Se espera que todos los agujeros negros estelares va a estar girando cerca del máximo permitido $\omega$-de la velocidad?

Question

Con un poco de clásico razonamiento me estoy imaginando agujero negro de la formación a ser tanto como un patinador de hielo tirando en sus brazos:

Ahora, la diferencia de tamaño entre una estrella y su agujero negro no puede ni siquiera ser efectivamente capturada en una imagen. El agujero negro de nuestro sol sería mucho menos que un píxel en la imagen:

Que me sugiere que incluso un muy lenta rotación de las estrellas serían mucho más ímpetu angular de lo que podría ser apoyado por sus correspondientes agujeros negros. No he hecho el cálculo, porque yo realmente no entiendo cuál es la métrica de Kerr , pero incluso con un montón de clásicos de la mano saludando me gustaría pensar que apenas alrededor de cada agujero negro formado en un estelar colapso podría estar girando al máximo.

Así que mi pregunta es, ¿tenemos que esperar casi todos los agujeros negros a estar girando al máximo? Si es así, (aproximadamente) ¿cuánto momentum angular se pierde debido a que la estrella había mucho más que el agujero negro podría apoyar? Y, ¿cómo es todo esto adicional momento angular en el cobertizo durante el colapso? Es sólo en la forma de toneladas de materia ser expulsado hasta el momento angular es lo suficientemente baja como para permitir la formación de un agujero negro de Kerr?

Answer 1

Alto momento angular presenta una de las barreras que impide el colapso de un agujero negro (al menos hasta este momento angular es irradiada).

El parámetro en el que la formación de un agujero negro depende es la relación $q$ del momento angular ($J$) a la plaza de la masa ($M$). Si $q=J/M^2 < 1$ (en unidades relativistas con $G=1$, $c=1$), luego de que el agujero negro (no extremal Kerr agujero negro, para ser precisos) que pueden formarse. Si $q>1$ luego de que el agujero negro no se puede formar de todo el asunto, sin algún tipo de mecanismo para la pérdida de momento angular (esto significa que algunas de la masa también se ha perdido en el proceso).

Por ejemplo, en la actualidad para el Sol de este parámetro es de poco más de 1. (Por supuesto masa solar es demasiado pequeño para tener alguna vez un agujero negro, el momento angular o no).

Si estamos hablando de colapso estelar (ver por ejemplo [1]), durante la tarde tiempo de evolución de la estrella pierde gran parte de su carcasa exterior. Dado que las capas exteriores se llevan la mayor parte del momento angular, es muy posible que, como resultado de este proceso de la rotación de la real colapso objeto sería lo suficientemente lenta como para formar el agujero negro de plano.

Alternativamente, si la velocidad de rotación de la estrella en colapso es lo suficientemente alta, durante el colapso de la parte de un momento angular se conserva en el disco de acreción que se forma alrededor de la recién creada agujero negro. El asunto desde el disco podría caer luego en el interior, aumentando potencialmente la relación de $q$, pero aún así nunca podrá alcanzar el valor límite de 1.

Nota, que el disco de acreción (dependiendo de la configuración real) también puede producir el efecto contrario Blandford–Znajek proceso puede disminuir la rotación de un agujero negro por la extracción de energía de rotación.

Otra posibilidad es que si la rotación es lo suficientemente rápido como el agujero negro nunca está formado: por ejemplo, las simulaciones numéricas en [2] se encontró que para $q>1$ el colapso de una estrella de neutrones formas de un toro que, a continuación, fragmentos de nonaxisymmetric grupos (sin producción de horizonte).

[1] Heger, A., Freidora, C. L., Woosley, S. E., Langer, N., & Hartmann, D. H. (2003). Cómo masiva de estrellas individuales fin a su vida. La Revista Astrophysical Journal, 591(1), 288. arXiv:astro-ph/0212469.

[2] Duez, M. D., Shapiro, S. L., & Yo, H. J. (2004). Hidrodinámica relativista evoluciones con el agujero negro de la escisión. Physical Review D, 69(10), 104016. arXiv:gr-qc/040107.