Como sabemos que os buracos negros estão girando?

Como é possível saber se um buraco negro está girando ou não?

Se um planeta está girando, você pode vê-lo claramente, mas não pode realmente ver um buraco negro.

A próxima coisa seria que a matéria interage com a matéria adjacente e poderíamos ver em que direção a matéria ao redor do BH gira (como se você girasse uma bola na água, a água giraria também na mesma direção), mas a matéria não pode interagir de dentro para fora do horizonte de eventos, então a matéria no horizonte de eventos estaria apenas interagindo com a gravidade (como o BH não tem atrito).

Agora gravidade. Eu pensaria que você poderia medir as diferenças de gravidade se um objeto grande não for perfeitamente uniforme, mas acho que um BH tem a mesma força gravitacional de todos os lados.

O que estou perdendo aqui? Como é possível detectar ou determinar pela observação que um buraco negro está girando ou, melhor ainda, medir com que rapidez?

O campo gravitacional da matéria em rotação, ou um buraco negro em rotação, faz com que a matéria ao seu redor comece a girar. Isso é chamado de " arrastar quadros " " ou "gravitomagnetismo", o último nome que vem do fato de ser análogo ao efeito magnético da movimentação de cargas elétricas. A existência do gravitomagnetismo está ligada à velocidade finita da gravidade, por isso não existe na gravidade newtoniana onde essa velocidade é infinita, mas está presente na relatividade geral, e para os buracos negros é grande o suficiente para ser detectável.

Além disso, por razões puramente teóricas, esperamos que todos os buracos negros estejam girando porque um buraco negro não giratório é o mesmo que um buraco negro giratório com uma velocidade angular exatamente igual a zero, e não há razão para que a velocidade angular de um buraco negro seja exatamente zero. Pelo contrário, porque são muito menores do que a matéria que entra em colapso para produzi-las, mesmo um pequeno momento angular líquido aleatório da matéria em colapso deve levar a um buraco negro que gira rapidamente. (A analogia clássica para isso é um patinador de gelo girando mais rápido quando puxa os braços.)

A órbita circular estável mais interna é diferente dependendo da taxa de rotação. Os discos de acréscimo estendem-se para o ISCO, portanto, isso produz alterações observáveis. Do giro dos buracos negros supermassivos :

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

$a$

O campo gravitacional de um buraco negro depende tanto de sua massa quanto de sua rotação. Isso tem várias consequências observáveis:

• Como mencionado na resposta de Anders Sandberg, existe a menor órbita circular possível em torno de um buraco negro (ISCO), cujo raio depende da rotação do buraco negro. Portanto, se você vir matéria orbitando um buraco negro em um disco de acreção, a borda interna dará um limite menor à rotação.
• Quando dois buracos negros se fundem, o objeto resultante se estabiliza oscilando e emitindo ondas gravitacionais com uma frequência característica e taxa de decaimento determinada pela massa e rotação do buraco negro final. Para fusões altas (como GW150914), esse chamado ringdown pode ser medido, fornecendo uma medida direta da massa e rotação do buraco negro formado.
• Antes dessa fusão, os giros dos buracos negros individuais afetariam a evolução da inspiração, que imprimia na forma de onda gravitacional observada. Ao comparar a forma de onda observada com os modelos teoricamente esperados para diferentes rotações, pode-se (tentar) medir as rotações dos buracos negros em fusão. (Assim, a maioria das fusões observadas (publicadas) pode ser consistente com as duas BHs não giratórias.)
• A rotação de um buraco negro também afeta como ele desvia a luz. Consequentemente, as imagens da sombra de um buraco negro, como as tiradas pelo telescópio do horizonte de eventos, podem ser usadas para determinar a rotação do buraco negro (se acontecermos de vê-lo sob o ângulo reto).

Como mencionado no comentário de Rory , um objeto no espaço deve em algum momento adquirir rotação. Qualquer objeto tem gravidade e, com uma taxa de rotação zero, ele não terá rotação, assim que entrar em contato com outra rotação de objeto.

Embora seja verdade, mas improvável, que ele possa ser atingido por outro objeto que cancelou exatamente seu giro, é apenas uma questão de tempo até que outro objeto apareça - portanto, os objetos no espaço têm muito mais probabilidade de girar do que não.

Veja, por exemplo, o vídeo do SXS Collaboration : " Inspiração e fusão do buraco negro binário GW151226 ":

Momento angular é o equivalente rotacional de momento linear e uma quantidade conservada - o momento angular total de um sistema fechado permanece constante. Quanto maior a densidade, mais rápido o giro do objeto, para conservar seu momento angular.

Para quem procura informações adicionais, incluirei estas referências:

• " Inferindo rotações de buracos negros e fluxos de acréscimo / ejeção de sondas em AGNs com a Unidade de Campo Integral de Raios-X Athena " (6 de junho de 2019), de Didier Barret (IRAP) e Massimo Cappi (INAF-OEA):

  " Contexto . Núcleos galácticos ativos (AGN) exibem espectros complexos de raios X que exibem uma variedade de características de emissão e absorção, que são comumente interpretadas como uma combinação de i) um componente de reflexão manchado relativisticamente, resultante da irradiação de um disco de acreção por uma fonte compacta de raios-X rígidos, ii) um ou vários componentes de absorção quente / ionizada produzidos por fluxos acionados por AGN cruzando nossa linha de visão e iii) um componente de reflexão não relativista produzido por material mais distante. assim, o encaixe pode ser usado para restringir a rotação do buraco negro, a geometria e as características do fluxo de acréscimo, bem como das vazões e arredores do buraco negro.
  Objectivos. Investigamos como um espectrômetro de raios-X de alta resolução e alta produtividade, como a Unidade de Campo Integral de Raios-X Athena (X-IFU), pode ser usado para esse objetivo, usando o modelo de reflexão de última geração relxill em uma configuração geométrica do poste de luz .
  Métodos . Simulamos uma amostra representativa dos espectros de AGN, incluindo todas as complexidades de modelo necessárias, bem como uma variedade de parâmetros de modelo que vão de valores padrão a valores mais extremos, e consideramos fluxos de raios-X representativos de populações conhecidas de AGN e Quasares (QSOs). Também apresentamos um método para estimar os erros sistemáticos relacionados às incertezas na calibração do X-IFU.
  Resultados$_g$
  Conclusões. As simulações apresentadas aqui demonstram o potencial do X-IFU para entender como os buracos negros são alimentados e como eles moldam suas galáxias hospedeiras. A precisão para recuperar os parâmetros do modelo físico codificado em sua emissão de raios-X é alcançada graças à capacidade exclusiva do X-IFU de separar e restringir componentes de emissão e absorção estreitos e amplos. ".

• " Observando a rotação dos buracos negros " (27 de março de 2019), de Christopher S. Reynolds:

  "... os buracos negros são os objetos mais simples da natureza, definidos apenas por sua carga elétrica (que é neutralizada a zero em ambientes astrofísicos realistas), massa e momento angular.

  ...

  Nesta revisão, examinarei o estado atual e a promessa futura de medições de rotação de buracos negros. Nos últimos 20 anos, medidas quantitativas de rotação têm sido o domínio da astronomia de raios-X e essas técnicas continuam sendo aprimoradas à medida que a qualidade dos dados melhora. Com o recente advento da astronomia das ondas gravitacionais, agora temos uma janela completamente nova e complementar para girar buracos negros. Além disso, estamos no limiar de outra grande inovação, a imagem direta da sombra do horizonte de eventos pela interferometria de linha de base muito longa global de banda mm, também conhecida como Event Horizon Telescope (EHT). Estamos realmente entrando em um lixão para o estudo da física dos buracos negros e da rotação dos buracos negros.

  ...

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

  Page 3:

  
  Figura 1: Localização de algumas órbitas especiais no plano equatorial de um buraco negro de Kerr em função do parâmetro de rotação. Aqui é mostrada a órbita circular estável mais interna (linha vermelha), órbita circular de fótons (linha azul), limite estático (linha branca tracejada) e horizonte de eventos (delimitando a sombra cinza). O parâmetro de rotação positivo / negativo corresponde à rotação que é progressiva / retrógrada, respectivamente, em relação à matéria em órbita (ou fótons). A linha vermelha tracejada vertical separa os casos de progresso e retrógrado. Órbitas circulares são estáveis ​​fora da órbita estável mais interna, mas ficam instáveis ​​dentro deste raio (região denotada por sombreamento vermelho claro). Órbitas circulares não existem no interior da órbita circular do fóton (região denotada por sombreamento vermelho sólido). Para concretude, é assumido um buraco negro de 10 massas solares. Os raios para outras massas podem ser obtidos usando proporcionalidade linear.

Uma maneira de pensar no campo gravitacional fora de um buraco negro é que é um tipo de impressão fóssil ou congelada. Ela reflete a gravidade da matéria que se formou / caiu no buraco negro no momento em que foi "trancada" dentro do horizonte de eventos e, portanto, incapaz de afetar qualquer coisa externa, incluindo o campo gravitacional.

Se a matéria naquele estágio tivesse momento angular líquido, o campo gravitacional fora do buraco negro é diferente. Matematicamente, é descrito pela solução de Kerr para as equações de Einstein, em vez da solução de Schwarzschild. Essa diferença pode ser observada de várias maneiras, por exemplo, no comportamento da luz ou da matéria próxima ao buraco negro.