ブラックホールが回転していることをどのようにして知ることができますか？

ブラックホールが回転しているかどうかをどのようにして知ることができますか？

惑星が回転している場合、はっきりと見ることができますが、実際にはブラックホールは見えません。

次は、物質が隣接する物質と相互作用し、BHを囲む物質がどの方向に回転するかを見ることができます（水上でボールを回転させる場合、周囲の水も同じ方向に回転します）が、物質は相互作用できませんイベントの地平線の内側から外側に向かって、イベントの地平線のすぐ近くにある物質は重力と相互作用するだけです（BHには摩擦がない）。

今重力。大きな物体が完全に均一ではない場合、重力の違いを測定できると思いますが、BHはすべての面で同じ引力を持っていると思います。

ここに何が欠けていますか？ブラックホールが回転していることを観察することで、どのように検出または決定できますか？

回転する物質の重力場、または回転するブラックホールにより、周囲の物質が回転し始めます。これは「フレームドラッグ」または「重力磁気」と呼ばれます。後者の名前は、移動する電荷の磁気効果に非常に類似しているという事実に由来します。重力磁気の存在は、重力の有限速度に結びついているため、その速度が無限であるニュートン重力には存在しませんが、一般相対性理論に存在し、ブラックホールの場合は検出可能な大きさです。

また、純粋に理論的な理由から、非回転ブラックホールは角速度が正確にゼロの回転ブラックホールと同じであり、ブラックホールの角速度が正確である理由はないため、すべてのブラックホールが回転すると予想されますゼロ。それどころか、それらはそれらを生成するために崩壊する物質よりもはるかに小さいため、崩壊物質の小さなランダムな正味の角運動量でさえ、急速に回転するブラックホールにつながるはずです。（これの古典的な例えは、アイススケーターが腕を引っ張ると速く回転することです。）

最も内側の安定した円軌道は、回転速度によって異なります。降着円盤はISCOに引き伸ばされるため、目に見える変化が生じます。超大質量ブラックホールのスピンから：

ため（旋回粒子にprogradeセンス相対の最大スピン）、我々は。これは、イベントホライズンが持つものと同じ座標値ですが、実際には、この位置では座標系が特異であり、2つの位置間に有限の適切な距離が存在します。、減少するにつれて介して単調増加場合 の最大到達する場合$a=1$$r_{isco}=M$$r_{isco}$$r_{isco}=6M$$a=0$$r=9M$$a=−1$ （軌道粒子への最大スピン逆行）。以下で説明するように、ISCOは（少なくともここで検討するディスク構成について）降着ディスクに効果的な内縁を設定します。したがって、ISCOのスピン依存性は、スピン依存のオブザーバブルに直接変換されます。スピンが増加し、ISCOの半径が小さくなると、ディスクは降着物質の重力結合エネルギーを抽出/放射するのにより効率的になり、ディスクはより高温になり、内側のディスクに関連する時間周波数が増加し、重力の赤方偏移が増加しますディスクの放出が増加します。

経験的には、降着円盤のスペクトルを見ることによって、私たちは推測することができます。$a$

ブラックホールの重力場は、質量とスピンの両方に依存します。これには、いくつかの観察可能な結果があります。

• Anders Sandbergの回答で述べたように、ブラックホール（ISCO）の周囲には可能な限り最小の円形軌道があり、その半径はブラックホールのスピンに依存します。そのため、降着円盤のブラックホールをオービットする問題が見られる場合、内側のエッジはスピンの下限を与えます。
• 2つのブラックホールが結合すると、最終的なブラックホールの質量とスピンによって決定される特徴的な周波数と減衰率を持つ重力波が発振および放出され、結果のオブジェクトが落ち着きます。大規模な合併（GW150914など）の場合、このいわゆるリングダウンを測定でき、形成されたブラックホールの質量とスピンを直接測定できます。
• このような合併の前に、個々のブラックホールのスピンは、観測された重力波形に刻印されるインスパイラルの進化に影響します。観測された波形を、さまざまなスピンについて理論的に予想されたテンプレートと比較することにより、融合するブラックホールのスピンを測定（試行）できます。（ほとんどの観測された（公開された）合併は、両方のBHが非スピニングであることと一致する可能性があります。）
• ブラックホールのスピンは、光の偏向方法にも影響します。その結果、イベントホライズン望遠鏡で撮影されたようなブラックホールの影の写真を使用して、ブラックホールのスピンを判断できます（たまたま正しい角度で見た場合）。

Roryのコメントで述べたように、空間内のオブジェクトはある時点でスピンを獲得しなければなりません。すべてのオブジェクトには重力があり、回転速度がゼロの場合、別のオブジェクトに接触するとすぐにスピンがなくなります。

本当ですが、そうではありませんが、スピンを正確にキャンセルした別のオブジェクトにぶつかる可能性があるのは、別のオブジェクトが登場するまでの時間の問題です-したがって、空間内のオブジェクトは、そうでないよりもはるかにスピンする可能性が高くなります。

たとえば、SXS Collaborationのビデオ「バイナリブラックホールGW151226のインスパイラルと合併」を参照してください。

角運動量は、線形運動量と保存量に相当する回転です。閉じたシステムの総角運動量は一定のままです。密度が大きいほど、オブジェクトのスピンが速くなり、その角運動量が保存されます。

追加情報を探している人のために、これらの参照を含めます。

• 「Athena X線積分フィールドユニットを使用したAGNでのブラックホールスピンの推測と降着/放出フローの調査」（2019年6月6日）、ディディエバレット（IRAP）およびマッシモカッピ（INAF-OAS）：

  「コンテキスト。Active Galactic Nuclei（AGN）は、さまざまな放出および吸収の特徴を示す複雑なX線スペクトルを表示します。これは、i）による降着円盤の照射に起因する相対論的に不鮮明な反射成分の組み合わせとして一般に解釈されますコンパクトな硬X線源、ii）視線を横切るAGN駆動の流出によって生成される1つまたはいくつかの温/イオン化吸収成分、およびiii）より遠くの物質によって生成される非相対論的反射成分。フィッティングは、このようにブラックホールスピン、降着流の形状および特性、ならびにブラックホールの流出と周囲のを制約するために使用することができる。
  狙い。アテナX線積分フィールドユニット（X-IFU）などの高スループット高解像度X線分光計を、ランプポストの幾何学的構成で最新の反射モデルrelxillを使用して、この目的に使用する方法を調査します。 。
  メソッド。すべての必要なモデルの複雑さを含むAGNスペクトルの代表的なサンプルと、標準からより極端な値までのモデルパラメーターの範囲をシミュレートし、既知のAGNおよびクエーサー（QSO）集団を代表するX線フラックスを検討しました。また、X-IFUのキャリブレーションにおける不確実性に関連する系統的誤差を推定する方法も提示します。
  結果$_g$
  。ここで紹介するシミュレーションは、X-IFUがブラックホールに電力を供給し、ホスト銀河を形成する方法を理解する可能性を示しています。X線放射でエンコードされた物理モデルパラメーターを回復する精度は、X-IFUのユニークな機能により、放射成分と吸収成分を分離および制限、狭幅および広幅化することができます。」

• 「ブラックホールスピンの観測」（2019年3月27日）、クリストファーS.レイノルズ：

  「...ブラックホールは、電荷（現実の天体物理学の設定ではゼロに中和される）、質量、および角運動量によってのみ定義される、自然の最も単純なオブジェクトです。

  ...

  このレビューでは、ブラックホールスピン測定の現状と将来の展望を調査します。過去20年の大半にわたって、スピンの定量的測定はX線天文学の領域であり、データの品質が向上するにつれて、これらの手法は改良され続けています。重力波天文学の最近の出現により、回転するブラックホールにまったく新しい補完的な窓ができました。さらに、別の主要な突破口、つまり、イベントホライズン望遠鏡（EHT）とも呼ばれるグローバルなミリバンド超長ベースライン干渉法によるイベントホライズンの影の直接イメージングのしきい値に立ちます。私たちは、ブラックホールの物理学とブラックホールのスピンの研究のために、まさに黄金期に入りました。

  ...

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

  ページ3：

  
  図1：スピンパラメーターの関数としてのカーブラックホールの赤道面におけるいくつかの特別な軌道の位置。ここに示されているのは、最も内側の安定した円軌道（赤線）、光子円軌道（青線）、静的限界（破線の白線）、およびイベントホライズン（灰色の影の境界）です。正/負のスピンパラメーターは、軌道を回る物質（または光子）に対してそれぞれ前進/後退するスピンに対応します。垂直の赤い破線は、順行性と逆行性のケースを分離します。円軌道は、最も内側の安定した軌道の外側では安定していますが、この半径の内側では不安定になります（明るい赤の網掛けで示される領域）。円形軌道は、光子の円形軌道の内側には存在しません（領域は赤く塗りつぶされています）。具体的には、10太陽質量のブラックホールが想定されています。他の質量の半径は、線形比例を使用して取得できます。

ブラックホールの外側の重力場を考える1つの方法は、それが一種の化石、または凍った印象であるということです。それは、イベントの地平線の内側に「閉じ込められた」瞬間にブラックホールに形成/落下した物質の重力を反映し、重力場を含む外部に影響を与えることができません。

その段階の物質に正味の角運動量がある場合、ブラックホールの外側の重力場は異なります。数学的には、シュワルツシルト解ではなく、アインシュタインの方程式のカー解によって記述されます。この違いは、光の挙動やブラックホールに近い物質など、さまざまな方法で観察できます。