Як обертаються чорні діри?

В листопаді 2014 року автоматизованою системою для пошуку наднових був виявлений спалах Х-випромінювання(рентгенівське випромінювання) був виявлений спалах, але це була не наднова.

Сигнал прийшов із галактики розташованої на відстані 290 мільйонів світлових років. Вважається що зірка подібної на Сонце підійшла занадто близько до чорної діри і була поглинута нею. Маса чорної діри була масивніша за Сонце в мільйон разів. Такі події є дуже рідкісними. Одна така подія стається один раз на 10-100 тисяч років. Така подія називається спалахом припливного руйнування - коли ближчий бік зірки до чорної діри сильніше притягує ніж дальший, і в результаті це розриває зірку на частини і вона по спіралі падає у чорну діру утворюючи акреаційний диск.

Три рентгенівські телескопи були спрямовані певний час в ділянку неба, де відбулася дана подія. І вони виявили потужні регулярні імпульси X-випромінювання кожні 131 секунду. Впродовж 450 днів потужність спалахів не зменшувалася.

Насправді потужність рентгенівських імпульсів з часом зросла приблизно на 40%

Якими параметрами характеризуються чорні діри?

Чорні діри характеризуються тільки двома параметрами: масою та обертанням(тобто моментом імпульсу).

Масу чорної діри доволі легко визначається, так як далеко від чорної діри справедливі навіть нютонівські закони. Вимірюючи вплив чорної діри на інші об'єкти ви можете оцінити масу чорної діри. Таким чином були знайдені чорні діри від кількох сонячних(чорні діри зоряних мас) до мільярдів сонячних мас(надмасивні чорні діри).

Загально прийнято вважати, що надмасивні чорні діри - є в центрах більшості галактик включно з нашою. Враховуючи, що чорні діри утворюються при колапсі масивних зірок, а всі зорі обертаються то чорні діри також повинні обертатися. Ймовірність того, що речовина просто зколапсує в точку без обертання близька до нуля. До того ж при падінні речовини додає їй власний момент імпульсу подібно до того як фігурист притискає руки до тіла збільшуючи швидкість власного обертання. Обертання чорної діри важко виміряти, так як на відміну від маси воно впливає на відносно близькі об'єкти.

Способи які допомагають виявити обертання чорної діри

Існують три способи за допомогою яких виявляють обертання чорної діри. В ньютонівській фізиці тіло може обертатися навколо іншого тіла тільки по стійкій коловій чи еліптичній орбіті і її радіус може бути будь який.

На відміну від ньютонівської фізиці у загальній теорії відносності все не так. Існує внутрішня колова орбіта з радіусом відомим як r-isco.

На меншій відстані стійкі орбіти не можливі, так як всі тіла які знаходяться на меншій орбіті ніж r-isco потрапляють у чорну діру. Тож коли ви дивитися, як чорна діра поглинає матеріал, внутрішній край акреаційного диску має радіус r-isco.

Варто зауважити, що радіус r-isco залежить і від обертання чорної діри. Чим швидше обертається чорна діра тим менший стає цей радіус. Це пов'язано з тим, що об'єктам потрібна більша кінетична енергія, щоб залишатися на орбіті. Це прямий наслідок закону всесвітнього тяжіння.

Обертання чорної діри виражається параметром а* який може бути від 0(не має обертання) до 1(повне обертання). При збільшенні швидкості обертання, як було зазначено вище радіус r-isco зменшується до того моменту поки r-isco не досягне горизонту подій чорної діри. І це на думку багатьох вчених обмежує максимальну швидкість обертання чорної діри і вважається, що максимальне значення а* складає 0,998.

Щоб використати r-isco для визначення обертання чорної діри потрібно визначити радіус тіні в середині акреаційного диска чорної діри тоді знаючи r-isco можна визначити швидкість обертання чорної діри.

Але цей метод працює виключно якщо випромінювання акреаційного диска близьке до випромінювання абсолютно чорного тіла.

Другий спосіб полягає у вивченні х-випромінювання заліза біля чорної діри. Деякі чорні діри мають чітку лінію заліза у своєму спектрі. Але варто зауважити, що лінія зміщена через доплерівський зсув зумовлений високими швидкостями в акреаційному диску та через червоне зміщення зумовлене екстримальною гравітацією. Низькоенергетична межа випромінювання заліза дозволяє визначити r-isco.

Якщо немає яскравої лінії випромінювання заліза використовують третій метод. В такому випадку шукають періодичні коливання та варіації в даних, як імпульси Х-випромінювання кожні 131 секунду. Ці повторювальні імпульси можуть бути викликані згустками речовини в акреаційному диску і при такій високій частоті вони повинні обертатися дуже близько до r-isco на швидкості, що дорівнює половині швидкості світла.

Автори даного дослідження стверджують, що ще до початку руйнування на орбті навколо чорної діри перебував білий карлик, який може перебувати на такій орбіті 100-200 років. Сам білий карлик практично невидимий, але інша зірка була розірвана припливною взаємодією сформувавши акреаційний диск. І таким чином білий карлик був оповитий гарячою яскравою речовиною утворивши пляму Х-випромінювання. Період обертання якої безпосередньо пов'язаний з обертанням чорної діри. У цьому випадку період обертання дорівнює від 0,7.

Перше таке вимірювання стало можливим завдяки припливній взаємодії і воно може бути чудовим способом для визначення обертання чорних дір. Особливо тих, які не мають акреаційних дисків, а це 95% надмасивних чорних дір.

Надмасивні чорні діри можуть рости двома способами: за рахунок поглинання речовини, тоді їхній момент імпульсу буде високий. Це пов'язано із великим падінням речовини на чорну діру, що збільшують її момент імпульсу.

На відміну від першого способу чорні діри, ще можуть рости за рахунок злиття з іншими чорними дірами, тоді момент імпульсу буде менший ніж в першому варіанті. Це тому, що їхні орбіти будуть орієнтовані випадково.

Вивчаючи як надмасивні чорні діри ростуть це дасть змогу краще зрозуміти як проти мільйони років росли та розвивалися галактики.