블랙홀 10, 블랙 홀의 잠재력

스핀이 현실을 바꾸다

회전하는 블랙 홀의 가장 주목할 만한 특징은 중력장이 단순히 중심을 향해서가 아니라 블랙 홀의 회전축 주변에 물체를 끌어당긴다는 것이다. 이러한 효과를 프레임 끌기라고 합니다. 커 블랙 홀에 방사형으로 떨어진 입자는 블랙 홀의 중력장에 자유롭게 떨어지면서 비자동(즉, 회전)성분을 얻게 된다.

스핀을 가진 테스트 입자(예: 작은 자이로 스코프)가 커 블랙 홀과 같은 회전하는 거대 물체 쪽으로 자유 낙하하면 스핀 축에 변화가 생긴다는 것이다. 그것은 마치 그것의 로컬 기준 프레임이 중앙의 거대한 몸의 회전에 의해 질질 끌려 온 것과 같다. 1918년에 발견된 이 현상을 렌즈라고 합니다. 가속 효과는 블랙 홀 주변뿐만 아니라 회전하는 물체 주변에서도 발생합니다. 만약 당신이 지구 주위의 궤도에 매우 정밀한 자이로 스코프를 놓으면, 프레임이 끌리면서 자이로 스코프가 선주의를 하게 됩니다.

아인슈타인이 블랙 홀의 수학을 설명하고, 1장에서 언급한 것처럼, 칼 슈바르흐는 이 공식을 1915년에 블랙 홀을 만들었습니다. 회전하는 블랙 홀의 경우는 훨씬 후에 뉴질랜드인 로이 커씨에 의해 1965년에 치료되었습니다. 몇년 후, 호주의 브랜든 카터는 커의 해결책을 더 탐구했다. 카터는 커 계량기의 결과에 대해 심도 있는 조사를 했다. 그는 회전하는 블랙 홀이 기준 프레임의 드래깅으로 인해 발생하는 우주 시간의 소용돌이를 극적으로 일으킨다는 것을 입증했다. 소용돌이의 예로는 회오리 바람의 중앙에 가까이 있는 회오리 바람이 빠르게 소용돌이 치며, 공기가 빠르게 소용돌이 치며, 건초 더미나 사막의 모래에 건초를 싣는다. 회오리 바람으로부터 더 멀리 공기가 훨씬 더 느리게 회전한다. 회전하는 블랙 홀을 둘러싸고 있는 공간의 시간이 사건의 지평선에서 멀리 떨어진 곳에서 우주의 시간 자체가 회전하는 속도는 느리지만, 지평선에서 그 속도는 그 자체로 회전합니다.

회전하는 블랙 홀( 커)에 대한 이벤트의 지평선은 블랙 홀의 잠재력과 동일하다. 구멍이 없는 것은 우리가 제7장에서 돌아오는 시점인 비반전 에너지보다 더 강력한 에너지원이 될 수 있다. 한편, 슈와르 헤드 블랙 홀의 사건의 지평선은 질량에 달려 있지만 커 블랙 홀의 지평선은 질량과 회전 모두에 달려 있다고 말함으로써 이 행동을 요약하는 것이 도움이 된다.

주목할 만한 질문은 심지어 원칙적으로도 사건의 심각성에 의해 둘러싸이지 않고 숨겨진 모든 시공간적 특이성이 존재할 수 있는가 하는 것이다. 정의에 의하면, 아인슈타인의 필드 방정식에 대한 모든 블랙 홀 해결책은 사건의 시야를 가지고 있으며, 제1장에서 보듯이 빛이 없으므로 어떤 정보도 그러한 범위 내에서 벗어날 수 없다. 블랙 홀의 모든 특이점은 이벤트 시야에 둘러싸인 것으로 생각되며, 따라서' 벌거벗은 '것이 아니라, 우주의 나머지 부분에서 이 특이점에 대한 직접적인 정보에 접근할 수 없다. 소위 우주 검열 추측이라고 불리는 것은 영국 수학자 로저 펜로즈에 의해 공식화되었고, 우주의 초기 조건에서 형성된 모든 우주의 시간적 특이성은 사건의 시야에 가려져 있지 않다. 어느 정도의 회전이 너무 심한가.

블랙 홀의 각운동량에는 한계가 있습니다. 이 제한은 블랙 홀의 질량에 달려 있기 때문에 더 큰 블랙 홀은 덜 큰 블랙 홀보다 더 빨리 회전할 수 있습니다. 이 최대 한도에 근접해 회전하고 있는 블랙 홀은 극한 커크 블랙 홀로 알려져 있다. 만약 블랙 홀을 회전시키려 한다면, 극단적인 커 블랙 홀을 만들기 위해, 빠르게 회전하는 물질을 발사함으로써, 원심력이 사건의 지평선에 들어오는 것을 막습니다.