giran rápidamente y otros no? Una posibilidad es que las diferencias en el giro se impartan al nacer cuando una estrella masiva colapsa. Otra posibilidad es que la velocidad de rotación depende de cuánto tiempo el agujero negro ha estado devorando materia de su estrella compañera, un proceso que hace que el agujero negro gire más rápido.

Los agujeros negros con un giro más rápido, XTE J1650-500 y GX 339-4, tienen estrellas compañeras de baja masa. Estas estrellas de vida relativamente larga pueden haber estado alimentando el agujero negro durante más tiempo, lo que le permitió girar a velocidades más rápidas. Cygnus X-1 con su estrella compañera de corta duración puede que no tenga tiempo para girar.

¿Es posible viajar a través de un agujero negro?
Washington - 11 de abril de 2003
El viaje de una nave espacial a otro universo a través de un agujero negro puede ser muy improbable, pero no se puede descartar, según un nuevo análisis que explora la idea de "singularidad híbrida". Como saben los fanáticos de la ciencia ficción, cualquiera que desee caer en un agujero negro y volver a emerger en algún lugar distante o incluso en otro universo tendría que atravesar una región prohibida dentro del agujero negro conocida como "singularidad espacio-temporal".

Con el auge de los bloqueadores de anuncios y Facebook, nuestras fuentes de ingresos tradicionales a través de la publicidad de red de calidad continúa disminuyendo. Y a diferencia de muchos otros sitios de noticias, no tenemos un muro de pago, con esos molestos nombres de usuario y contraseñas.


¿Cuánto tiempo se tarda en caer en un agujero negro?

Este es el problema 5 del capítulo 12 de Gravity: una introducción a GR por James B. Hartle.

Obtuve el tiempo adecuado desde ## R = 10M ## hasta que la singularidad sea ## Delta tau = 5 sqrt 5 pi M ##.

Y para ## M = 10M_s ##, obtengo ese ## M equiv 5 times 10 ^ <-5> s ##.

Eso significa que ## Delta tau approx 2 times 10 ^ <-3> s ##. ¡No largo!

Corregido, como por un factor de 10.

Este es el problema 5 del capítulo 12 de Gravity: una introducción a GR por James B. Hartle.

Obtuve el tiempo adecuado desde ## R = 10M ## hasta que la singularidad sea ## Delta tau = 5 sqrt 5 pi M ##.

Y para ## M = 10M_s ##, obtengo ese ## M equiv 5 times 10 ^ <-5> s ##.

Eso significa que ## Delta tau approx 2 times 10 ^ <-4> s ##. ¡No largo!

2E5 segundos = aproximadamente 2-1 / 2 días. Para estos objetos, un observador podría caer a una velocidad razonable y sin experimentar fuerzas de marea excesivas. Por supuesto, después de cruzar el horizonte de sucesos, el observador todavía está condenado, solo lleva más tiempo.

Este es el problema 5 del capítulo 12 de Gravity: una introducción a GR por James B. Hartle.

Obtuve el tiempo adecuado desde ## R = 10M ## hasta que la singularidad sea ## Delta tau = 5 sqrt 5 pi M ##.

Y para ## M = 10M_s ##, obtengo ese ## M equiv 5 times 10 ^ <-5> s ##.

Eso significa que ## Delta tau approx 2 times 10 ^ <-4> s ##. ¡No largo!

Esto no está bien definido, ya que la singularidad se parece más a un momento en el tiempo que a un lugar en el espacio. Supongo que te refieres a flotar a una altitud constante y no orbitar.

El resultado de esto es que su pregunta realmente no tiene una respuesta. El número que calculó @PeroK es, creo, el tiempo en el reloj del astronauta en caída cuando cruzan el horizonte en caída libre desde el reposo en ## 10R_S ##. No me parece que eso sea lo que estás preguntando. Un observador distante no puede medir un momento en el que algo cruza el horizonte porque nunca puede ver que suceda (hasta que, en principio, el agujero negro se evapora en billones de años a partir de ahora, como señala @phinds). Pueden calcular el tiempo del reloj de pulsera del astronauta, o pueden imponer una convención de simultaneidad arbitraria y calcular una respuesta arbitraria para el tiempo de coordenadas.

Era el tiempo adecuado desde ## 10M ## (inicialmente en reposo) hasta la singularidad. Aunque supongo que debería haber sido de ## 20M ## a ## 2M ##. Que es aproximadamente ## 6ms ##. Espero que sea correcto.

Corrección: ## 5ms ## si hace el cálculo correctamente.

Cualquier respuesta de este tipo estará mal definida debido al problema de especificar un observador, también el problema de un hipotético "espacio no distorsionado" que no existe en el mundo real.

Las respuestas que ha obtenido son para el "tiempo adecuado", a veces llamado tiempo de reloj de pulsera. 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 spacehora 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.


Comentarios

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).

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.