Kerr metric (original) (raw)
تصف هندسة كير أو مترية كير هندسة الزمكان الفارغ حول ثقب أسود دوار وغير مشحون متماثل محوريًا مع أفق حدث شبه كروي.مترية كير هي الحل الدقيق لمعدلات أينشتاين للمجال في النسبية العامة. هذه المعادلات غير خطية للغاية، مما يجعل الحلول الدقيقة صعبة جداً.
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| dbo:abstract | تصف هندسة كير أو مترية كير هندسة الزمكان الفارغ حول ثقب أسود دوار وغير مشحون متماثل محوريًا مع أفق حدث شبه كروي.مترية كير هي الحل الدقيق لمعدلات أينشتاين للمجال في النسبية العامة. هذه المعادلات غير خطية للغاية، مما يجعل الحلول الدقيقة صعبة جداً. (ar) Kerrova metrika je stacionární, , vakuové řešení Einsteinových rovnic gravitace a popisuje prostoročas generovaný rotujícím hmotným tělesem. Toto řešení objevil roce 1963 novozélandský fyzik Roy Kerr. Takové řešení je jednou z nejpřirozenějších interpretací prostoročasu v okolí kompaktních objektů, jako jsou neutronové hvězdy nebo černé díry. Toto tvrzení ostatně podporuje skutečnost, že energetické zdroje kvasarů a aktivních galaktických jader jsou dnes s určitou samozřejmostí akceptovány jako akreční disky okolo obřích černých děr a nenulový moment hybnosti u takových černých děr je tedy zřejmý. (cs) La mètrica de Kerr (o buit de Kerr) és una solució exacta de les equacions de camp d'Einstein que descriu la geometria de l'espaitemps al voltant d'un objecte massiu en rotació i sense càrrega (com, per exemple, un forat negre en rotació). Aquesta solució fou obtinguda el 1963 pel matemàtic neozelandès Roy Kerr. Els forats negres reals que es troben en la naturalesa han de ser rotatoris, ja que, per conservació del moment angular, giraran tal com ho feia l'estrella progenitora. Se sap que les estrelles, en morir, perden gran part del moment angular sent aquest expulsat juntament amb la matèria ejectada per l'explosió de supernova, en la qual es forma el forat negre. Però a pesar d'aquesta pèrdua de moment una part d'aquest roman. Aquesta és una de les motivacions darrere de l'estudi de la mètrica de Kerr, més real que la mètrica de Schwarzschild, que considera masses sense rotació. La mètrica de Kerr considera una massa puntual de massa M amb un determinat moment angular J i la resta de l'espai buit. Dos anys després, el 1965, trobà la solució per al cas en què la massa en rotació estigués carregada elèctricament, solució que s'anomena . La forma matemàtica de la solució de Kerr és, en les anomenades i amb c = G = 1: on * , * , * M és la massa del cos en rotació, * a descriu la rotació del cos, que es relaciona amb el moment angular J per a = J/M. En el cas en què a = 0 el cos no està en rotació i s'obté com a solució la mètrica de Schwarzschild En aquesta mètrica cal destacar, en primer lloc, que la coordenada r de l'horitzó d'esdeveniments varia en funció del valor a. Nogensmenys, cal tenir en compte que en les coordenades de Boyer-Lindquist la r no es pot interpretar directament com una coordenada radial. La posició de l'horitzó d'esdeveniments es determina trobant la superfície on Δ = 0, és a dir, el lloc geomètric on el coeficient del diferencial dr² divergeix. També és important el fet que apareix un factor dt·dφ, que implica que el temps i la velocitat angular de rotació es troben íntimament relacionats. Una conseqüència d'això és l'anomenat «arrossegament del sistema de referència», en què l'espaitemps al voltant del cos és «arrossegat» per la seva rotació. Aquesta regió d'arrossegament és l'anomenada ergosfera i la seva posició és donada per la superfície on 1 – 2Mr/Σ = 0, és a dir, el lloc geomètric on el coeficient del diferencial dt² es fa zero. En general, l'ergosfera és una estructura de forma el·lipsoidal, coincidint el seu semieix menor amb l'eix de rotació de l'ergosfera. L'ergosfera s'aplana, per tant, en la direcció de l'eix de gir de manera similar a com ho fa la Terra per efecte de la seva rotació. (ca) Die Kerr-Metrik ist eine stationäre und axialsymmetrische Vakuumlösung der einsteinschen Feldgleichungen. Sie beschreibt die Raumzeit und damit auch das Gravitationsfeld von ungeladenen und rotierenden Schwarzen Löchern. Sie ist nach Roy Kerr benannt, der sie 1963 veröffentlicht hat. Jeweils kurz nach der Entdeckung der Schwarzschild- bzw. Kerr-Metrik wurden auch die zugehörigen Verallgemeinerungen für den Fall von elektrisch geladenen Schwarzen Löchern gefunden. Im Gegensatz zur Schwarzschild-Metrik, die auch im Außenbereich eines nichtrotierenden und sphärisch-symmetrischen Körpers beliebiger Ausdehnung gilt, beschreibt die Kerr-Metrik im Wesentlichen die Raumzeit eines Schwarzen Lochs, denn schnell rotierende Sterne haben oft ein nicht zu vernachlässigendes Multipolmoment und unterschiedliche Dichtegradienten, sodass sich deren Raumzeit-Geometrie erst in einem gewissen Abstand von der Oberfläche des Sterns an die Kerr-Metrik annähert. (de) The Kerr metric or Kerr geometry describes the geometry of empty spacetime around a rotating uncharged axially symmetric black hole with a quasispherical event horizon. The Kerr metric is an exact solution of the Einstein field equations of general relativity; these equations are highly non-linear, which makes exact solutions very difficult to find. (en) Un agujero negro de Kerr o agujero negro en rotación es una región de agujero negro presente en el espacio-tiempo de Kerr, cuando el objeto masivo tiene un radio inferior a cierta magnitud, por encima de este radio el universo de Kerr no presenta región de agujero negro. Un agujero negro de Kerr es una región no isótropa que queda delimitada por un horizonte de sucesos y una ergoesfera presentando notables diferencias con respecto al agujero negro de Schwarzschild. Esta nueva frontera describe una región donde la luz aún puede escapar pero cuyo giro induce altas energías en los fotones que la cruzan. Debido a la conservación del momento angular, este espacio forma un elipsoide, en cuyo interior se encuentra un solo horizonte de sucesos con su respectiva singularidad, que debido a la rotación tiene forma de anillo. El espacio-tiempo de Kerr corresponde al campo gravitatorio producido por una cuerpo masivo de masa M y el momento angular J. Esta solución nace del éxito del matemático al resolver las ecuaciones de la relatividad en torno a un objeto masivo en rotación. (es) Nella relatività generale, la metrica di Kerr (o vuoto di Kerr) è una soluzione dell'equazione di Einstein che descrive la geometria dello spazio-tempo intorno a un corpo massivo rotante. Secondo questa metrica, tali corpi rotanti devono mostrare un effetto di trascinamento (frame dragging), un'insolita previsione della relatività generale. Le misurazioni di questo effetto di trascinamento fu il principale obiettivo dell'esperimento del Gravity Probe B. In parole povere, questo effetto prevede che gli oggetti approssimandosi a una massa rotante vengono a partecipare alla sua rotazione, non a causa di qualsivoglia forza o coppia applicata che vi si possa avvertire, ma piuttosto per la curvatura dello spazio-tempo associato ai corpi in rotazione. A distanze abbastanza ravvicinate, tutti gli oggetti — la luce stessa — devono ruotare insieme al corpo; la regione dove questo si realizza è chiamata ergosfera. La metrica di Kerr è spesso usata per definire i buchi neri rotanti, che presentano fenomeni ancora più esotici. Questi buchi neri hanno superfici differenti dove la metrica sembra avere una singolarità; la dimensione e la forma di queste superfici dipendono dalla massa e dal momento angolare del buco nero. La superficie esterna racchiude l'ergosfera ed ha una forma simile ad una sfera appiattita. La superficie interna segna il "raggio di non ritorno" altrimenti detto "orizzonte degli eventi"; gli oggetti che passano attraverso questo raggio non possono mai più ritornare a comunicare con il mondo esterno. Tuttavia, nessuna superficie è una vera singolarità, poiché la sua apparente singolarità può essere eliminata in un sistema di coordinate diverso. Gli oggetti tra questi due orizzonti devono co-ruotare con il corpo rotante, come si è detto sopra; questo aspetto può essere utilizzato per estrarre energia da un buco nero rotante, fino alla sua energia di massa a riposo, Mc2. Anche i fenomeni più strani possono essere osservati nella regione più interna di questo spazio-tempo, come ad esempio alcune forme di viaggio nel tempo. Ad esempio, la metrica di Kerr permette una curva spaziotemporale chiusa di tipo tempo, in cui una banda di viaggiatori ritorna nello stesso luogo dopo essersi spostati per un determinato tempo secondo il loro orologio; tuttavia, tornano nello stesso luogo e tempo, come percepiti da una osservatore esterno. (it) 커 계량(Kerr計量, 영어: Kerr metric)은 회전하는 블랙홀을 나타내는, 아인슈타인 방정식의 해다. 더 일반적인 커-뉴먼 계량의 전하를 띠지 않는 경우다. 커 블랙홀의 사건 지평선의 바깥쪽에는 회전의 영향으로 인해 작용권이라는 공간이 형성된다. 작용권보다 먼 곳에 있는 관찰자의 시점에서 보면 작용권의 표면에서는 광자가 회전의 역방향으로 방사되어 한 점에 머무르는 것처럼 보이지만, 작용권의 안쪽에서 회전의 반대 방향으로 방사되는 광자는 회전의 순방향으로 끌려가는 것으로 보인다. 중심의 특이점은 고리 모양이다. (ko) カー解（カーかい、Kerr solution）、カー計量（Kerr metric）あるいはカー・ブラックホール解とは、一般相対性理論におけるアインシュタイン方程式の厳密解の一つで、真空中を定常的に回転するなブラックホールを表現している。ニュージーランドの数学者ロイ・カー（Roy Kerr）によって1963年に発見された。カー計量によって表現される時空には、時間並進と回転に関する2つの等長変換群（）が作用する。ペトロフ（A. Z. Petrov）による分類によれば、カー計量はDタイプに属する。 すぐ後に、さらに電荷を帯びた カー・ニューマン解（Kerr‐Newman）も発見され、角運動量・質量・電荷の3つのパラメータを持つブラックホール解として、その後、一般相対性理論の描く時空の姿の理解に広く使われている。 カー・ブラックホールでは、事象の地平面の外側には、回転の影響により、観測者が一点に留まれないエルゴ領域 (ergo region) と呼ばれる領域が形成される。はるか遠方の観測者から見ると、このエルゴ球のちょうど表面で回転と逆方向に放射した光子は放射した一点に留まっているように見え、球面の内側で回転の逆方向に放射した光子は回転の順方向に引きずられているように見える。（ただしエルゴ領域は事象の地平面の近傍に形成されるため時空が極度に縮んでおり、回転の順方向に放射した光子の速度も平坦な時空の光速度より遅れて見え、見かけの超光速が達成されているわけではない。）また、中心部の特異点は、リング状になっていると理解されている。 ブラックホール脱毛定理 (no‐hair theorem) において、すべての現実的なブラックホールは、いずれ、角運動量・質量・電荷の3つの物理量のみを持つカー・ニューマンブラックホールに落ち着くと考えられている。また、「アインシュタイン・マクスウェル方程式での軸対称定常解は、カー・ニューマン解に限られる」というブラックホール唯一性定理 (uniqueness theorem)も存在する。 ホーキング は、重力の孤立系としてのブラックホールを、熱力学と類推することにより、ブラックホール熱力学 を構築した。 そこでは、ブラックホールの面積はエントロピーと対応し、常に増大する量となる（ ）。 (ja) Metryka Kerra – ścisłe, stacjonarne i osiowosymetryczne rozwiązanie równania Einsteina ogólnej teorii względności w próżni opisujące geometrię czasoprzestrzeni wokół obracającego się ważkiego ciała. Zostało ono znalezione w 1963 przez Roya P. Kerra, nowozelandzkiego matematyka. Zgodnie z tą metryką obracające się ważkie ciało powinno wykazywać efekt Lense-Thirringa przewidujący, że materia w pobliżu masywnego wirującego obiektu musi się również obracać. Obrót taki nie jest spowodowany przez jakąkolwiek działającą na takie ciała siłą, lecz krzywizną czasoprzestrzeni. Metryka Kerra jest uogólnieniem metryki Schwarzschilda, opisującej geometrię czasoprzestrzeni wokół doskonale sferycznego, nieruchomego i obojętnego elektrycznie ciała. Innym tego typu rozwiązaniem jest odkryta w latach 1916–1918 . Metryka ta opisuje geometrię czasoprzestrzeni wokół nieruchomego, sferycznego, ale naładowanego elektrycznie ciała. W 1965 zostało odkryte najogólniejsze spośród tych trzech rozwiązań. Jest to , opisująca geometrię czasoprzestrzeni wokół obracającego się, naładowanego elektrycznie ciała. Relacje między tymi czterema metrykami są przedstawione w poniższej tabelce. Metryka Kerra modeluje obiekty astronomiczne posiadające spin i będące źródłem pola grawitacyjnego to znaczy ciała scharakteryzowane przez moment pędu oraz masę. W szczególności na przykład gwiazdy neutronowe i wirujące czarne dziury. Ciała te mają kilka różnych szczególnych powierzchni, na których metryka ma osobliwości. (pl) Kerr-metriek (of Kerr-oplossing) is een exacte, asymptotisch vlakke, roterende oplossing van de einstein-vergelijkingen. Zij beschrijft hoe een roterend zwart gat eruit zou zien volgens de algemene relativiteitstheorie. Omdat een zwart gat gevormd wordt bij de ineenstorting van materie (zoals een ster op het einde van de kernfusie-fase) naar een zeer compacte ruimte, voorspelt het behoud van impulsmoment dat het eindproduct een grote rotatiesnelheid moet hebben. Men verwacht bijgevolg dat de meeste zwarte gaten in ons heelal sterk roteren, en dus van het Kerr-type zijn. Vanuit theoretisch standpunt zijn deze objecten (net als alle andere types van zwarte gaten) zeer interessant, en zijn het onderwerp van intense studie binnen het domein van de theoretische fysica. De oplossing is genoemd naar de wiskundige Roy Kerr, die deze oplossing in 1963 ontdekte. (nl) Kerrmetriken beskriver rumtidens geometri runt ett roterande, axialsymmetriskt svart hål med en sfärisk händelsehorisont. Kerrmetriken är en exakt lösning till den allmänna relativitetsteorins fältekvationer. Dessa ekvationer är starkt icke-linjära vilket innebär att det är mycket svårt att hitta exakta lösningar. Metriken upptäcktes 1963 av . (sv) Em relatividade geral, a métrica Kerr (ou vácuo de Kerr) descreve a geometria do espaço-tempo ao redor de um corpo massivo em rotação, tal qual um buraco negro em rotação. Esta famosa solução exata da relatividade geral foi descoberta em 1963 pelo matemático neozelandês Roy Kerr. De acordo com esta métrica, tais corpos girando devem exibir efeito Lense-Thirring, uma não usual previsão da relatividade geral; a medição deste efeito Lense-Thirring é um meta maior dos experimentos relacionados ao satélite Gravity Probe B. Falando simplificadamente, este prediz que objetos aproximando-se de uma massa em rotação tenderão a participar em sua rotação, não por causa de alguma força ou torque aplicado que possam estar atuando, mas devido à proximidade da curvatura do espaço-tempo associada a corpos em rotação. Em distância suficientemente pequenas, todos os objetos — até a luz em si — devem rotacionar com o corpo; a região onde este fenômeno está compreendido é chamada de ergoesfera ou ergosfera. (pt) Метрика Керра або геометрія Керра описує геометрію порожнього простору-часу навколо незарядженої аксіально-симетричної чорної діри, що обертається, з сферичним горизонтом подій. Метрика Керра — це точне рішення для польових рівнянь Ейнштейна в загальній теорії відносності; ці рівняння сильно нелінейні, що робить пошук точних рішень дуже важким. (uk) 廣義相對論中，克爾度規（英語：Kerr metric）或稱克爾真空（英語：Kerr vacuum），描述的一旋轉、球對稱之質量龐大物體（例如：黑洞）週遭真空區域的時空幾何。其為，故又稱克爾解；廣義相對論的主導方程式——愛因斯坦場方程式是非線性的，找出其精確解是相當困難的任務。 克爾度規是史瓦西度規（1915年）的推廣，後者用以描述靜態不旋轉、球對稱且不帶電荷的龐大物體週遭真空區域的時空幾何。在有帶電荷的情形，史瓦西度規轉成萊斯納-諾德斯特洛姆度規（1916年–1918年）。和曾使用弱场近似方法得到过旋转轴对称球状物体度规的近似解。直到1963年方由羅伊·克爾提出精確解。，但他并没有给出推导过程。1973年Schiffer等人给出了克尔度规的推导。 克爾度規的帶電荷版本為克爾-紐曼度規（1965年），以上四個相關的解可整理為如下表格： 其中Q代表物體所帶電荷，而J代表物體的自轉角動量。 (zh) |
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(cs) The Kerr metric or Kerr geometry describes the geometry of empty spacetime around a rotating uncharged axially symmetric black hole with a quasispherical event horizon. The Kerr metric is an exact solution of the Einstein field equations of general relativity; these equations are highly non-linear, which makes exact solutions very difficult to find. (en) 커 계량(Kerr計量, 영어: Kerr metric)은 회전하는 블랙홀을 나타내는, 아인슈타인 방정식의 해다. 더 일반적인 커-뉴먼 계량의 전하를 띠지 않는 경우다. 커 블랙홀의 사건 지평선의 바깥쪽에는 회전의 영향으로 인해 작용권이라는 공간이 형성된다. 작용권보다 먼 곳에 있는 관찰자의 시점에서 보면 작용권의 표면에서는 광자가 회전의 역방향으로 방사되어 한 점에 머무르는 것처럼 보이지만, 작용권의 안쪽에서 회전의 반대 방향으로 방사되는 광자는 회전의 순방향으로 끌려가는 것으로 보인다. 중심의 특이점은 고리 모양이다. (ko) Kerrmetriken beskriver rumtidens geometri runt ett roterande, axialsymmetriskt svart hål med en sfärisk händelsehorisont. Kerrmetriken är en exakt lösning till den allmänna relativitetsteorins fältekvationer. Dessa ekvationer är starkt icke-linjära vilket innebär att det är mycket svårt att hitta exakta lösningar. Metriken upptäcktes 1963 av . (sv) Метрика Керра або геометрія Керра описує геометрію порожнього простору-часу навколо незарядженої аксіально-симетричної чорної діри, що обертається, з сферичним горизонтом подій. Метрика Керра — це точне рішення для польових рівнянь Ейнштейна в загальній теорії відносності; ці рівняння сильно нелінейні, що робить пошук точних рішень дуже важким. (uk) 廣義相對論中，克爾度規（英語：Kerr metric）或稱克爾真空（英語：Kerr vacuum），描述的一旋轉、球對稱之質量龐大物體（例如：黑洞）週遭真空區域的時空幾何。其為，故又稱克爾解；廣義相對論的主導方程式——愛因斯坦場方程式是非線性的，找出其精確解是相當困難的任務。 克爾度規是史瓦西度規（1915年）的推廣，後者用以描述靜態不旋轉、球對稱且不帶電荷的龐大物體週遭真空區域的時空幾何。在有帶電荷的情形，史瓦西度規轉成萊斯納-諾德斯特洛姆度規（1916年–1918年）。和曾使用弱场近似方法得到过旋转轴对称球状物体度规的近似解。直到1963年方由羅伊·克爾提出精確解。，但他并没有给出推导过程。1973年Schiffer等人给出了克尔度规的推导。 克爾度規的帶電荷版本為克爾-紐曼度規（1965年），以上四個相關的解可整理為如下表格： 其中Q代表物體所帶電荷，而J代表物體的自轉角動量。 (zh) La mètrica de Kerr (o buit de Kerr) és una solució exacta de les equacions de camp d'Einstein que descriu la geometria de l'espaitemps al voltant d'un objecte massiu en rotació i sense càrrega (com, per exemple, un forat negre en rotació). Aquesta solució fou obtinguda el 1963 pel matemàtic neozelandès Roy Kerr. on * , * , * M és la massa del cos en rotació, * a descriu la rotació del cos, que es relaciona amb el moment angular J per a = J/M. En el cas en què a = 0 el cos no està en rotació i s'obté com a solució la mètrica de Schwarzschild (ca) Die Kerr-Metrik ist eine stationäre und axialsymmetrische Vakuumlösung der einsteinschen Feldgleichungen. Sie beschreibt die Raumzeit und damit auch das Gravitationsfeld von ungeladenen und rotierenden Schwarzen Löchern. Sie ist nach Roy Kerr benannt, der sie 1963 veröffentlicht hat. Jeweils kurz nach der Entdeckung der Schwarzschild- bzw. Kerr-Metrik wurden auch die zugehörigen Verallgemeinerungen für den Fall von elektrisch geladenen Schwarzen Löchern gefunden. Im Gegensatz zur Schwarzschild-Metrik, die auch im Außenbereich eines nichtrotierenden und sphärisch-symmetrischen Körpers beliebiger Ausdehnung gilt, beschreibt die Kerr-Metrik im Wesentlichen die Raumzeit eines Schwarzen Lochs, denn schnell rotierende Sterne haben oft ein nicht zu vernachlässigendes Multipolmoment und unterschie (de) Un agujero negro de Kerr o agujero negro en rotación es una región de agujero negro presente en el espacio-tiempo de Kerr, cuando el objeto masivo tiene un radio inferior a cierta magnitud, por encima de este radio el universo de Kerr no presenta región de agujero negro. Un agujero negro de Kerr es una región no isótropa que queda delimitada por un horizonte de sucesos y una ergoesfera presentando notables diferencias con respecto al agujero negro de Schwarzschild. Esta nueva frontera describe una región donde la luz aún puede escapar pero cuyo giro induce altas energías en los fotones que la cruzan. Debido a la conservación del momento angular, este espacio forma un elipsoide, en cuyo interior se encuentra un solo horizonte de sucesos con su respectiva singularidad, que debido a la rotaci (es) Nella relatività generale, la metrica di Kerr (o vuoto di Kerr) è una soluzione dell'equazione di Einstein che descrive la geometria dello spazio-tempo intorno a un corpo massivo rotante. Secondo questa metrica, tali corpi rotanti devono mostrare un effetto di trascinamento (frame dragging), un'insolita previsione della relatività generale. Le misurazioni di questo effetto di trascinamento fu il principale obiettivo dell'esperimento del Gravity Probe B. In parole povere, questo effetto prevede che gli oggetti approssimandosi a una massa rotante vengono a partecipare alla sua rotazione, non a causa di qualsivoglia forza o coppia applicata che vi si possa avvertire, ma piuttosto per la curvatura dello spazio-tempo associato ai corpi in rotazione. A distanze abbastanza ravvicinate, tutti gli (it) カー解（カーかい、Kerr solution）、カー計量（Kerr metric）あるいはカー・ブラックホール解とは、一般相対性理論におけるアインシュタイン方程式の厳密解の一つで、真空中を定常的に回転するなブラックホールを表現している。ニュージーランドの数学者ロイ・カー（Roy Kerr）によって1963年に発見された。カー計量によって表現される時空には、時間並進と回転に関する2つの等長変換群（）が作用する。ペトロフ（A. Z. Petrov）による分類によれば、カー計量はDタイプに属する。 すぐ後に、さらに電荷を帯びた カー・ニューマン解（Kerr‐Newman）も発見され、角運動量・質量・電荷の3つのパラメータを持つブラックホール解として、その後、一般相対性理論の描く時空の姿の理解に広く使われている。 ブラックホール脱毛定理 (no‐hair theorem) において、すべての現実的なブラックホールは、いずれ、角運動量・質量・電荷の3つの物理量のみを持つカー・ニューマンブラックホールに落ち着くと考えられている。また、「アインシュタイン・マクスウェル方程式での軸対称定常解は、カー・ニューマン解に限られる」というブラックホール唯一性定理 (uniqueness theorem)も存在する。 (ja) Kerr-metriek (of Kerr-oplossing) is een exacte, asymptotisch vlakke, roterende oplossing van de einstein-vergelijkingen. Zij beschrijft hoe een roterend zwart gat eruit zou zien volgens de algemene relativiteitstheorie. Omdat een zwart gat gevormd wordt bij de ineenstorting van materie (zoals een ster op het einde van de kernfusie-fase) naar een zeer compacte ruimte, voorspelt het behoud van impulsmoment dat het eindproduct een grote rotatiesnelheid moet hebben. Men verwacht bijgevolg dat de meeste zwarte gaten in ons heelal sterk roteren, en dus van het Kerr-type zijn. Vanuit theoretisch standpunt zijn deze objecten (net als alle andere types van zwarte gaten) zeer interessant, en zijn het onderwerp van intense studie binnen het domein van de theoretische fysica. De oplossing is genoemd n (nl) Metryka Kerra – ścisłe, stacjonarne i osiowosymetryczne rozwiązanie równania Einsteina ogólnej teorii względności w próżni opisujące geometrię czasoprzestrzeni wokół obracającego się ważkiego ciała. Zostało ono znalezione w 1963 przez Roya P. Kerra, nowozelandzkiego matematyka. (pl) Em relatividade geral, a métrica Kerr (ou vácuo de Kerr) descreve a geometria do espaço-tempo ao redor de um corpo massivo em rotação, tal qual um buraco negro em rotação. Esta famosa solução exata da relatividade geral foi descoberta em 1963 pelo matemático neozelandês Roy Kerr. (pt) |
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