Astronomi

Er et sort hul en perfekt sfære?

Er et sort hul en perfekt sfære?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Jeg ved alt om, hvordan sorte huller dannes, og hvorfor deres tyngdekraft er så stærk. Er tyngdekraften dog lige så kraftig i alle retninger? Vil begivenhedshorisonten fremstå som en Perfekt sfære?


Du kan ikke se begivenhedshorisonten. Når det er sagt:

Et ikke-roterende sort hul uden eksterne påvirkninger har perfekt sfærisk symmetri. Alle dens egenskaber er nøjagtigt de samme i enhver retning, periode. Dette er Schwarzschild-metricen.

https://en.wikipedia.org/wiki/Schwarzschild_metric

Selvom den er elektrisk opladet, hvis den ikke roterer og er fri for ydre påvirkninger, er den stadig perfekt sfærisk symmetrisk - dette er Reissner-Nordström-metricen.

https://en.wikipedia.org/wiki/Reissner%E2%80%93Nordstr%C3%B6m_metric

Så snart det begynder at rotere, er det sorte hul ikke længere i perfekt sfærisk symmetri. Det får en ergosfære, der er formet som en flad bold. Dette er Kerr-metricen.

https://en.wikipedia.org/wiki/Kerr_metric

Væsentlige eksterne faktorer kan fordreje formen på begivenhedshorisonten. To sammensmeltede sorte huller gennemgår en proces, hvor sfærisk symmetri går tabt midlertidigt:

https://www.youtube.com/watch?v=JOQMvyLYmd4

Teknisk set vil noget i nærheden af ​​en BH fordreje metricen for rumtid, men i praksis ville dette ikke være let målbart, medmindre den eksterne faktor er meget stor (et andet meget massivt objekt). Så til de fleste praktiske formål vil metrics beskrevet ovenfor gælde.


Som jeg forstår det, siger generel relativitet, at der er tyngdekraft overalt i universet, og denne tyngdekraft skaber dyb i rummet, så at sige, ofte repræsenteret i 2D som en vægt på et gummiplade, som billedet nedenfor.

Kilde,

så et sort hul kan muligvis generere en perfekt sfærisk begivenhedshorisont, men det genererer det på en ikke perfekt flad tredimensionel overflade, og jeg tror, ​​at tyngdekraften fra andre objekter gør det ikke helt perfekt. For eksempel vil en stjerne eller planet, der kredser om et sort hul, trække rundt om en krusning i begivenhedshorisonten, når den kredser om det sorte hul.

Præcis hvilken form den krusning ville være ... Jeg er ikke sikker. Når det er sagt, hvis du havde et sort hul som den eneste genstand i et univers, så tror jeg, at begivenhedshorisonten kan være en perfekt sfære eller så perfekt som muligt i betragtning af kvantesvingninger, hawking-stråling og umuligheden af ​​præcis observation og alt det der gode ting.

Ikke-sorte huller har en tendens til at have klumpet / inkonsekvent tyngdekraft - se her. Selv neutronstjerner har en vis inkonsistens, men sorte huller undgår sandsynligvis det, fordi sagen er kondenseret til et punkt, så der er lige tyngdekraft fra alle retninger fra singulariteten.

Nu et Kerr-sort hul, det er et helt andet spørgsmål. Jeg er ikke smart nok til at prøve at besvare den. Det er måske slet ikke en sfære.


Schwarzschild-metricen kan pr. Definition skrives i en sfærisk symmetrisk form, Kerr-metricen er ikke sfærisk symmetrisk, men i Boyer-Lindquist-koordinater har begivenhedshorisonten en konstant radial koordinat.

For de fleste mennesker vil dette være godt nok til at sige, at begivenhedshorisonten for sorte huller i Kerr (inklusive Schwarzschild sorte huller) er perfekte kugler. Et fysisk sort hul har en kvasi-neutral ladning, men det mere generelle tilfælde af et ladet Kerr-Newman-sort hul har stadig en perfekt sfærisk begivenhedshorisont.

Nu har naturligvis ingen fysisk situation de nøjagtige symmetrier af Kerr sorte huller. Den ydre Kerr-måling er imidlertid stabil, hvilket betyder, at begivenhedshorisonten opretholder en næsten perfekt sfærisk form undtagen i ekstreme situationer, som når to sorte huller gennemgår en fusion.


Fordi tyngdekraften i et ikke-roterende sort hul i et tomrum er lige på alle sider (som et resultat af at det er et punkt), skal begivenhedshorisonten i teorien være en perfekt sfære. På grund af arten af ​​et sort hul, der ikke lader lys slippe ud, skal du have en baggrund for at det kan ses. Også i den virkelige verdensfysik ville et sort hul være nødt til at interagere med lys for at blive "set", hvilket "korrigerer mig, hvis jeg tager fejl" har sit eget meget lille tyngdekraftstræk, det vil let bøje kuglen lidt, observatøren giver den samme effekt.

Hvis det drejes, ville det (som påpeget før) danne en ergosfære omkring begivenhedshorisonten, der forbinder den ved polerne, og et væsen længst over ækvator og dermed danner en mere oval form.

Du ved også, hvem du skal abonnere på, ikke?


Tråd: Er begivenhedshorisonten for et sort hul en perfekt sfære?

Jeg har ikke evnen til at forstå matematikken, så jeg kan ikke rigtig finde ud af dette alene.


Et par tankeeksperimenter

A) Dødt sort hul .. har ikke haft noget spørgsmål i årtusinder, det vil sige, at hele sagen skulle (eller ikke skulle, afhængigt af hvordan du ser på teorien og referencerammer) være begrænset til singulariteten i midten . Da der ikke ville være nogen granualitet i singulariteten, ville begivenhedshorisonten ikke være en perfekt sfære omkring den?

B) En ekstremt hurtig roterende singularitet (jeg tror, ​​du kan få et sort hul, der drejer så hurtigt, at singulariteten faktisk er en ring .. kan ikke huske navnet på den nævnte ring eller vide, om den overhovedet har en). Ville et sådant monster (i betragtning af at det ville være en nøgen singularitet) have begivenhedshorisonten som en perfekt sfære?

CD) det samme som AB, men med de sorte huller, der har brugt noget masse inden for de sidste tusind år

EF) det samme som AB med det sorte hul, der spiser masse lige nu.


Bare en ledig tanke .. Er der nogen der ved det? kan nogen vide det?

Jeg tænker, C og E kan have ujævnheder i begivenhedshorisonten på grund af infalende stof (små bump, men der alligevel).

Og måske ville B vride rummet omkring det på en sådan måde, at tyngdekraften er anderledes på grund af det (vent, er det ikke hele ideen om, hvordan en nøgen singularitet kan dannes).

faktisk rejser dette et andet spørgsmål .. hvis nøgne singularitter er virkelige, ville det betyde, at framedragging har en indvirkning på tyngdekraften, ville det ikke betyde, at et tilstrækkeligt stort sort hul ikke ville have nogen tyngdekraftudslip? eller er den nøgne singularitet bare & quotspace i bevægelse, så du får hastighed nok til at flygte fra det sorte huls tyngdekraft & quot

Wow, dette indlæg ligner lort, undskyld det.

Jeg lover, at jeg ikke går i pengeautomat med dette .. dette er dybest set alle mine spørgsmål, ingen dagsorden eller noget andet i tankerne (skønt et spørgsmål om sort hul mere kan dukke op senere).


Er et sort hul en perfekt sfære? - Astronomi

Et sort hul er et område af rummet, hvor tyngdekraften er så stærk, at intet, ikke engang lys, kan undslippe.

Eksistensen af ​​sådanne genstande blev først antydet så langt tilbage som i slutningen af ​​1700'erne. Det var dog Karl Schwarzschild (1873-1916), en tysk astronom, der grundlæggende udviklede den moderne idé til et sort hul. Ved hjælp af Einsteins generelle relativitetsteori opdagede Schwarzschild, at stof komprimeret til et punkt (nu kendt som en singularitet) ville være omsluttet af et sfærisk område af rummet, hvorfra intet kunne undslippe. Grænsen for denne region kaldes begivenhedshorisonten, et navn, der betyder, at det er umuligt at observere nogen begivenhed, der finder sted inde i den (da information ikke er i stand til at komme ud).

For et ikke-roterende sort hul er begivenhedshorisontens radius kendt som Schwarzschild-radiusen og markerer det punkt, hvor flugthastigheden fra det sorte hul er lig med lysets hastighed. I teorien kan enhver masse komprimeres tilstrækkeligt til at danne et sort hul. Det eneste krav er, at dens fysiske størrelse er mindre end Schwarzschild-radiusen. For eksempel ville vores sol blive et sort hul, hvis dens masse var indeholdt i en sfære, der var ca. 2,5 km over.

Godt inde i begivenhedshorisonten ligger hjertet af det sorte hul og singulariteten. Alt inden for begivenhedshorisonten trækkes irreversibelt mod dette punkt, hvor rumtidens krumning bliver uendelig, og tyngdekraften er uendelig stærk. Et interessant dilemma for astrofysikere er, at de fysiske forhold nær en enestående resulterer i en fuldstændig opdeling af fysikens love. Alligevel er der intet i teorien om generel relativitet, der stopper isoleret eller & # 8216naked & # 8217, singulariteter fra eksisterende. For at undgå den situation, hvor vi rent faktisk kunne se denne sammenbrud af fysik forekomme, blev den kosmiske censurformodning foreslået. Dette siger, at enhver singularitet skal have en begivenhedshorisont, der skjuler den fra udsigten & # 8211 nøjagtigt hvad vi finder for sorte huller.

Sorte huller er fuldstændigt karakteriseret ved kun tre parametre: masse, rotation og ladning. Der menes nu at være 4 hovedtyper af sorte huller, hvis de klassificeres efter masse:

  1. Urhellige sorte huller har masser, der er sammenlignelige med eller mindre end Jordens. Disse rent hypotetiske objekter kunne have været dannet gennem tyngdekraften sammenbrud af regioner med høj tæthed på tidspunktet for Big Bang.
  2. Stellar Mass Black Holes har masser mellem ca. 4 og 100 solmasser og skyldes kernekollaps af en massiv stjerne ved slutningen af ​​dens levetid.
  3. Mellemliggende sorte huller af 10 2 og 10 5 solmasser kan også eksistere. Den første gode IMBH er røntgenkilden HLX -1, set i projektion nær centrum af S0-galaksen ESO 243-49.
  4. Supermassive sorte huller vejer mellem 10 5 og 10 10 solmasser og findes i centrum af de fleste store galakser.

Alternativt kan sorte huller klassificeres efter deres to andre egenskaber ved rotation og opladning:

  1. Schwarzschild sort hul, ellers kendt som et & # 8216statisk sort hul & # 8217, roterer ikke og har ingen elektrisk ladning. Det er udelukkende kendetegnet ved dets masse.
  2. Kerr Black Hole er et mere realistisk scenario. Dette er et roterende sort hul uden elektrisk ladning.
  3. Opladet sort hul kan være af to typer. Et ladet, ikke-roterende sort hul kaldes et Reissner-Nordstrom sort hul, et ladet, roterende sort hul kaldes et Kerr-Newman sort hul.

Under den klassiske teori om generel relativitet, når et sort hul er skabt, vil det vare evigt, da intet kan undslippe det. Men hvis kvantemekanik også overvejes, viser det sig, at alle sorte huller i sidste ende vil fordampe, da de langsomt lækker Hawking-stråling. Dette betyder, at et sort huls levetid afhænger af dets masse, idet mindre sorte huller fordamper hurtigere end større. For eksempel tager et sort hul på 1 solmasse 10 67 år at fordampe (meget længere end universets nuværende alder), mens et sort hul på kun 10 11 kg vil fordampe inden for 3 milliarder år.

3 millioner solmasser) i centrum af vores galakse.
Kredit: ESO

Observationsbevis for sorte huller er naturligvis ikke ligetil at opnå. Da stråling ikke kan undslippe det ekstreme tyngdekraft fra et sort hul, kan vi ikke registrere dem direkte. I stedet udleder vi deres eksistens ved at observere fænomener med høj energi som røntgenemission og stråler og bevægelser fra nærliggende objekter i kredsløb omkring den skjulte masse. En ekstra komplikation er, at lignende fænomener observeres omkring mindre massive neutronstjerner og pulsarer. Derfor kræver identifikation som et sort hul astronomer at foretage et skøn over genstandens masse og dens størrelse. Et sort hul bekræftes, hvis ingen andre objekter eller grupper af objekter kan være så massive og kompakte.

Studer astronomi online på Swinburne University
Alt materiale er © Swinburne University of Technology, medmindre andet er angivet.


Hvordan ville skyggen af ​​et sort hul se ud som en perfekt kugle, blobby eller noget andet?

Et ikke-roterende sort hul med intet omkring det ser ud som sort disk med lidt lysforvrængning omkring den disk. For roterende sorte huller (i praksis roterer de alle) bliver det mere kompliceret, her er en simulering. Hvis der er materiale i nærheden af ​​det sorte hul, bliver tingene endnu mere komplicerede.

Hvad med en teoretisk skygge af en?

De tog et billede af en i april i år. Det er lidt fuzzy, men sådan ser de faktisk ud:

De ligner mest en sort cirkel. Der er nogle underlige gravitationslinseeffekter omkring baghullet, så lyset bliver forvrænget og bøjes rundt begivenhedshorisonten, hvilket kan give nogle underlige effekter (især hvis du bevæger dig i forhold til det sorte hul). Derudover, hvis baghullet har ting, der falder ned i det, kaldet en tiltrædelsesdisk (ikke alle gør det), kan det blive meget lyst omkring begivenhedshorisonten og skyde jetfly ud af polerne, selvom meget af dette vil være i det ikke-synlige spektrum. Tiltrædelsesdisken kan have varmt plasma, der bevæger sig med en betydelig brøkdel af lysets hastighed, så der kan forekomme alle former for relativistisk effekt (såsom rødskift, blåskift).


Platoniske former og universets bedste teleskop

Man kan argumentere for, at den mest perfekte sfære, der findes i universet, måske er en neutronstjerne eller et sort huls singularitet. En pulsar er måske det mest nøjagtige ur. Og endelig er den mest kraftfulde og mest perfekte optiske linse i universet et sort hul.

# 2 B 26354

Godt. Jeg er ingen astrofysiker. men det slår mig, at et superhøjt roterende væsentligt flydende objekt bestemt ikke vil være sfærisk.

# 3 areyoukiddingme

Hvorfor "argumentere". Der bør være klare data om pulsars regelmæssighed. Jeg vil gætte, at det ikke er så godt som et kvantemekanisk ur. Tilsyneladende kommer til +/- 1s hvert 5B år. Temmelig anstændigt.

# 4 rxeddie2003

Jeg hørte, det diskuteres, om orz-neutronstjerner for det meste er faste eller flydende, men jeg troede, at den ekstreme tyngdekraft vil forme den til en meget sfærisk form. Er der nogen astronomer eller fysikere, der kan ringe ind?

# 5 DaveC2042

Undervurder ikke det ekstreme vinkelmoment, som et tyngdekraften kollapset objekt vil have for at handle mod den ekstreme tyngdekraft.

Der er neutronstjerner derude, der roterer tusind gange i sekundet.

Jeg tror, ​​det sandsynligvis vil være normen for dem og sorte huller, bare med den begrundelse, at nul vinkelmoment for en præ-stjernetåge er forsvindende usandsynligt, og tyngdekollapset vil altid forstærke det enormt.

Så jeg formoder, at afgang er ret universel, og ingen af ​​disse ting er perfekte kugler eller endda tætte.

Selvfølgelig er jeg ikke rigtig ekspert. Er der nogen der ved mere?

# 6 llanitedave

Undervurder ikke det ekstreme vinkelmoment, som et tyngdekraften kollapset objekt vil have for at handle mod den ekstreme tyngdekraft.

Der er neutronstjerner derude, der roterer tusind gange i sekundet.

Jeg tror, ​​det sandsynligvis vil være normen for dem og sorte huller, bare med den begrundelse, at nul vinkelmoment for en præ-stjernetåge er forsvindende usandsynligt, og tyngdekollapset vil altid forstærke det enormt.

Så jeg formoder, at afgang er ret universel, og ingen af ​​disse ting er perfekte kugler eller endda tætte.

Selvfølgelig er jeg ikke rigtig ekspert. Er der nogen der ved mere?

Under de rette forhold kan magnetiske eller tidevandskræfter sænke rotationen. Om det kan gøre det effektivt nok til at gøre objektet sfærisk i universets levetid, kunne jeg ikke sige.

# 7 rxeddie2003

Min tilfældige tanke handlede om dette var, at sådan var tyngdekraften i sorte huller og neutronstjerner under ekstreme forhold, såvel som kollisionen mellem LHC, at materielle genstande undertiden synes at blive idealiserede, platoniske og i sidste ende matematiske objekter. Indtil videre har alle de seneste gennembrud, såsom EHTs foto af sorthullet, påvisning af tyngdebølger fra LIGO eller opdagelsen af ​​Higgs-partiklen fra LHC, kun nøjagtigt bekræftet, hvad de matematiske modeller forudsagde. De overraskende ting ved dem var, at der ikke var nogen overraskelser.

# 8 Inkswitch

Med hensyn til de platoniske faste stoffer: Jeg har læst mange bøger om, hvordan vi ved, hvad vi ved om universet. Hvis jeg destillerer dem i mit sind og ser et højt niveau, kommer det sådan ud: Tilbage på dagen undersøgte en flok fyre universet. Disse fyre blev kaldt geometre, fordi de havde tro på perfektion af platoniske faste stoffer og geometri generelt. De kom op med indviklede ordninger for at forklare stjernernes bevægelse og de syv himmellegemer, der ikke fulgte de sædvanlige regler. Disse ordninger var baseret på sfærer og geometri og af en eller anden grund krystal. Du kender sandsynligvis den midterste del af historien, Copernicus, Kepler, Newton. Dengang forstod vi, at geometri var mere eller mindre ude af vinduet, og den nye kraft kaldet tyngdekraften styrede. Newton forklarede ikke alt, kviksølv ?, så der kommer Einstein (og forgængere) og han siger "Gode nyheder folk, geometri er tilbage på mode". Så på en måde havde Platon ret hele tiden.

Derfor, selvom du muligvis ikke er i stand til at lave et perfekt ur eller et perfekt teleskop ved hjælp af en neutronstjerne, skal du fortsætte med at tænke i denne retning. Du kan være sikker på, at Platon hviler let, siden generel relativitetsteori kom ud.

# 9 goodricke1

Undervurder ikke det ekstreme vinkelmoment, som et tyngdekraften kollapset objekt vil have for at handle mod den ekstreme tyngdekraft.

Der er neutronstjerner derude, der roterer tusind gange i sekundet.

Jeg tror, ​​det vil sandsynligvis være normen for dem og sorte huller, bare med den begrundelse, at nul vinkelmoment for en præ-stjernetåge er forsvindende usandsynligt, og tyngdekollapset vil altid forstærke det enormt.

Så jeg formoder, at afgang er ret universel, og ingen af ​​disse ting er perfekte kugler eller endda tætte.


Kerr-metricen er en generalisering til en roterende krop af Schwarzschild-metricen, opdaget af Karl Schwarzschild i 1915, som beskrev geometrien i rumtiden omkring et ikke-opladet, sfærisk-symmetrisk og ikke-roterende legeme. Den tilsvarende løsning til en opkrævet, sfærisk, ikke-roterende krop, metoden Reissner – Nordström, blev opdaget kort tid efter (1916–1918). Den nøjagtige løsning for en ikke-opladet roterende sort hul, Kerr-metricen, forblev uløst indtil 1963, da den blev opdaget af Roy Kerr. [1] [2]: 69–81 Den naturlige udvidelse til et ladet, roterende sort hul, metoden Kerr – Newman, blev opdaget kort tid derefter i 1965. Disse fire relaterede løsninger kan sammenfattes med følgende tabel:

Ikke-roterende (J = 0) Roterende (J ≠ 0)
Uopladet (Q = 0) Schwarzschild Kerr
Opladet (Q ≠ 0) Reissner – Nordström Kerr – Newman

hvor Q repræsenterer kroppens elektriske ladning og J repræsenterer dens spinvinkelmoment.

Ifølge Kerr-metricen skal en roterende krop udvise rammeslæbning (også kendt som Lense – Thirring precession), en markant forudsigelse af generel relativitet. Den første måling af denne trækeffekt blev udført i 2011 af Gravity Probe B eksperimentet. Groft sagt forudsiger denne effekt, at genstande, der kommer tæt på en roterende masse, vil blive trukket til at deltage i dens rotation, ikke på grund af nogen anvendt kraft eller drejningsmoment, der kan mærkes, men snarere på grund af den hvirvlende krumning af rumtiden selv forbundet med roterende kroppe . I tilfælde af et roterende sort hul på tæt nok afstande er alle objekter - selv lys - skal roter med det sorte hul i det område, hvor dette holder, kaldes ergosfæren.

Roterende sorte huller har overflader, hvor metricen synes at have tilsyneladende singulariteter, størrelse og form på disse overflader afhænger af det sorte huls masse og vinkelmoment. Den ydre overflade omslutter ergosfæren og har en form, der ligner en flad kugle. Den indre overflade markerer begivenhedshorisontobjekter, der passerer ind i det indre af denne horisont, kan aldrig igen kommunikere med verden uden for denne horisont. Imidlertid er ingen af ​​overfladerne en sand singularitet, da deres tilsyneladende singularitet kan elimineres i et andet koordinatsystem [ nødvendig henvisning ]. Objekter mellem disse to overflader skal co-rotere med det roterende sorte hul, som nævnt ovenfor kan denne funktion i princippet bruges til at udvinde energi fra et roterende sort hul op til dets uforanderlige masseenergi, Mc 2 .

LIGO-eksperimentet, der først opdagede gravitationsbølger, der blev annonceret i 2016, gav også den første direkte observation af et par Kerr-sorte huller. [3]

Kerr-metricen udtrykkes almindeligvis i en af ​​to former, Boyer – Lindquist-formen og Kerr – Schild-formen. Det kan let afledes fra Schwarzschild-metricen ved hjælp af Newman-Janis-algoritmen [4] af Newman-Penrose-formalisme (også kendt som spin-koefficientformalisme), [5] Ernst-ligning, [6] eller Ellipsoid-koordinatransformation. [7]

Boyer – Lindquist koordinerer Rediger

Kerr-metricen beskriver geometrien for rumtid i nærheden af ​​en masse M < displaystyle M> roterende med vinkelmoment J < displaystyle J>. [8] Metricen (eller tilsvarende dets linjeelement for korrekt tid) i Boyer – Lindquist-koordinaterne er [9] [10]

hvor koordinaterne r, θ, ϕ < displaystyle r, theta, phi> er standard oblate sfæriske koordinater, der svarer til de kartesiske koordinater [11] [12]

Kerr – Schild koordinater Rediger

Kerr-metricen kan udtrykkes i "Kerr – Schild" -form under anvendelse af et bestemt sæt kartesiske koordinater som følger. [13] [14] [15] Disse løsninger blev foreslået af Kerr og Schild i 1965.

Læg mærke til det k er en enhedsvektor. Her M er den konstante masse af det spindende objekt η er Minkowski tensoren, og -en er en konstant rotationsparameter for det roterende objekt. Det forstås, at vektoren a → < displaystyle < vec >> er rettet langs den positive z-akse. Mængden r er ikke radius, men er snarere implicit defineret af

Bemærk, at mængden r bliver den sædvanlige radius R

når rotationsparameteren -en nærmer sig nul. I denne form for opløsning vælges enheder, så lysets hastighed er enhed (c = 1). I store afstande fra kilden (R-en), reduceres disse ligninger til Eddington – Finkelstein-formen af ​​Schwarzschild-metricen.

I Kerr-Schild-formen af ​​Kerr-metricen er determinanten for den metriske tensor overalt lig med den negative, selv nær kilden. [16]

Soliton-koordinater Rediger

Da Kerr-metricen (sammen med Kerr-NUT-metricen) er aksialt symmetrisk, kan den støbes i en form, som Belinski-Zakharov-transformationen kan anvendes på. Dette indebærer, at det sorte hul i Kerr har form af tyngdekraften. [17]

Da selv en direkte kontrol af Kerr-metricen involverer besværlige beregninger, er de kontravariant komponenter g i k < displaystyle g ^> af den metriske tensor i Boyer – Lindquist-koordinater er vist nedenfor i udtrykket for firkanten af ​​firgradientoperatoren: [18]

Vi kan omskrive Kerr-metricen (1) i følgende form:

Denne metric svarer til en co-roterende referenceramme, der roterer med vinkelhastighed Ω, der afhænger af både radius r og colatitude θ, hvor Ω kaldes Killing horizon.

Således trækkes en inerti-referenceramme af den roterende centrale masse til at deltage i sidstnævntes rotation, dette kaldes rammedrag og er testet eksperimentelt. [22] Kvalitativt kan rammedragning ses som tyngdekraftsanalogen af ​​elektromagnetisk induktion. En "skøjteløber" i kredsløb over ækvator og roterende i hvile i forhold til stjernerne strækker armene ud. Armen, der strækker sig mod det sorte hul, tilspændes drejet rundt. Armen, der er strakt væk fra det sorte hul, tilspændes anti-spinward. Hun vil derfor blive kørt hurtigere op i modstridende forstand til det sorte hul. Dette er det modsatte af, hvad der sker i hverdagen. Hvis hun allerede roterer i en bestemt hastighed, når hun strækker armene, vil inerti-effekter og rammeslyngeffekter balancere, og hendes spin ændres ikke. På grund af princippet om ækvivalens kan gravitationseffekter ikke skelnes fra trægningseffekter, så denne rotationshastighed, hvor intet sker, når hun strækker armene, er hendes lokale reference for ikke-rotation. Denne ramme roterer i forhold til de faste stjerner og modroterer i forhold til det sorte hul. En nyttig metafor er et planetgearsystem, hvor det sorte hul er solgearet, skøjteløberen er et planetgear, og det udvendige univers er ringgearet. Dette kan også fortolkes gennem Machs princip.

Kerr-metricen (1) har to fysisk relevante overflader, som den ser ud til at være ental. Den indre overflade svarer til en begivenhedshorisont svarende til den, der observeres i Schwarzschild-metriske, dette sker, hvor den rent radiale komponent grr af metricen går til uendelig. Løsning af den kvadratiske ligning 1 ⁄ grr = 0 giver løsningen:

som i naturlige enheder (der giver G = M = c = 1) forenkler til:

En anden tilsyneladende singularitet opstår, hvor den rent tidsmæssige komponent gtt af de metriske ændringer tegner fra positiv til negativ. Igen løser en kvadratisk ligning gtt = 0 giver løsningen:

På grund af cos 2 θ udtryk i kvadratroden, ligner denne ydre overflade en fladkugle, der berører den indre overflade ved polerne på rotationsaksen, hvor colatitude θ er lig med 0 eller π mellemrummet mellem disse to overflader kaldes ergosfæren. Inden for dette volumen er den rent tidsmæssige komponent gtt er negativ, dvs. fungerer som en rent rumlig metrisk komponent. Derfor skal partikler inden for denne ergosfære co-rotere med den indre masse, hvis de skal bevare deres tidslignende karakter. En bevægende partikel oplever en positiv korrekt tid langs sin verdenslinje, dens vej gennem rumtid. Dette er dog umuligt inden for ergosfæren, hvor gtt er negativ, medmindre partiklen co-roterer med den indre masse M med mindst en vinkelhastighed på Ω. Således kan ingen partikler rotere modsat den centrale masse i ergosfæren.

Som med begivenhedshorisonten i Schwarzschild-metricen er de tilsyneladende singulariteter ved rH og rE er illusioner skabt ved valg af koordinater (dvs. de er koordinat singulariteter). Faktisk kan rumtiden fortsættes jævnt gennem dem ved et passende valg af koordinater.

Et sort hul er generelt omgivet af en overflade, kaldet begivenhedshorisonten og ligger i Schwarzschild-radius for et ikke-roterende sort hul, hvor flugthastigheden er lig med lysets hastighed. Inden for denne overflade kan ingen observatør / partikler holde sig i en konstant radius. Det er tvunget til at falde indad, og så kaldes dette undertiden statisk grænse.

Et roterende sort hul har den samme statiske grænse ved begivenhedshorisonten, men der er en ekstra overflade uden for begivenhedshorisonten ved navn "ergosurface" givet af

i Boyer – Lindquist-koordinater, som intuitivt kan karakteriseres som den sfære, hvor "rotationshastigheden i det omgivende rum" trækkes sammen med lysets hastighed. Inden for denne sfære er trækningen større end lysets hastighed, og enhver observatør / partikel er tvunget til at rotere.

Regionen uden for begivenhedshorisonten, men inde i overfladen, hvor rotationshastigheden er lysets hastighed, kaldes ergosfæren (fra græsk ergon betyder arbejde). Partikler, der falder inden for ergosfæren, tvinges til at rotere hurtigere og derved vinde energi. Fordi de stadig er uden for begivenhedshorisonten, kan de undslippe det sorte hul. Netprocessen er, at det roterende sorte hul udsender energiske partikler på bekostning af dets egen samlede energi. Muligheden for at udvinde spin-energi fra et roterende sort hul blev først foreslået af matematikeren Roger Penrose i 1969 og kaldes således Penrose-processen. Roterende sorte huller i astrofysik er en potentiel kilde til store mængder energi og bruges til at forklare energiske fænomener, såsom gammastrålebrister.

Kerr-geometrien udviser mange bemærkelsesværdige træk: Den maksimale analytiske udvidelse inkluderer en sekvens af asymptotisk flade udvendige regioner, der hver er forbundet med en ergosfære, stationære grænseflader, begivenhedshorisonter, Cauchy-horisonter, lukkede tidlige kurver og en ringformet krumning-singularitet. Den geodesiske ligning kan løses nøjagtigt i lukket form. Ud over to Killing-vektorfelter (svarende til tidsoversættelse og aksesymmetri), Kerr-geometrien indrømmer en bemærkelsesværdig Killing-tensor. Der er et par primære nulgrupper (en indgående og en udgående). Weyl-tensoren er algebraisk speciel, den har faktisk Petrov-typen D. Den globale struktur er kendt. Topologisk kan homotopitypen i Kerr-rumtiden simpelthen karakteriseres som en linje med cirkler fastgjort ved hvert heltal.

Bemærk, at den indre Kerr-geometri er ustabil med hensyn til forstyrrelser i det indre område. Denne ustabilitet betyder, at selvom Kerr-metricen er aksesymmetrisk, er et sort hul, der er oprettet ved tyngdekraft, muligvis ikke det. [11] Denne ustabilitet indebærer også, at mange af funktionerne i Kerr-geometrien beskrevet ovenfor muligvis ikke er til stede inde i et sådant sort hul. [24] [25]

En overflade, hvorpå lys kan kredser om et sort hul, kaldes en foton sfære. Kerr-løsningen har uendeligt mange fotonkugler, der ligger mellem en indre og en ydre. I den ikke-roterende Schwarzschild-løsning med -en = 0, degenererer den indre og ydre foton sfære, så der kun er en foton sfære i en enkelt radius. Jo større centrifugering af et sort hul, jo længere væk fra hinanden bevæger den indre og ydre foton sfære. En lysstråle, der bevæger sig i modsat retning af det sorte huls rotation, vil cirkulere rundt om hullet ved den ydre fotonkugle. En lysstråle, der bevæger sig i samme retning som det sorte huls spin, vil cirkulere rundt om den indre foton sfære. Omkring geodesik med noget vinkelmoment vinkelret på det sorte huls rotationsakse kredser om fotonkugler mellem disse to yderpunkter. Fordi rumtiden roterer, udviser sådanne baner en præession, da der er et skift i variablen ϕ < displaystyle phi ,> efter at have afsluttet en periode i θ < displaystyle theta ,> variablen.


Fem fantastiske fakta om sorte huller & # 8211 "Envejsdøre ud af universet"

Nobelprisvinderen Subrahmanyan Chandrasekhar, for hvem NASAs Chandra X-Ray Observatory blev navngivet, beskrev sorte huller som "de mest perfekte makroskopiske objekter, der findes i universet: de eneste elementer i deres konstruktion er vores begreber rum og tid."

Mærkelige kosmiske paradokser

Disse mærkelige kosmiske paradokser, som Princeton-kvantefysikeren John Archibald Wheeler skabte "sorte huller", har ingen hukommelse, men siges at indeholde de tidligste minder fra universet såvel som de nyeste, samtidig med at de udelukker al hukommelse ved at udsletter alle dets manifestationer.

Og alligevel, som et hologram, har sorte huller to dimensioner, hvor tyngdekraften forsvinder, men de gengiver et objekt i tre dimensioner, der er i overensstemmelse med Einsteins relativitetsteori, der beskriver sorte huller som tredimensionelle, enkle, sfæriske og glatte som de vises på det berømte billede af det sorte hul i M87 fanget af Event Horizon Telescope (EHT) i april 2019. Et billede beskrev EHT-direktør Shep Deleman som & # 8220 envejsdøre ud af universet. & # 8221

Chandra røntgen nærbillede af kernen i M87, EHT-billede af sort hul nedenfor (røntgen: NASA / CXC / Villanova University / J. Neilsen, Radio: Event Horizon Telescope Collaboration)

Findes der sorte huller i en højere dimension?

Do Black Holes exist in a higher dimension? –perhaps the Big Bang is a mirage This video asks profound questions about the existence of black holes in our Universe.

Primordial Black Holes

Shortly after the Big Bang, quantum mechanical fluctuations led to the density distribution of matter that we observe today in the expanding universe. It’s been suggested that some of those density fluctuations might have been large enough to result in black holes peppered throughout the universe. These so-called primordial black holes were first proposed in the early 1970s by Stephen Hawking and collaborators but have never been detected—it’s still not clear if they exist at all.

“Ancient black holes would give us access to physics we would never otherwise be able to do,” wrote Dan Hooper, head of the theoretical astrophysics group at Fermilab, in an email to The Daily Galaxy. If primordial black holes are real, they’d have potential to solve a whole host of the biggest problems in cosmology, not the least being the mystery of dark matter, considered to be the backbone to the structure of the universe.

First-Ever Image of a Black Hole

To celebrate two years since the EHT Collaboration released the first image of the M87 Galaxy Black Hole, the Alma Observatory in Chile shared five impressive things about these incredible objects (edited and expanded upon by The Daily Galaxy). Scientists had long struggled to capture a photograph of a black hole — a region of space with a gravitational pull so strong that not even light can escape it. Black holes, Einstein said, are where God divided by zero.”

The image revealed by the EHT in 2019 shown below consists of a glowing orange ring on a black background. It is an image equal to the famous “Earthrise” photo taken by Apollo 8 astronaut Bill Anders in December 1968

1. Before knowing what black holes were, in 1784 geologist John Michell called them dark stars. The idea of black holes stems from Albert Einstein’s theory of general relativity, which says that light is affected by gravity. Michell wrote: “If the semi-diameter of a sphere of the same density as the Sun were to exceed that of the Sun in the proportion of 500 to 1, a body falling from an infinite height towards it would have acquired at its surface greater velocity than that of light, and consequently..all light emitted from such a body would be made to return towards it by its own proper gravity.”

Artist impression above of the heart of galaxy NGC 1068, which harbors an actively feeding supermassive black hole. Arising from the black hole’s outer accretion disk, ALMA discovered clouds of cold molecular gas and dust. This material is being accelerated by magnetic fields in the disk, reaching speeds of about 400 to 800 kilometers per second. This material gets expelled from the disk and goes on to hide the region around the black hole from optical telescopes on Earth. Essentially, the black hole is cloaking itself behind a veil of its own exhaust. (NRAO/AUI/NSF D. Berry / Skyworks)

2. The first simulation of a black hole was a drawing of the accretion disk, made by hand, around a black hole, based on computer calculations by French astrophysicist Jean-Pierre Luminet in 1979 published in Astronomy and Astrophysics , it had a worldwide impact, since this type of object was still highly theoretical. It is an image based on the then supposed physical properties of a black hole and its gas disc, such as its rotation rate and temperature, and on Einstein’s general theory of relativity. ( CNRS Phototheque)

3. Black holes are regions in space where gravity is extreme. Everything that comes too close is sucked in, and nothing can ever get out again. Even light, traveling at 300,000 kilometers per second, cannot escape the gravitational grip of a black hole. Stephen Hawking wrote about the black hole’s event horizon: “Consideration of particle emission from black holes would seem to suggest that God not only plays dice, but also sometimes throws them where they cannot be seen.”

4. Black holes cause huge jets of matter event horizon: Most of the matter near the edge of a black hole ends up falling into it. However, some of the surrounding particles escape moments before capture and are propelled into space at great distances in jets. The new image, reported the European Southern Observatory (ESO), captured how the iconic object looks in polarized light showing the bright jets of energy and matter that emerge from M87’s core and extend at least 5000 light-years from its center –one of the galaxy’s most mysterious and energetic features.

5. The Event Horizon Telescope (EHT) collaboration, which produced the first-ever image of a black hole released in 2019, has a new view of the massive object at the Messier 87 (M87) center galaxy: how it looks in polarised light. This is the first time astronomers have been able to measure polarization, a signature of magnetic fields, this close to the edge of a black hole.

Just as electromagnetic radiation becomes polarized when passing through a polarizing filter, blocking radiation where the electric field is perpendicular to the plane of polarization, the extreme magnetic fields in the accretion disk surrounding the black hole polarize the emitted light. By measuring the strength and orientation of the polarization, astronomers can better understand the magnetic fields in the accretion disks of supermassive black holes.

This image above shows the polarised view of the black hole in M87 –an object larger than our solar system. The lines mark the orientation of polarisation, which is related to the magnetic field around the shadow of the black hole. (EHT Collaboration)

The Daily Galaxy, Maxwell Moe, astrophysicist, NASA Einstein Fellow , University of Arizona via ALMA Observatory

Image credit top of page: Primordial black holes, NASA, ESA, Hubble Heritage Team

Your free twice-weekly fix of stories of space and science –a random journey from Planet Earth through the Cosmos– that has the capacity to provide clues to our existence and add a much needed cosmic perspective in our Anthropocene epoch.


Forming a Black Hole in General Relativity

Let us now trace how spacetime is affected by the formation of a black hole in general relativity. The spacetime diagram below shows a sphere of matter undergoing gravitational collapse. It is the simplest case of an uncharged, non-rotating sphere of matter and produces a so-called "Schwarzschild" black hole.

The collapse continues as we proceed up the figure. The sphere becomes smaller and smaller, until it eventually it is so small and dense and its gravity so strong that not even light can escape its surface. That is the formation of a black hole and it happens at a radial position known as the "Schwarzschild radius." For an object the size of the earth, we already saw that radius is 1/3". For an object the size of the sun, it is 2.95 km. (Note that neither the earth nor sun have enough mass to overcome stabilizing forces and produce a black hole.)

The radial position from where light can longer escape is called the "event horizon." It is an important boundary in spacetime. Outside the event horizon, rapidly moving bodies that have strayed too close to the black hole can still escape, if they can move fast enough. Once they stray within the event horizon, no escape is possible. The fastest speed relativity theory admits, that of light, is no longer enough to allow escape.

Once the collapsing matter has collapsed within the event horizon, the collapse continues all the way to zero size. What results is a point of infinite matter density and therefore a point of infinite spacetime curvature. It is a singularity . Once these two quantities have become infinite, Einstein's gravitational field equations have ceased to function the theory breaks down.

Within the event horizon, all motion of matter and light is towards that singularity. It is everyone's future. In this sense, the directions of space and time are switched within the event horizon. Time now points towards the singularity, for that is everyone's future.

In a Minkowski spacetime, the light cones mapped out the possible motions and the possibilities for causal connections. In that spacetime, the lightcones were uniformly distributed in spacetime, with no regions of spacetime causally distinct from others. In a black hole, it is otherwise.

As we near the event horizon, the light cones tip over to face the singularity.

At the event horizon itself, the light cones have tipped over so far that only motions faster than light can escape falling into the singularity.

Within the event horizon, the light cones futures are all pointed towards the singularity.

A presumption in the literature on black holes is that nothing travels faster than light . We noted earlier that relativity theory does in principle admit faster than light motions--a particle executing them would be a tachyon. However no such particle has been detected.

When we look at these diagrams, it is clear that the event horizon marks a special boundary in spacetime. It marks the point of no return for travelers falling into the black hole. However there is nothing special, locally, at the event horizon that is different from neighboring events. As the traveler passes the event horizon, there are no special flags or markers that the traveler sees. Spacetime around the event horizon will be highly curved but otherwise no different from the spacetime on either side. In brief, the traveler "feels no bump" when the event horizon is passed.

The event horizon gets its special properties from its relation to the global structure of the spacetime and specifically to the singularity and the exterior of the black hole. For it marks the boundary past which a traveler's future must lie in the singularity and can no longer lie in the exterior of the black hole. It is something like the position computed by demographers called the "mean center of the US population." When you stand at that position, which is somewhere in Missouri, the average distance to all peoples in the US comes out to zero. Move an inch to the west and you are now on average closer to people in the west move an inch to the right and you are now on average closer to people in the east. Of course it is nothing locally about the position in Missouri that gives it this property. It is the relation between that position and all the people spread out over the US.


Image source: US Dept of Commerce, US Census, http://www.census.gov/geo/www/2010census/centerpop2010/centerpop_mean2010.pdf


What does a black hole look like up close?

What would a black hole look like if you were up close to it?

There are several ways to answer this question. One way is: nothing. It’s black, so it won’t look like anything.

Another way is: it doesn’t matter, because in a few milliseconds you’ll be dead anyway.

That’s a little dark, and though true, also unsatisfying.

If you’re a scientist, though, the answer is more complicated. We don’t have to get close to a black hole to figure out what it looks like, so defying our own demise isn’t necessary. And if we posit the black hole is actively eating, say, a big cloud of gas, then we can figure out what it looks like.

You need a lot of math and physics, including relativistic physics, radiative transfer physics (basically, how things glow), and a good computer to run through the fierce calculations, but what you get is something so cool it makes the brain-and-spacetime-twisting physics worth it.

Because it looks like this:

So what are you seeing here? Chaos, heat, and gravity, all stirred together by relativity.

More specifically, you’re seeing the weird optics generated when a black hole is surrounded by a ring of gas it’s consuming, called the tilvænningsdisk. This was released by NASA in honor of #BlackHoleWeek, which I have an opinion about:

But despite that, this sim is amazing, and worth examining. Let’s take a look at all this from the center out.

At the very center is the black hole itself. You can’t see it (see paragraph 2 above). Every black hole has a minimum distance from it where, to escape its gravity, you’d need to move at the speed of light. Nothing can do this, which is why black holes are black (and why they’re holes, for that matter). This distance is called the event horizon.

However, the big black circle in the middle is actually bigger than the event horizon. Any photon (a particle of light) that gets too close to the black hole actually goes into orbit around it before eventually falling in, and doesn’t make it back out to us. This region is called the photon sphere (also somewhat misleadingly called the black hole’s shadow) and is about 2.5 times bigger than the event horizon (this is for a rotating black hole if it’s not rotating, the photon sphere is only 1.5 times bigger the reasons for this are, unsurprisingly, complex).

Technically speaking, if you were inside the photon sphere (and not torn apart by the ridiculously strong tides or just pulled right in) and looking directly ahead of you, you could see the back of your own head! The photons from the back of your head would orbit around the black hole, and then come at you from ahead of you. That would be… disconcerting.

A point: a lot of people get confused about seeing any light from a black hole. Light cannot escape a black hole if it gets too close, inside the event horizon (or the photon sphere, depending on circumstances). But outside that distance light is free to travel away… but not without paying a price. Let’s find out what that toll is.

An annotated version of a black hole simulation explains the various parts of this bizarre object. Credit: NASA’s Goddard Space Flight Center/Jeremy Schnittman

Back to the sim, and still moving outward, just outside that photon sphere is a narrow ring of light, called the photon ring. This is light from the accretion disk, where the photons that headed in toward the black hole stay just outside the photon sphere limit, so they orbit the black hole a few times before coming back out. There’s a gap around it because photons that stay well outside the photon sphere just keep going — their path is bent severely by the black hole’s gravity, but not enough to head toward us. So we see no light from that region.

Outside the photon sphere we see the light from the accretion disk itself… but it’s a mess. Remember, it’s a flat disk around the black hole, like Saturn’s rings. But we see the disk by the light it emits, and that’s having merry hell played on it by the black hole.

The path of light around a black hole gets severely distorted by gravity. In this diagram, the Earth is off to the right, and light from material behind the black hole gets bent toward us, leaving a “hole” where the black hole itself is. Credit: Nicolle R. Fuller/NSF

In front of the black hole the disk looks relatively (ha!) normal. That light goes from the disk to us, straight out of the black hole’s gravity well, so it’s not as distorted. If you follow it around to the right, though, it suddenly kinks upward, forming an arch over the black hole. That’s the backside of the disk! Normally you wouldn’t see it, since it’s behind the black hole. But some of the light from that part of the disk goes around og over the black hole, bent by the fierce gravity in a direction toward us, allowing us to see it.

That light in the arch above the black hole is coming from the topside of the accretion disk. Light from the underside also goes around the black hole, but it’s bent around the bottom of the black hole, so we see that part of the disk under the black hole as well. That looks like a smaller circle than the upper one, but this size and geometry depends on the angle were looking from. The shape of these two arches depends on the viewing angle, because the way the light gets bent around the black hole changes the way we see it as we move up or down relative to the disk itself. You can see that happening in the video as the viewing angle changes.

There’s one more thing to note. In this sim, the gas in the accretion disk orbits the black hole from left to right. That’s important! Can you see how the disk on the left looks brighter than it does on the right? That’s a real effect, called relativistic beaming. I’ve written about it before:

There’s an effect called relativistic beaming, caused by the incredibly rapid motion of the material as it orbits just outside the black hole. If you hold a light bulb in front of you, the light expands in a sphere, in all directions, But if that light bulb is moving near the speed of light, the light we see emitted from it appears to be beamed, like a flashlight, aimed into the direction it’s moving. This bizarre effect means that an object headed toward you at close to the speed of light appears brighter, because more of its light is focused toward you, and something moving away appears darker, because its light is focused away from you.

The gas on the left is headed toward you, so some of its light that would otherwise miss you is beamed toward you, making it look brighter. The gas on the left is heading away from you, so its light is beamed even more away from you, dimming it.

If all this sounds familiar, that may be because you’re thinking of the very first image of a photon sphere of a black hole — in this case, the one in the center of the galaxy M 87, 55 million light years away, taken by the Event Horizon Telescope, an array of radio telescopes across the planet.

The very first image of the "shadow" of a supermassive black hole. This shows the region around a black hole with a mass 6.5 billion times that of the Sun, located 55 million light years away from Earth in the core of the galaxy M87. Credit: NSF

Fuzzy, but it shows the same features! Stay tuned, too, because soon we’ll be seeing more, and more clear, images of these objects.

So I think at this point it’s OK to take a moment and think, “Black holes are weird.”

But hey, that’s nature. The Universe isn’t under any obligation to obey our “common” sense, as uncommon and nonsensical as that might be. But when you take the time to really look at the Universe, observe it, find the patterns, the math behind those patterns, and the physics that math implies — that math demands — then even the weirdest things in the Universe become understandable.

That’s a nice to thought to have, perhaps even comforting, in the last few milliseconds before you leave the Universe forever. Have a nice trip down!


Properties and structure

The no-hair conjecture postulates that, once it achieves a stable condition after formation, a black hole has only three independent physical properties: mass, charge, and angular momentum the black hole is otherwise featureless. If the conjecture is true, any two black holes that share the same values for these properties, or parameters, are indistinguishable from one another. The degree to which the conjecture is true for real black holes under the laws of modern physics, is currently an unsolved problem. [47]

These properties are special because they are visible from outside a black hole. For example, a charged black hole repels other like charges just like any other charged object. Similarly, the total mass inside a sphere containing a black hole can be found by using the gravitational analog of Gauss's law, the ADM mass, far away from the black hole. [58] [ afklaring er nødvendig ] Likewise, the angular momentum can be measured from far away using frame dragging by the gravitomagnetic field. [ afklaring er nødvendig ]

When an object falls into a black hole, any information about the shape of the object or distribution of charge on it is evenly distributed along the horizon of the black hole, and is lost to outside observers. The behavior of the horizon in this situation is a dissipative system that is closely analogous to that of a conductive stretchy membrane with friction and electrical resistance&mdashthe membrane paradigm. [59] This is different from other field theories such as electromagnetism, which do not have any friction or resistivity at the microscopic level, because they are time-reversible. Because a black hole eventually achieves a stable state with only three parameters, there is no way to avoid losing information about the initial conditions: the gravitational and electric fields of a black hole give very little information about what went in. The information that is lost includes every quantity that cannot be measured far away from the black hole horizon, including approximately conserved quantum numbers such as the total baryon number and lepton number. This behavior is so puzzling that it has been called the black hole information loss paradox. [60] [61]

Physical properties

The simplest static black holes have mass but neither electric charge nor angular momentum. These black holes are often referred to as Schwarzschild black holes after Karl Schwarzschild who discovered this solution in 1916. [20] According to Birkhoff's theorem, it is the only vacuum solution that is spherically symmetric. [62] This means that there is no observable difference between the gravitational field of such a black hole and that of any other spherical object of the same mass. The popular notion of a black hole "sucking in everything" in its surroundings is therefore only correct near a black hole's horizon far away, the external gravitational field is identical to that of any other body of the same mass. [63]

Solutions describing more general black holes also exist. Non-rotating charged black holes are described by the Reissner&ndashNordström metric, while the Kerr metric describes a non-charged rotating black hole. The most general stationary black hole solution known is the Kerr&ndashNewman metric, which describes a black hole with both charge and angular momentum. [64]

While the mass of a black hole can take any positive value, the charge and angular momentum are constrained by the mass. In Planck units, the total electric charge Q and the total angular momentum J are expected to satisfy

for a black hole of mass M. Black holes with the minimum possible mass satisfying this inequality are called extremal. Solutions of Einstein's equations that violate this inequality exist, but they do not possess an event horizon. These solutions have so-called naked singularities that can be observed from the outside, and hence are deemed unphysical. The cosmic censorship hypothesis rules out the formation of such singularities, when they are created through the gravitational collapse of realistic matter. [6] This is supported by numerical simulations. [65]

Due to the relatively large strength of the electromagnetic force, black holes forming from the collapse of stars are expected to retain the nearly neutral charge of the star. Rotation, however, is expected to be a universal feature of compact astrophysical objects. The black-hole candidate binary X-ray source GRS 1915+105 [66] appears to have an angular momentum near the maximum allowed value. That uncharged limit is [67]

allowing definition of a dimensionless spin parameter such that [67]

0 &le c J G M 2 &le 1. >>leq 1.> [67] [Note 1]

Black hole classifications
Klasse Approx.
mass
Approx.
størrelse
Supermassive black hole 10 5 &ndash10 10 MSol 0.001&ndash400 AU
Intermediate-mass black hole 10 3 MSol 10 3 km &asymp Rjorden
Stellar black hole 10 MSol 30 km
Micro black hole up to MMåne up to 0.1 mm

Black holes are commonly classified according to their mass, independent of angular momentum, J. The size of a black hole, as determined by the radius of the event horizon, or Schwarzschild radius, is roughly proportional to the mass, M, igennem

hvor rs is the Schwarzschild radius and MSol is the mass of the Sun. [69] For a black hole with nonzero spin and/or electric charge, the radius is smaller, [Note 2] until an extremal black hole could have an event horizon close to [70]


Se videoen: HVAD ER ET SORT HUL? (December 2022).