Astronomie

Astrophysikalische Schwarze Löcher abweichend von Kerr-Schwarzen Löchern?

Astrophysikalische Schwarze Löcher abweichend von Kerr-Schwarzen Löchern?

Rotierende Schwarze Löcher entstehen durch den Gravitationskollaps massiver rotierender Objekte. Und es wird allgemein angenommen, dass Kerr-Lösungen für Schwarze Löcher für den leeren Raum außerhalb der astrophysikalischen Schwarzen Löcher gültig sind.

Meine Frage: Gibt es einige Beweise (Beobachtungsdaten) für astrophysikalische Schwarze Löcher, die auf eine Abweichung von der Kerr-Lösung des Schwarzen Lochs hinweisen?


Beweise für "neue Physik" scheinen zu fehlen (in meiner Forschung zu dieser Frage). Schwarze Löcher können vollständig durch bekannte Folgen der Allgemeinen Relativitätstheorie beschrieben werden, soweit unsere Fähigkeit, sie zu beobachten. Es gibt bekannte Abweichungen von der Scharwchild-Metrik, zum Beispiel bei Schwarzen Löchern, bei denen die Akkretionsscheibe relativ zum Spin des Schwarzen Lochs geneigt ist und bei denen die Effekte des Frame-Dragging beobachtet werden können, wenn die Akkretionsscheibe in den Spin übergeht Ebene des Schwarzen Lochs.

Hochenergetische kosmische Strahlung ist ein kaum verstandenes Phänomen. Sie scheinen geladene Teilchen (dh Protonen) zu sein, die von Schwarzen Löchern auf sehr hohe Geschwindigkeiten (viel höher als 99% c) beschleunigt wurden. Aber der spezielle Mechanismus, der dies bewirkt, ist unklar. Ein Papier, https://arxiv.org/pdf/1904.04654.pdf, schlägt vor, dass hochenergetische Protonen eine Folge von Schwarzen Löchern mit einer Kerr-Newmann-Metrik sein könnten, also einer rotierenden berechnet schwarzes Loch; da selbst eine kleine Ladung einen signifikanten Effekt auf Protonen in der Nachbarschaft haben würde. Dies könnte als Beweis dafür interpretiert werden, dass einige Schwarze Löcher eine Kerr-Newman-Raumzeitmetrik haben.


Verweise

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Schwarze Löcher: Ein Labor zum Testen starker Schwerkraft

Dieses Lehrbuch führt in die aktuellen astrophysikalischen Beobachtungen von Schwarzen Löchern ein und diskutiert die führenden Techniken zur Untersuchung der starken Gravitationsregion um diese Objekte mit elektromagnetischer Strahlung. Noch wichtiger ist, dass es die grundlegenden Werkzeuge zum Schreiben eines astrophysikalischen Codes und zum Testen des Kerr-Paradigmas bietet. Astrophysikalische Schwarze Löcher sind ein ideales Labor, um starke Schwerkraft zu testen. Nach der Allgemeinen Relativitätstheorie sollte die Raumzeitgeometrie um diese Objekte durch die Kerr-Lösung gut beschrieben werden. Die vom Gas im inneren Teil der Akkretionsscheibe emittierte elektromagnetische Strahlung kann die Metrik der Region mit starker Gravitation untersuchen und die Hypothese des Schwarzen Lochs von Kerr testen. Mit Übungen und Beispielen in jedem Kapitel sowie Berechnungen und analytischen Details im Anhang ist das Buch besonders nützlich für Anfänger oder Doktoranden, die mit der Allgemeinen Relativitätstheorie vertraut sind, aber keine Vorkenntnisse in Astronomie oder Astrophysik haben.<

Cosimo Bambi ist Professor am Department of Physics der Fudan University. Er promovierte 2007 an der Universität Ferrara (Italien). Er war Postdoc an der Wayne State University (Michigan), an der IPMU der University of Tokyo (Japan) in der Gruppe von Prof. Dvali an der LMU München (Deutschland). Ende 2012 wechselte er im Rahmen des Thousand Young Talents Program an die Fudan University. Seine Forschungsinteressen umfassen verschiedene Bereiche der Schwerkraft, Kosmologie und Hochenergie-Astrophysik. Er hat über 80 Forschungsarbeiten in referierten Zeitschriften und 2 Übersichtsartikel veröffentlicht. Er hat ein Lehrbuch verfasst und einen Band (in ASSL) mit Springer herausgegeben.


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Röntgen-Nachhall-Messungen von Masse und Spin . von Schwarzen Löchern

Lichtechos von akkretierenden supermassereichen Schwarzen Löchern ermöglichen es uns, Material zu verfolgen, während es sich dem Ereignishorizont nähert. Durch die Kartierung der sich ändernden räumlichen Ausdehnung der Röntgenemissionskomponenten im Verlauf einer Tiefenbeobachtung können wir Masse und Spin des Schwarzen Lochs einschränken.

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Das Verständnis vieler astrophysikalischer Prozesse beruht auf präzisen Messungen der beiden einschränkenden Eigenschaften Schwarzer Löcher: ihrer Masse und ihres Spins. Entscheidend für die Messung dieser Größen in Akkretionssystemen ist ein detailliertes Verständnis der räumlichen Ausdehnung des Heißgases, das sich tief in der Potenzialquelle des Bohrlochs befindet. In unserem kürzlich erschienenen Brief entwickeln wir eine Röntgen-Nachhall-Mapping-Methode, um die Emissionskomponenten in den zentralen 10ern von R . räumlich abzubildenG um ein nahe gelegenes supermassereiches Schwarzes Loch (wo RG = GM/c2)). Bei Anwendung auf eine lange Röntgenbeobachtung an einer nahegelegenen und stark variablen Röntgenquelle, IRAS 13224-3809, zeigen wir, wie diese Methode unabhängige Spin- und Massenschätzungen mit 10% statistischer Unsicherheit liefern kann.

Da wir die meisten akkretierenden Schwarzen Lochsysteme nicht direkt räumlich auflösen können, müssen wir uns normalerweise auf indirekte Methoden verlassen, um diese Eigenschaften abzuleiten. Die jüngste Aufnahme des Event Horizon Telescope (EHT) war ein gewaltiger Fortschritt beim Verständnis dieser Systeme. Diese Technik kann jedoch nur auf die beiden nächsten supermassiven Schwarzen Löcher angewendet werden. Herkömmliche Verfahren beruhen typischerweise auf der Verwendung von Eigenschaften der atomaren Emissionslinien als Tracer des Gases, das sich in der Nähe des Lochs befindet (z. B. das optische Nachhall-Massenkartierungsverfahren, das auf das Gas der breiten Linienregion mehrere Lichttage vom zentralen Objekt entfernt angewendet wird).

Die Lage der inneren Akkretionsscheibenkante ist empfindlich für den Spin des Schwarzen Lochs: Bei einem maximal rotierenden Schwarzen Loch bewegt sich die letzte innerste stabile Kreisbahn (ISCO) näher an den Ereignishorizont. Eine der erfolgreichsten Methoden zur Spinmessung ist die Röntgenreflexionskontinuumsmethode. Hier beleuchtet die intrinsische Röntgenemission eines 10 9 Kelvin-Elektronenplasmas (der Korona) das kühlere (10 5 K) Gas in der Akkretionsscheibe. Diese Emission wird anschließend aufbereitet, bevor sie remittiert und als Reflexionsspektrum auf den Betrachter gerichtet wird. Dazu gehören viele Fluoreszenzemissionslinien unter 1 keV und insbesondere die 6,4 keV Fe Kα-Linie. Da diese Linien tief in der Gravitationspotentialquelle erzeugt werden, sind die Effekte der allgemeinen Relativitätstheorie in diese Linien eingeprägt. Wenn wir die Linienverzerrung messen, ist es möglich, die Geometrie des Akkretionsmaterials zu messen, die Geometrie zu messen und wir können den Spin messen.

Herkömmliche Methoden zur Spinmessung liefern jedoch Schätzungen in Skaleneinheiten von RG, da keine physikalische Skalenlänge des Systems bekannt ist. Der Röntgenstrahl lässt indirekt auf die Geometrie und die Größenskala des Systems Schwarzes Loch – Akkretionsscheibe – Korona schließen, indem sie die Weglänge zwischen der Strahlung von der Korona zur Scheibe misst. Dies ist analog zu der Art, wie jemand, der spricht, in verschiedenen Räumen anders klingt – das frequenzabhängige Echo oder der Nachhall ist anders, wenn jemand in einem Klassenzimmer spricht, als in einer Kathedrale. Durch die Messung der subtilen Nachhallechos in den Röntgenlichtkurven können wir auf die Geometrie des Akkretionsflusses um das Schwarze Loch schließen, die Geometrie messen und nun die Masse messen und rotieren.

Die folgende Animation zeigt ein Spielzeugmodell des Röntgen-Nachhalls. Die Grundidee ist, dass ein quasi augenblickliches Aufflackern der Emission von der Korona in der Höhe, ha, beleuchtet die Akkretionsscheibe, die bis zum ISCO reicht. Diese Emission wird anschließend aufbereitet und von der Scheibe mit einer gewissen Zeitverzögerung reflektiert, die durch die Geometrie des Systems gegeben ist. Die Weglänge zwischen der Korona und dem inneren Scheibenrand bestimmt die beobachtete Nachhallzeitskala.

Die Nachhallantwort der neutralen Kα-Linie um ein maximal rotierendes Kerr-Schwarzes Loch und ein nicht rotierendes Schwarzschild-Schwarzes Loch wird in dieser Animation verglichen. Die linken Felder zeigen die Entwicklung des Lichtechos, wie es von einem entfernten Beobachter gesehen wird, während die Beleuchtung über die Scheibe vorrückt, wobei der Horizont des Schwarzen Lochs in Weiß dargestellt ist. Die Farbgebung zeigt die Energieverzerrung der intrinsisch schmalen Spektrallinie bei 6,4 keV, die die relativistische Verschiebung der Photonenenergie aufgrund allgemeiner und spezieller relativistischer Effekte in der Nähe des Schwarzen Lochs veranschaulicht.

Die mittleren Felder repräsentieren die Zeitabhängigkeit der neutralen Kα-Spektralantwort. Die rechten Felder zeigen die erwarteten Lichtkurven (oben) und die sich entwickelnden Energiespektren (unten). Die Lichtkurven zeigen die Scheibenantwort in einem gegebenen Energieband, das in die Fourier-Domäne transformiert wird, um die Übertragungsfunktion des Nachhallprozesses zu erhalten.

Mit speziellen Röntgenbeobachtungen an einzelnen Quellen können wir die Fourier-Phasen-(Zeit-)Verzögerungen zwischen verschiedenen Energiebändern messen. Beobachtungen mit einer Basislinie von typischerweise 500 ks wurden zuvor mit den vollständig relativistischen Transferfunktionen modelliert, um die Masse des Schwarzen Lochs, den Spin und andere interessante Eigenschaften des Akkretionsflusses zu bestimmen. Bei der Modellierung dieser Beobachtungen bleiben jedoch Degenerationen. Beispielsweise kann die gleiche physikalische Weglänge (Nachhallzeitskala) auf einen größeren Abstand (in Bezug auf RG) der Korona von der Scheibe oder einfach durch eine größere Masse des Schwarzen Lochs.

Im Jahr 2016 erhielten wir eine 1,5-Ms-XMM-Newton-Beobachtung auf der nahegelegenen Seyfert-Galaxie IRAS 13224-3809. Dies ist eine der variabelsten Röntgenquellen am Himmel. Kombiniert mit bestehenden 500 ks Archivdaten ergab dies einen 2 Ms Datensatz zur Anwendung des Röntgennachhallverfahrens. Zum ersten Mal konnten wir verfolgen, wie sich das Nachhallsignal über diese erweiterte Basislinie entwickelt hat. Wir entdeckten, dass die Röntgenkorona mit zunehmender Leuchtkraft an Größe zunimmt, analog zur Höhenänderung des Domdachs. Diese zusätzliche Weglänge entspricht der Bewegung des ersten Nulldurchgangs zu niedrigeren zeitlichen Frequenzen in den Nachhallverzögerungen, wie in 1 in der Veröffentlichung gezeigt. Da wir wissen, dass sich Masse und Spin des Schwarzen Lochs auf dieser Zeitskala nicht ändern können, beseitigt die Gelenkmodellierung die inhärente Entartung zwischen Masse und koronaler Höhe. Die Modellierung findet ein Schwarzes Loch mit 2 Millionen Sonnenmasse mit nahezu maximalem Spin – im Einklang mit Schätzungen traditioneller Methoden.

Wir erhalten eine Massenabschätzung für ein Schwarzes Loch mit a

10% statistische Unsicherheit, vergleichbar mit den derzeit besten optischen Methoden. Akkretionsquellen mit hoher Rate wie IRAS 13224-3809 haben jedoch typischerweise eine extrem geringe optische Variabilität, was bedeutet, dass das optische Nachhall-Massenkartierungsverfahren in diesen Fällen nicht angewendet werden kann. Unser Ergebnis zeigt, dass Röntgenstrahlung eine leistungsstarke Methode sein wird, um die allgemeine Relativitätstheorie zu testen und das Wachstum von Schwarzen Löchern auf kosmologischen Zeitskalen zu verstehen. Dies bietet eine komplementäre Perspektive zu den mit dem EHT erreichbaren Quellen mit sehr niedriger Akkretionsrate und dem Fusionsweg zum Wachstum schwarzer Löcher, der mit Gravitationswellenexperimenten untersucht werden kann.

Röntgen-Nachhall könnte bereits in der Nähe angewendet werden

100 akkretierende supermassive Schwarze Löcher mit ausreichend Zeit mit vorhandenen Instrumenten. Diese Zahl wird sich deutlich erhöhen, wenn die ESA Athena Satelliten wird in den frühen 2030er Jahren gestartet. Die Möglichkeit, die Masse und den Spin einer großen Probe supermassereicher Schwarzer Löcher zu messen, wird sowohl für unser Verständnis des Wachstums von Schwarzen Löchern als auch für die allgemeine Relativitätstheorie von grundlegender Bedeutung sein.


Die Schwarze-Loch-Bombe

Wir öffnen mit dem jungen und unbeholfenen Universum, das hauptsächlich flounsige Gas- und Staubwolken beherbergt. Der primitive Raum ist heiß und beginnt sich mit den ersten riesigen Ursternen zu füllen. Diese werden als Population III-Sterne bekannt. Sie bestehen zu einem großen Teil aus Wasserstoff und Helium. Wenn diese Sterne sterben, weichen ihre Überreste schwereren Elementen, kleineren Sternen und aufeinanderfolgenden Supernova-Explosionen, aus denen schwarze Löcher wie dunkles Öl aus der braunen, fruchtbaren Erde aufsteigen. In diesem frühen Universum beginnt die Blaupause für den Kosmos. Große Ansammlungen von Materie nehmen die Form von Galaxienhaufen an. Innerhalb dieser Haufen befinden sich die einzelnen Galaxien selbst mit ihren Anhängern von Planetensystemen, Sternen, Monden und abtrünnigen Himmelskörpern. Und jedes dieser Objekte hat etwas gemeinsam, vom hellsten Stern bis zum unscheinbarsten Asteroiden.

Neuere Forschungen legen nahe, dass sich das junge Universum um mehrere Achsen drehte und diese Rotation – oder „Winkelimpuls“ – an alle danach entstandenen Objekte weitergegeben wurde. Die Idee ähnelt der, wie sich Sonne und Planeten in unserem Sonnensystem in die gleiche Richtung drehen, da sie alle aus derselben ursprünglichen Wolke entstanden sind. Ausnahmen davon sind die Planeten Venus und Uranus, die sich in unterschiedliche Richtungen drehen, möglicherweise aufgrund von schweren Kollisionen zu einem bestimmten Zeitpunkt in ihrer Geschichte. Einige Forscher beschreiben es als das ursprüngliche Universum, das wie ein sich drehendes Elektron ist. Die Bedingungen kühlten ab, und Materie formte die immer kleineren Details des Kosmos: wässrige Planeten, blasige blaue Sterne. Die anfängliche Rotation rieselte kontinuierlich nach unten und wird in jedem kosmischen Objekt, das wir bisher gefunden haben, beibehalten.

Aber von all diesen weitläufigen, sich drehenden Objekten ist das Schwarze Loch das interessanteste von allen. Sich drehende Schwarze Löcher werden als Kerr-Schwarze Löcher bezeichnet. Im Vergleich dazu ist ein stationäres Schwarzes Loch als Schwarzschild-Schwarzes Loch bekannt. Beide sind Lösungen für die Mathematik der Allgemeinen Relativitätstheorie, aber echte astrophysikalische Schwarze Löcher drehen sich immer. Der Drehimpuls des ursprünglichen Sterns vor seinem Kollaps bleibt im resultierenden Schwarzen Loch erhalten. Aus ihrer Rotation können wir scheinbar endlose Mengen an Energie gewinnen. Oder wir könnten sie in die größten Bomben verwandeln, die man sich je vorstellen konnte.

Diese wahren Massenvernichtungswaffen waren in den 1970er Jahren Gegenstand der Forschung. Die Methode ist einfach. Umgeben Sie das Schwarze Loch mit einem reflektierenden Hohlraum, wie einem Spiegel. Diese Spiegel-Megastruktur ähnelt der Dyson-Kugel, die versucht, die Energie eines Sterns zu nutzen. Mit der Schwarzen-Loch-Bombe nutzen wir die Rotationsenergie eines Schwarzen Lochs. Dieser Spiegel muss groß genug sein, um die als Ergosphäre bekannte Region des Schwarzen Lochs einzuschließen, die sich direkt über dem berüchtigten Ort befindet, den wir den Ereignishorizont nennen.

In der Ergosphäre kann das Raumgefüge schneller als Lichtgeschwindigkeit gezogen werden. Obwohl dies so klingt, als würde es gegen die Gesetze der Physik verstoßen, widerspricht es ihnen nicht aus dem gleichen Grund, warum ein Warpantrieb ohne Widerspruch schneller als Licht reisen kann. Die Gesetze sagen, dass kein Objekt innerhalb Der Weltraum kann sich mit Überlichtgeschwindigkeit bewegen. Der Weltraum selbst kann diese Geschwindigkeitsbegrenzung jedoch durchbrechen. Sobald ein Objekt in die Ergosphäre eintritt, wird es in Richtung des Spins des Schwarzen Lochs geschleudert. Aus dieser sich abzeichnenden Region können wir theoretisch Energie und Materie gewinnen. Und weil es vor dem Ereignishorizont kommt, ist ein Entkommen aus der Ergosphäre möglich. Es ist eine dynamische und schwindelerregende Umgebung, aber es ist kein Point-of-No-Return.

Um eine Schwarze-Loch-Bombe herzustellen, muss ein Lichtstrahl in die Ergosphäre gestrahlt werden. Dort werden die Photonen des Lichts durch die Rotationsenergie des Schwarzen Lochs verstärkt, treffen dann auf die Spiegelwand, reflektieren durch die Ergosphäre und verstärken sich unbegrenzt weiter. Dies ist der Prozess von Superstrahlung und es ist der Mechanismus im Herzen der Bombe. Nachdem das Licht seine Superstrahlungsstreuung fortsetzt, erzeugt es eine Instabilität: eine Explosion, die nur von einem Supernova-Ereignis konkurriert wird.

Das Schwarze Loch wird zu einer rauchenden, feurigen Waffe, die sich ausbreitet, um die umgebende Materie zu verkohlen und auszulöschen. Planeten zerbrechen und platzen auf, das interstellare Medium wird in Flammen gesetzt und vom gewaltigen Schub der Explosion erfasst. Jedes Leben, das auf diesen exotischen Welten existiert, wird sterben, bevor es überhaupt merkt, was passiert. Ganze Planetensysteme würden sterilisiert, in den schweren Reichtum neuer Elemente getaucht, aber jetzt frei von jeglicher Flora oder Fauna auf ihrer Oberfläche. Es spielt sich so ab, wie es unsere eigenen Bomben tun. Sie lassen sich fallen, spalten die Stadtlandschaften der Erde auf und verbrennen die Alleen von Bibliotheken und Häusern, wo später eine gefährliche Strahlung durch die leeren Gebäude fluten wird. Diese Strahlung wird es für Jahre unmöglich machen, zurückzukehren.

Um eine Waffe wie eine Schwarze-Loch-Bombe zu bauen, bedarf es einer viel fortgeschritteneren Zivilisation als unserer. Sogar eine Dyson-Kugel geht davon aus, dass die Zivilisation mindestens ein Typ II auf der Kardashev-Skala ist (im Vergleich zu unserer Zivilisation, die noch nicht einmal Typ I erreicht hat). Aber der Bau einer Schwarzen-Loch-Bombe ist eine größere Herausforderung, weil wir nicht nur die Technologie entwickeln müssen, um den Spiegel selbst herzustellen, sondern auch um überhaupt zum Schwarzen Loch zu reisen. Das heißt, wir müssen das Problem der interstellaren Reise überwunden haben.

Es gibt jedoch eine alternative Zukunft.

Anstatt zuzulassen, dass sich die Energie innerhalb der Megastruktur weiter aufbaut, können wir ein Fenster im Spiegel öffnen und Energie für unseren persönlichen Gebrauch gewinnen. Es ist die gleiche Frage, mit der wir jetzt konfrontiert sind: Was machen wir mit all der Kraft, die wir sammeln? Wir können es nutzen, um zu wachsen. Oder wir können es verwenden, um die größten Zerstörungen im Universum zu erzeugen.

Ich habe jetzt a . erstellt brandneuer Twitter-Account für diejenigen von euch, die daran interessiert sind, zu folgen. Vielen Dank fürs Lesen.


Whitepaper und programmatische Dokumente

J. S. Bloom, D. E. Holz, S. A. Hughes und K. Menou (plus 37 mitunterzeichnende Autoren), Koordinierte Wissenschaft im Gravitations- und Elektromagnetischen Himmel, Eingereicht bei Astro 2010, dem Decadal Survey in Astronomy and Astrophysics arXiv:0902.1527.

P. Madau, T. Abel, P. Bender, T. Di Matteo, Z. Haiman, S. Hughes, A. Loeb, E. Phinney, J. Primack, T. Prince, M. Rees, D. Richstone, B Schütz, K. Thorne und M. Volonteri, Massive Schwarze Löcher im Laufe der kosmischen Zeit, Eingereicht bei Astro 2010, dem Decadal Survey in Astronomy and Astrophysics arXiv:0903.0097.

B. F. Schutz, J. Centrella, C. Cutler und S. A. Hughes, Wird Einstein das letzte Wort über die Schwerkraft haben?, Eingereicht bei Astro 2010, dem Decadal Survey in Astronomy and Astrophysics arXiv:0903.0100.

P. Amaro Seoane plus über 100 weitere Autoren, darunter S. A. Hughes, Das Gravitationsuniversum, Eingereicht bei der Europäischen Weltraumorganisation im Rahmen des Auswahlverfahrens für ihr Cosmic Vision-Programm arXiv:1305.5720.

C. P. L. Berry, S. A. Hughes, C. F. Sopuerta, A. J. K. Chua, A. Heffernan, K. Holley-Bockelmann, D. P. Mihaylov, M. C. Miller und A. Sesana, Das einzigartige Potenzial von Inspiralen mit extremem Massenverhältnis für die Gravitationswellenastronomie, Eingereicht bei Astro 2020, dem Decadal Survey in Astronomy and Astrophysics arXiv:1903.03686.

E. Berti und 17 weitere Autoren, darunter S. A. Hughes, Tests der Allgemeinen Relativitätstheorie und der fundamentalen Physik mit weltraumgestützten Gravitationswellendetektoren, Eingereicht bei Astro 2020, dem Decadal Survey in Astronomy and Astrophysics arXiv:1903.02781.

V. Babhav und 28 weitere Autoren, darunter S. A. Hughes, Erforschung der Natur von Schwarzen Löchern: Tief im mHz-Gravitationswellen-Himmel, Eingereicht beim Voyage 2050-Programm der Europäischen Weltraumorganisation arXiv:1908.11390.

Gemacht mit Hugo. Thematisiert von Kaiman. Inhalt © Scott A. Hughes und MIT 2003-2021.


Gespräche beim DAA. Vortrag von Professor Carlos Herdeiro vom Department of Physics, University of Aveiro, Portugal. Ort: Seminar des Instituts für Astronomie und Astrophysik, 4. Stock des Forschungsgebäudes, in Burjassot. Datum: Donnerstag, 2. Februar 2017. Zeit: 12.00 Uhr.

In den letzten zwei Jahren wurde festgestellt, dass in der Allgemeinen Relativitätstheorie neue Klassen asymptotisch flacher Schwarzer-Loch-Lösungen, regelmäßig auf und außerhalb des Ereignishorizonts, die sich von der Vakuum-Kerr-Lösung abzweigen, mit einfachen Materieinhalten existieren, die allen Energiebedingungen gehorchen, nämlich Kerr Schwarze Löcher mit Skalarhaaren und Procahaaren. In diesem Vortrag werde ich den allgemeinen Mechanismus besprechen, der es ermöglicht, dass diese Lösungen existieren, eng verbunden mit Superstrahlung, wie diese Lösungen bekannte No-Hair-Theoreme und einige ihrer Phänomenologie (Schatten und Röntgenspektren) umgehen, die sich erheblich von unterscheiden können das von Kerr.

Einige wichtige Referenzen:

- Carlos A. R. Herdeiro, Eugen Radu

Kerr schwarze Löcher mit skalarem Haar

Phys.Rev.Lett. 112 (2014) 221101


- Carlos Herdeiro, Eugen Radu, Helgi Runarsson

Kerr Schwarze Löcher mit Proca-Haaren

Klasse.Quant.Grav. 33 (2016) Nr. 15, 154001


- Pedro V. P. Cunha, Carlos A. R. Herdeiro, Eugen Radu, Helgi F. Runarsson

Shadows of Kerr Schwarze Löcher mit skalarem Haar

Phys.Rev.Lett. 115 (2015) 21, 211102


- F. H. Vincent, E. Gourgoulhon, C. Herdeiro, E. Radu

Astrophysikalische Bildgebung von Schwarzen Kerr-Löchern mit skalarem Haar

Phys.Rev. D94 (2016) Nr. 8, 084045


- Yueying Ni, Menglei Zhou, Alejandro Cardenas-Avendano, Cosimo Bambi, Carlos A. R. Herdeiro, Eugen Radu

Eisen K&alpha-Linie von Kerr Schwarzen Löchern mit skalarem Haar


- Nicola Franchini, Paolo Pani, Andrea Maselli, Leonardo Gualtieri, Carlos A. R. Herdeiro, Eugen Radu, Valeria Ferrari

Einschränken von Schwarzen Löchern mit hellem Boson-Haar und Boson-Sternen durch quasiperiodische Schwingungen


Können astrophysikalische Schwarze Löcher „Haare“ haben?

von Carlos Herdeiro und Eugen Radu, Gastherausgeber der Fokusausgabe: Hairy Black Holes.

Carlos A. R. Herdeiro (links) promovierte 2002 an der Cambridge University (Großbritannien). Derzeit ist er Assistenzprofessor an der Universität Aveiro, Portugal, und leitender Forscher des FCT. Er ist auch Gründer und Koordinator der Gravitationsgruppe an der Universität Aveiro (gravitation.web.ua.pt). Eugen Radu (rechts) promovierte 2002 an der Universität Freiburg (Deutschland). Derzeit ist er FCT Principal Researcher an der Universität Aveiro (Portugal).

Eine der bekanntesten Aussagen über Schwarze Löcher ist, dass sie „kein Haar“ haben. Eine genaue Betrachtung zeigt jedoch, dass dies eher eine Annahme als ein mathematisch bewiesener Satz ist. Darüber hinaus haben jahrzehntelange Forschungen zu diesem Thema gezeigt, dass diese Aussage, je nachdem, was man genau meint, schlichtweg falsch sein kann. Das heißt, als Lösungen der Einstein-Gleichungen sind Schwarze Löcher in einem generischen Kontext nicht notwendigerweise „glatzköpfig“. Dann sind weniger ehrgeizige, aber vielleicht relevantere Fragen: „Können astrophysikalische Schwarze Löcher Haare haben?“ und "Können wir die Existenz von Schwarzen Lochhaaren mit gegenwärtigen und zukünftigen astrophysikalischen Beobachtungen testen?".

Diese CQG-Schwerpunktausgabe umfasst eine Reihe von Veröffentlichungen, die Modelle beschreiben, in denen Schwarze Löcher „Haare“ haben, sowie Beobachtungsbemühungen, die das Potenzial haben, zu beurteilen, ob dies für astrophysikalische Schwarze Loch-Kandidaten der Fall ist (oder nicht). Diese Sammlung von Forschungsarbeiten ist keineswegs eine getreue und vollständige Beschreibung aller möglichen Alternativen zum Kerr-Paradigma in der Literatur. Vielmehr konzentrieren sich die ausgewählten Beiträge auf Kontexte der jüngsten Diskussion, die neue Blickwinkel auf das Thema eröffnet haben. Wir hoffen jedoch, dass es dazu beitragen kann, die Notwendigkeit zu betonen, nicht-Kerr-ähnliche kompakte Objekte zu untersuchen, um robustere Interpretationen von Beobachtungsdaten sowohl in den Gravitationswellen als auch in den elektromagnetischen Kanälen zu haben – insbesondere in Bezug auf eine mögliche Modellentartung – das sind in den nächsten Jahren voraussichtlich immer genauer werden.

Was ist schwarzes Lochhaar?

Raumzeiten von Schwarzen Löchern haben wie jedes andere physikalische System eine Reihe von makroskopischen Freiheitsgraden, die spezifiziert werden müssen, um ihre makroskopische Physik vollständig zu beschreiben. Die typischen sind Masse, Drehimpuls und elektrische Ladung. Diese haben die Eigenschaft, dass sie nur gemessen werden können, indem man das Verhalten einiger physikalischer Größen weit entfernt vom Schwarzen Loch betrachtet. Mit anderen Worten, sie sind einem Gauss-Gesetz zugeordnet. Aber gibt es Freiheitsgrade anderer Art?

Die Idee, dass Schwarze Löcher „keine Haare“ haben, wurde in den frühen 1970er Jahren von John Wheeler eingeführt und wurde durch die Eindeutigkeitssätze Schwarzer Löcher bestätigt. Diese mathematischen Ergebnisse zeigen, dass die allgemeinste physikalisch akzeptable (einzelne) Lösung für Schwarze Löcher im Elektrovakuum die Kerr-Newman-Lösung ist, die vollständig durch die drei obigen physikalischen Größen beschrieben wird (eine magnetische Ladung kann auch hinzugefügt werden, aber das ändert sich nicht) der Geist der Diskussion). Schwarze Löcher sind also einfach, sicherlich einfacher als typische makroskopische Objekte. Der Leser kann sich leicht einen Fußball und einen Rugbyball vorstellen, die beide elektrisch neutral sind, die genau die gleiche Masse haben könnten und beide in Ruhe (also null Drehimpuls) sein könnten, offensichtlich wären sie ganz unterschiedlich. Aber Schwarze Löcher sind verschieden. Zwei (neutrale) Schwarze Löcher mit gleicher Masse und gleichem Drehimpuls müssen exakt gleich sein.

Fußball und Rugbyball lassen sich als Quellen eines Gravitationsfeldes durch ihre Multipolstruktur unterscheiden. Zum Beispiel haben sie einen anderen Masse-Quadrupol. Kerr-Schwarze Löcher hingegen besitzen auch höhere gravitative Multipole, sagen wir ein Massenquadrupol, aber das sind keine unabhängigen Freiheitsgrade, sie werden vollständig durch ihre Masse und ihren Drehimpuls bestimmt, die wie oben erwähnt sehr weit gemessen werden können weg vom Schwarzen Loch. So kann ein Beobachter, wenn er das Schwarze Loch weit davon studiert, auf alles schließen, was (makroskopisch) über die Raumzeit des Schwarzen Lochs bekannt ist – solange er natürlich die Theorie der Kerr-Newman-Lösung studiert hat!

Grob gesagt ist das „Haar“ eines Schwarzen Lochs ein physikalischer Parameter oder Freiheitsgrad, der spezifiziert werden muss, um das Schwarze Loch vollständig zu beschreiben, der aber im Gegensatz zu den obigen Beispielen nicht mit einem Gauß-Gesetz verbunden ist. Die Kenntnis dieses Parameters erfordert daher, die Raumzeit tiefer im Inneren zu untersuchen. Man kann sich zum Beispiel vorstellen, den Massenquadrupol eines astrophysikalischen Schwarzen-Loch-Kandidaten zu messen (wobei die Raumzeit „näher“ am kompakten Objekt untersucht werden muss als eine Messung seiner Masse) und prüfen, ob es mit der Masse und dem Drehimpuls durch die Beziehung für ein Schwarzes Loch von Kerr erwartet. Ist dies nicht der Fall, hat das Schwarze Loch „Haare“.

Kurz gesagt, in Einsteins Theorie: Schwarzes Loch „Haar“ unterscheidet das Schwarze Loch von der Kerr-Lösung durch Größen, die im räumlichen Unendlichen nicht messbar sind.

Rund um das No-„Haar“-Paradigma: exotische Materie oder exotische Schwerkraft?

Das physikalische Konzept hinter der No-Hair-Vermutung für Schwarze Löcher ist, dass Schwarze Löcher klassischerweise „alles Essensmaschinen“ sind. Schwarze Löcher verbrauchen am Ende jede Art von Substanz, die in ihrer Nähe existiert. Folglich kann jede physikalische „Substanz“, die nicht durch ein mächtiges Erhaltungsgesetz geschützt ist und das verhindert, dass sie spurlos verschwindet, wenn sie hinter den Horizont fällt, im Endzustand des Gravitationskollapses und damit in physikalisch relevanten Raumzeiten Schwarzer Löcher nicht vorhanden sein. Die Rolle des Gauß-Gesetzes besteht genau darin, für äußere Beobachter eine Erinnerung an die entsprechende physikalische Größe zu schaffen, selbst wenn ihre Quelle hinter dem Horizont liegt.

Das grundlegende Beispiel für dieses Verhalten ist das folgende. Beim gravitativen Kollaps eines Sterns verschwinden alle gravitativen Multipole von Masse und Rotation als Freiheitsgrade. Die einzigen überlebenden sind genau die Masse und der Drehimpuls, genau die, die mit den Gaußschen Gesetzen verbunden sind und auf Raumzeit-Symmetrien verankert sind.

Es gibt jedoch Möglichkeiten, dieses scheinbar natürliche Bild zu umgehen. Eine Möglichkeit besteht darin, die Gravitationstheorie weg von Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie zu modifizieren, die wir als exotische Gravitation bezeichnen. Eine andere ist, eine Art exotischer Materie zu betrachten, die nicht von Natur aus in ein Schwarzes Loch fällt. Both types of situations have been shown to endow black holes with “hair”. Perhaps more surprisingly, recently it was found that even quite reasonable physical matter can create resonances around Kerr black holes which can endow the latter with hair and change its geometry away from that of Kerr, when a substantial amount of this matter is present.

All these situations are typically studied by using scalar fields, which (unless the scalar field is gauged) have no associated Gauss law. The exotic gravity could be a scalar-tensor theory and examples of hairy black holes in these models are exemplified in this volume. Similarly, the exotic matter could also be a scalar field, as also illustrated in this issue. But an example where the exotic matter is a massive vector field (a.k.a. Proca field) is also provided.

Observational windows for black hole hair

The recent discovery of gravitational waves, together with the interpretation of the signal as originating from a black hole binary merger is a major breakthrough for the field of strong gravity. In particular, this event can be taken as evidence for the existence of black holes in the universe and it has even been interpreted as evidence for the existence of Kerr black holes. This interpretation is only robust, however, if no other theoretically sound alternative compact object can produce a similar phenomenology, within current error bars. Thus, the awakening of the gravitational astronomy era, together with the ever increasing precision of electromagnetic observations, in particular some targeting black holes and their properties, motivates scrutinizing models of alternative compact objects and their phenomenology.

In this volume we have included discussions of electromagnetic observables, such as black hole shadows and features of the X-ray spectrum of a black hole surrounded by an accretion disk, such as the thermal spectrum or the iron line in the reflexion spectrum, that could be used to test the no-hair paradigm.

Assembling these various theoretical models, together with observational ways in which the existence of hair can be assessed, will hopefully help to demystify this concept and pave the way for a rigorous understanding if and under which circumstances, black holes in the Universe are really “bald”.

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