Comment savons-nous que les trous noirs tournent?

Comment est-il possible de savoir si un trou noir tourne ou non?

Si une planète tourne, vous pouvez la voir clairement mais vous ne pouvez pas vraiment voir un trou noir.

La chose suivante serait que la matière interagisse avec la matière adjacente et nous pourrions voir dans quelle direction la matière qui entoure la BH tourne (comme si vous faites tourner une balle dans l’eau, l’eau environnante tournera aussi dans la même direction) mais la matière ne peut pas interagir. de l'intérieur de l'horizon des événements vers l'extérieur, donc, la matière juste à l'horizon des événements serait simplement en interaction avec la gravité (comme le BH n'a pas de friction).

Maintenant la gravité. Je pense que vous pouvez mesurer les différences de gravité si un objet de grande taille n’est pas parfaitement uniforme, mais je pense qu’un BH a le même effet de gravitation de tous les côtés.

Qu'est-ce que j'oublie ici? Comment peut-on même détecter ou déterminer par l'observation qu'un trou noir est en train de tourner ou, mieux encore, à quelle vitesse?

Le champ gravitationnel de la matière en rotation, ou un trou noir en rotation, provoque la rotation de la matière autour de celle-ci. C'est ce qu'on appelle le " traîner cadre " ou "gravitomagnétisme", ce dernier nom venant du fait qu'il est très analogue à l'effet magnétique des charges électriques en mouvement. L’existence du gravitomagnétisme est liée à la vitesse finie de la gravité, elle n’existe donc pas dans la gravité newtonienne où cette vitesse est infinie, mais elle est présente dans la relativité générale et, pour les trous noirs, elle est suffisamment grande pour être détectable.

De plus, pour des raisons purement théoriques, nous nous attendons à ce que tous les trous noirs tournent, car un trou noir non filant est identique à un trou noir en rotation avec une vitesse angulaire de zéro, et rien n'empêche que la vitesse angulaire d'un trou noir soit exactement zéro. Au contraire, comme ils sont tellement plus petits que la matière qui s’effondre pour les produire, même un petit moment angulaire net et aléatoire de la matière s’effondrant devrait conduire à un trou noir qui tourne rapidement. (L’analogie classique de ce phénomène est celle d’un patineur sur glace tournant plus vite quand il lève les bras.)

L'orbite circulaire la plus interne stable est différente en fonction de la vitesse de rotation. Les disques d'accrétion s'étendent jusqu'à la CITP, ce qui entraîne des changements observables. De la tournure des trous noirs supermassifs :

$a=1$$r_{isco}=M$$r_{isco}$$r_{isco}=6M$$a=0$$r=9M$$a=−1$

$a$

Le champ gravitationnel d'un trou noir dépend à la fois de sa masse et de son spin. Cela a un certain nombre de conséquences observables:

• Comme mentionné dans la réponse d'Anders Sandberg, il existe une orbite circulaire la plus petite possible autour d'un trou noir (ISCO), dont le rayon dépend du spin du trou noir. Donc, si vous voyez de la matière graviter un trou noir dans un disque d’accrétion, le bord intérieur donnera une limite inférieure à la rotation.
• Lorsque deux trous noirs se rejoignent, l’objet résultant s’installe en oscillant et en émettant des ondes gravitationnelles avec une fréquence et un taux de décroissance caractéristiques déterminés par la masse et la rotation du trou noir final. Pour les fusions bruyantes (telles que GW150914), il est possible de mesurer ce qu'on appelle ringdown, ce qui donne une mesure directe de la masse et de la rotation du trou noir formé.
• Avant une telle fusion, les spins des trous noirs individuels affecteront la façon dont évoluera l'inspiral, ce qui se répercutera sur la forme d'onde gravitationnelle observée. En comparant la forme d'onde observée avec les modèles théoriquement attendus pour différents spins, on peut (essayer de) mesurer les spins des trous noirs fusionnés. (Ainsi, la plupart des fusions observées (publiées) pourraient être compatibles avec le fait que les deux BH ne tournent pas.)
• La rotation d'un trou noir affecte également la manière dont il dévie la lumière. Par conséquent, les images de l'ombre d'un trou noir, telles que celles prises par le télescope d'horizon des événements, peuvent être utilisées pour déterminer la rotation du trou noir (si nous le voyons sous le bon angle).

Comme mentionné dans le commentaire de Rory , un objet dans l'espace doit à un moment donné acquérir une rotation. Tout objet a une gravité et, avec une vitesse de rotation de zéro, il n’aurait aucune rotation dès qu’il entre en contact avec un autre objet.

Bien qu'il soit vrai, mais peu probable, qu'il puisse être heurté par un autre objet qui annule exactement son effet, ce n'est qu'une question de temps avant qu'un autre objet ne se présente. Par conséquent, les objets dans l'espace ont bien plus de chances de tourner que de ne pas le faire.

Voir par exemple la vidéo de collaboration SXS : " Inspiration et fusion du trou noir binaire GW151226 ":

Le moment cinétique est l'équivalent rotationnel du moment linéaire et d'une quantité conservée - le moment angulaire total d'un système fermé reste constant. Plus la densité est grande, plus la rotation de l'objet est rapide, afin de conserver son moment angulaire.

Pour ceux qui recherchent des informations supplémentaires, je vais inclure ces références:

• " Inférence des spins de trous noirs et analyse des courants d'accrétion / éjection dans les AGN avec l'unité de champ intégral de rayons X Athena " (6 juin 2019), par Didier Barret (PARI) et Massimo Cappi (INAF-OAS):

  " Contexte . Les Noyaux Galactiques Actifs (AGN) affichent des spectres de rayons X complexes présentant diverses caractéristiques d’émission et d’absorption, qui sont communément interprétées comme une combinaison de une source de rayons X dure et compacte, ii) un ou plusieurs composants d’absorption chaud / ionisé produits par des flux dirigés par AGN traversant notre ligne de mire, et iii) un composant de réflexion non relativiste produit par un matériau plus éloigné. raccord peut ainsi être utilisé pour limiter la rotation du trou noir, la géométrie et les caractéristiques de l'écoulement d'accrétion, ainsi que des sorties et des environs du trou noir.
  Buts. Nous étudions comment utiliser à cette fin un spectromètre à rayons X à haute résolution et à haute résolution, tel que l'unité de champ intégral de rayons X Athena (X-IFU), en utilisant le modèle de réflexion de pointe relxill dans une configuration géométrique de lampadaire .
  Méthodes . Nous simulons un échantillon représentatif des spectres AGN, y compris toutes les complexités de modèle nécessaires, ainsi qu'une gamme de paramètres de modèle allant des valeurs standard aux valeurs les plus extrêmes, et des flux de rayons X considérés comme représentatifs des populations connues d'AGN et de Quasars (QSO). Nous présentons également une méthode permettant d'estimer les erreurs systématiques liées aux incertitudes liées à l'étalonnage du X-IFU.
  Résultats$_g$
  . Les simulations présentées ici démontrent le potentiel du X-IFU pour comprendre comment les trous noirs sont alimentés et comment ils façonnent leurs galaxies hôtes. La précision permettant de récupérer les paramètres de modèle physique codés dans leur émission de rayons X est atteinte grâce à la capacité unique du X-IFU de séparer et contraindre les composants d'émission et d'absorption, étroits et larges, ".

• " Observing Black Holes Spin " (27 mars 2019), de Christopher S. Reynolds:

  "... les trous noirs sont les objets les plus simples de la nature, définis uniquement par leur charge électrique (neutralisée à zéro dans des paramètres astrophysiques réalistes), leur masse et leur moment angulaire.

  ...

  Dans cette revue, j'examinerai l'état actuel et les promesses futures des mesures de spin du trou noir. Au cours des 20 dernières années, les mesures quantitatives du spin ont été le domaine de l'astronomie aux rayons X et ces techniques continuent à être perfectionnées à mesure que la qualité des données s'améliore. Avec l'avènement récent de l'astronomie par ondes gravitationnelles, nous disposons désormais d'une fenêtre totalement nouvelle et complémentaire sur les trous noirs en rotation. En outre, nous sommes sur le point de connaître une autre avancée majeure: l’imagerie directe de l’ombre de l’horizon des événements par l’interférométrie globale en très longue bande de base en bande mm, également appelée télescope à horizon d’événement (EHT). Nous entrons véritablement dans un gouffre pour l'étude de la physique des trous noirs et de la rotation des trous noirs.

  ...

  
  $M$$J$$a = cJ/GM^2$$c$$G$$M$$a$
  $|a| > 1$

  Page 3:

  
  Figure 1: Emplacement de certaines orbites spéciales dans le plan équatorial d'un trou noir de Kerr en fonction du paramètre de spin. On voit ici l'orbite circulaire la plus interne (ligne rouge), l'orbite circulaire de photons (ligne bleue), la limite statique (ligne blanche en pointillé) et l'horizon des événements (délimitant la nuance grise). Le paramètre de spin positif / négatif correspond à un spin prograde / rétrograde, respectivement, par rapport à la matière en orbite (ou aux photons). La ligne rouge pointillée verticale sépare les cas prograde et rétrograde. Les orbites circulaires sont stables à l'extérieur de l'orbite la plus interne mais deviennent instables à l'intérieur de ce rayon (région indiquée par un ombrage rouge clair). Il n’existe pas d’orbites circulaires à l’intérieur de l’orbite circulaire à photons (région désignée par un ombrage rouge uni). Pour être concret, on suppose un trou noir de 10 masse solaire. Les rayons pour d'autres masses peuvent être obtenus en utilisant la proportionnalité linéaire.

Une façon de penser du champ gravitationnel à l'extérieur d'un trou noir est qu'il s'agit d'une sorte d'empreinte fossile ou gelée. Cela reflète la gravité de la matière qui s'est formée / est tombée dans le trou noir au moment où elle est devenue "enfermée" à l'intérieur de l'horizon des événements, et donc incapable d'affecter quoi que ce soit à l'extérieur, y compris le champ de gravitation.

Si la matière à ce stade avait un moment angulaire net, le champ gravitationnel à l'extérieur du trou noir est différent. Mathématiquement, il est décrit par la solution de Kerr aux équations d'Einstein, à la place de la solution de Schwarzschild. Cette différence peut être observée de nombreuses manières, par exemple dans le comportement de la lumière ou de la matière à proximité du trou noir.