에르고스피어

Ergosphere
에르고스피어(여기 밝은 회색으로 표시)에서 성분tt g는 음수이다. 즉, 순수 공간 측정 성분처럼 작용한다.따라서 이 영역 내의 시간상 또는 빛상 세계선은 내부 질량과 함께 회전해야 합니다.데카르트 커-실드 좌표, 적도 [1]원근법.

에르고스피어는 회전하는 블랙홀의 외부 사건 지평선 밖에 위치한 영역입니다.Its name was proposed by Remo Ruffini and John Archibald Wheeler during the Les Houches lectures in 1971 and is derived from the Greek word ἔργον (ergon), which means "work".이론적으로 이 지역에서 에너지와 질량을 추출하는 것이 가능하기 때문에 이 이름을 얻었다.에르고스피어는 회전하는 블랙홀의 극에서 사건의 지평선에 닿고 적도에서 더 큰 반지름으로 확장됩니다.적당한 각운동량을 가진 블랙홀은 타원형의 구상체에 가까운 형상을 가진 에르고스피어를 가지며, 더 빠른 회전은 더 호박 모양의 에르고스피어를 생성한다.에르고스피어의 적도(최대) 반경은 회전하지 않는 블랙홀의 반지름인 슈바르츠실트 반지름입니다.극(최소) 반지름은 이벤트 지평선의 극(최소) 반지름이기도 하며, 최대 회전 블랙홀의 [2]경우 슈바르츠실트 반지름의 절반에 불과할 수 있다.

회전

블랙홀은 회전하면서 시공간을 회전 방향으로 비틀어 이벤트 [3]지평선으로부터의 거리에 따라 감소하는 속도로 회전합니다.이 프로세스를 렌즈라고 부릅니다.티어링 효과 또는 프레임 드래그.[4]이 드래그 효과로 인해 에르고스피어 내의 물체는 국소 시공간에서 빛의 속도보다 빠르게(불가능) 이동하지 않는 한 멀리 떨어진 외부 관찰자에 대해 정지해 있을 수 없습니다.이러한 물체가 정지해 보이는 데 필요한 속도는 사건 지평선에서 더 멀리 떨어진 지점에서 감소하며, 일정한 거리에서는 필요한 속도를 무시할 수 있을 때까지 감소한다.

이러한 모든 점들의 집합은 에르고서페이스라고 불리는 에르고스피어 표면을 정의합니다.에르고스피어의 바깥쪽 표면은 정적 표면 또는 정적 한계라고 불립니다.이는 세계선이 정적인 한계를 벗어나는 시간과 같은 것에서 그 [5]안에서 공간과 같은 것으로 바뀌기 때문입니다.에르고스피어 표면을 임의로 정의하는 것은 빛의 속도입니다.이러한 표면은 회전 극의 사건 지평선과 일치하지만 적도의 사건 지평선에서 더 멀리 떨어져 있는 타원형으로 나타날 것이다.이 표면 밖에서는 여전히 공간이 끌리지만 속도는 [citation needed]더 낮습니다.

반지름 당김

애니메이션:역행 방향으로 에르고스피어에 접근하는 테스트 입자는 (보이어-린드퀴스트 좌표에서) 운동 방향을 변경해야 한다.

에르고스피어 바깥에 정지해 있는 현수식 배관은 정적 한계에 가까워질 때 무한/분산 방사형 당김을 경험합니다.어느 시점에서 그것은 떨어지기 시작하고, 결과적으로 중력자기적으로 유도되는 스핀워드 운동을 일으킨다.이 공간의 질질 끄는 것의 의미는 에르고스피어 내에 음의 에너지가 존재한다는 것이다.

에르고스피어가 사건의 지평선 밖에 있기 때문에, 충분한 속도로 그 영역에 들어온 물체들은 여전히 블랙홀의 중력으로부터 탈출할 수 있습니다.물체는 블랙홀의 회전에 들어갔다가 탈출함으로써 에너지를 얻을 수 있고, 따라서 블랙홀의 에너지의 일부를 가져간다 (정상적인" 우주 물체 주변의 오버트 효과의 착취와 유사하게 만든다).

회전하는 블랙홀에서 에너지를 제거하는 이 과정은 1969년 수학자 로저 펜로즈에 의해 제안되었고 펜로즈 [6]과정이라고 불립니다.이 과정을 통해 하나의 입자가 얻을 수 있는 최대 에너지 이득의 양은 질량 [7]당량 면에서 20.7%이며, 이 과정이 동일한 질량에 의해 반복되면 이론적인 최대 에너지 이득은 원래 질량 에너지 [8]당량의 29%에 도달한다.이 에너지가 제거됨에 따라 블랙홀은 각운동량을 잃고 시공간 드래그가 감소함에 따라 제로 회전의 한계에 가까워진다.한계에서는 에르고스피어가 더 이상 존재하지 않습니다.이 과정은 감마선 [9]버스트와 같은 에너지 현상의 에너지원에 대한 가능한 설명으로 간주된다.컴퓨터 모델의 결과는 펜로즈 과정이 퀘이사와 다른 활동 은하 [10]핵에서 방출되는 것으로 관측되는 고에너지 입자를 생산할 수 있다는 것을 보여준다.

에르고스피어 크기

에르고수르페이스와 이벤트 지평선 사이의 거리인 에르고스피어의 크기는 반드시 이벤트 지평선의 반지름에 비례하는 것이 아니라 블랙홀의 중력과 각운동량에 비례합니다.극지방의 점은 움직이지 않기 때문에 각운동량이 없는 반면 적도지방의 한 점은 가장 큰 각운동량을 갖는다.극지방에서 적도로 뻗어나가는 이러한 각운동량의 변화는 에르고스피어의 타원형 형태를 만들어낸다.블랙홀의 질량과 회전 속도가 증가함에 따라 에르고스피어의 크기도 [11]커집니다.

레퍼런스

  1. ^ Visser, Matt (15 Jan 2008). "The Kerr spacetime: A brief introduction". p. 35. arXiv:0706.0622 [gr-qc].
  2. ^ Griest, Kim (26 February 2010). "Physics 161: Black Holes: Lecture 22" (PDF). Archived (PDF) from the original on 2012-04-03. Retrieved 2011-10-19.
  3. ^ 미스너 1973 페이지 879
  4. ^ Darling, David. "Lense-Thiring Effect". Archived from the original on 2009-08-11.
  5. ^ 미스너 1973 페이지 879
  6. ^ Bhat, Manjiri; Dhurandhar, Sanjeev; Dadhich, Naresh (10 January 1985). "Energetics of the Kerr–Newman Black Hole by the Penrose Process" (PDF). Journal of Astrophysics and Astronomy. 6 (2): 85–100. Bibcode:1985JApA....6...85B. doi:10.1007/BF02715080. S2CID 53513572.
  7. ^ 찬드라세카르, 369페이지
  8. ^ 캐롤, 271페이지
  9. ^ Nagataki, Shigehiro (28 June 2011). "Rotating BHs as Central Engines of Long GRBs: Faster is Better". Publications of the Astronomical Society of Japan. 63: 1243–1249. arXiv:1010.4964. Bibcode:2011PASJ...63.1243N. doi:10.1093/pasj/63.6.1243. S2CID 118666120.
  10. ^ Kafatos, Menas; Leiter, D. (1979). "Penrose pair production as a power source of quasars and active galactic nuclei". The Astrophysical Journal. 229: 46–52. Bibcode:1979ApJ...229...46K. CiteSeerX 10.1.1.924.9607. doi:10.1086/156928.
  11. ^ Visser, Matt (1998). "Acoustic black holes: horizons, ergospheres, and Hawking radiation". Classical and Quantum Gravity. 15 (6): 1767–1791. arXiv:gr-qc/9712010. Bibcode:1998CQGra..15.1767V. doi:10.1088/0264-9381/15/6/024. S2CID 5526480.

추가 정보

외부 링크