स्पिन-फ्लिप

This article is about ब्लैक होल स्पिन-फ्लिप्स. For परमाणु स्पिन-फ्लिप, see हाइड्रोजन रेखा.

ब्लैक होल स्पिन-फ्लिप का योजनाबद्ध आरेख।

एक ब्लैक होल स्पिन-फ्लिप तब होता है जब एक घूमते हुए ब्लैक होल का स्पिन अक्ष एक दूसरे (छोटे) ब्लैक होल के अवशोषण के कारण अभिविन्यास में अचानक परिवर्तन से गुजरता है। स्पिन-फ्लिप को आकाशगंगा विलय का परिणाम माना जाता है, जब दो विशाल ब्लैक होल मिली हुई आकाशगंगा के केंद्र में बंधी हुई जोड़ी बनाते हैं और गुरुत्वाकर्षण तरंगों के उत्सर्जन के बाद आपस में जुड़ जाते हैं। खगोल भौतिकी की दृष्टि से स्पिन-फ्लिप्स महत्वपूर्ण हैं क्योंकि ब्लैक होल के चक्करों से कई भौतिक प्रक्रियाएं जुड़ी हुई हैं; उदाहरण के लिए, कहा जाता है कि सक्रिय आकाशगंगाओं में आपेक्षिक जेट विशाल ब्लैक होल के स्पिन अक्षों के समानांतर प्रक्षेपित होते हैं।

स्पिन-फ्लिप के कारण ब्लैक होल के घूर्णन अक्ष में परिवर्तन के परिणामस्वरूप जेट की दिशा में परिवर्तन होगा।

स्पिन-फ्लिप की भौतिकी

एक स्पिन-फ्लिप बाइनरी ब्लैक होल के विकास में एक अंतिम चरण है। बाइनरी में द्रव्यमान के साथ $M_{1}$ और $M_{2}$ दो ब्लैक होल होते हैं, जो उनके द्रव्यमान के सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं। बाइनरी पद्धति का कुल कोणीय गति $J$ कक्षा की कोणीय गति ${L}$ का योग है, दो छिद्रों का स्पिन कोणीय संवेग ${S}_{1,2}={S}_{1}+{S}_{2}$ है। यदि हम $\mathbf {M_{1}} ,\mathbf {M_{2}}$ प्रत्येक छिद्र के द्रव्यमान के रूप में और $\mathbf {a_{1}} ,\mathbf {a_{2}}$ उनके केर पैरामीटर के रूप में लिखते हैं, फिर उनके स्पिन अक्षों के उत्तर से दिए गए कोण का उपयोग करके $\theta$ हम लिख सकते हैं,

$\mathbf {S} _{1}=\{\mathbf {a} _{1}\mathbf {M} _{1}\cos(\pi /2-\theta ),\mathbf {a} _{1}\mathbf {M} _{1}\sin(\pi /2-\theta )\}$

$\mathbf {S} _{2}=\{\mathbf {a} _{2}\mathbf {M} _{2}\cos(\pi /2-\theta ),\mathbf {a} _{2}\mathbf {M} _{2}\sin(\pi /2-\theta )\}$

$\mathbf {J} _{\rm {init}}=\mathbf {L} _{\rm {orb}}+\mathbf {S} _{1}+\mathbf {S} _{2}.$

यदि कक्षीय पृथक्करण पर्याप्त रूप से छोटा है, तो गुरुत्वाकर्षण विकिरण के रूप में ऊर्जा और कोणीय गति का उत्सर्जन कक्षीय पृथक्करण को गिरा देगा। आखिरकार, छोटा छिद्र $M_{2}$ बड़े छिद्र के चारों ओर अंतरतम स्थिर वृत्ताकार कक्षा या आईएससीओ तक पहुँचता है। एक बार आईएससीओ तक पहुंचने के बाद अब एक स्थिर कक्षा उपस्थित नहीं है, और छोटा छिद्र बड़े छिद्र में गिर जाता है, और इसके साथ जुड़ जाता है। सहसंयोजन के बाद अंतिम कोणीय गति न्यायपूर्ण है

$\mathbf {J} _{\rm {final}}=\mathbf {S} ,$

एकल, एकत्रित छिद्र का स्पिन कोणीय संवेग। अंतिम डुबकी के समयगुरुत्वाकर्षण तरंगों द्वारा दूर किए गए कोणीय गति की उपेक्षा करना - जो कि छोटा है—कोणीय संवेग के संरक्षण का तात्पर्य है

$\mathbf {S} \approx \mathbf {L} _{\rm {ISCO}}+\mathbf {S} _{1}+\mathbf {S} _{2}.$

$S_{2}$ क्रम का $(M_{2}/M_{1})^{2}$ गुना $S_{1}$ और ध्यान नहीं दिया जा सकता है यदि $M_{2}$ से बहुत छोटा $M_{1}$ है तो सन्निकटन बना देते है

$\mathbf {S} \approx \mathbf {L} _{\rm {ISCO}}+\mathbf {S} _{1}.$

यह समीकरण बताता है कि छिद्र का अंतिम स्पिन बड़े छिद्र के प्रारंभिक स्पिन और अंतिम स्थिर कक्षा में छोटे छिद्र के कक्षीय कोणीय गति का योग है। इसके बाद से सदिश $S_{1}$ और $L$ साधारणतः अलग-अलग दिशाओं में उन्मुख होते हैं, $S$ की तुलना में $S_{1}$ एक अलग दिशा में इंगित करेगा —एक स्पिन-फ्लिप।

वह कोण जिसके द्वारा ब्लैक होल का स्पिन फिर से उन्मुख होता है, $L_{\rm {ISCO}}$ और $S_{1}$ के आकार पर और उनके बीच के कोण पर निर्भर करता है। एक चरम पर, यदि $S_{1}$ बहुत छोटा है, अंतिम स्पिन का प्रभुत्व होगा $L_{\rm {ISCO}}$ और फ्लिप एंगल बड़ा हो सकता है। दूसरे चरम पर, बड़ा ब्लैक होल प्रारंभ में अधिकतम घूमने वाला केर ब्लैक होल हो सकता है। इसकी स्प�