Một lỗ đen quay là một lỗ đen sở hữu mô men động lượng, hoặc có thể hiểu đó là hố den quay quah trục đối xứng của nó.

Tất cả các thiên thể - hành tinh, ngôi sao, thiên hà, lỗ đen - đều quay.

Ranh giới của một lỗ đen Kerr liên quan đến lĩnh vực vật lý thiên văn. Lưu ý rằng không có "bề mặt" vật lý nào như vậy. Các ranh giới là các bề mặt toán học, hoặc tập hợp các điểm trong không thời gian, liên quan đến việc phân tích các thuộc tính và tương tác của lỗ đen.:35

Các loại hố đen
---------------

Có bốn loại lỗ đen đã biết theo phương trình trường Einstein (phuơng trình này đã mô tả lực hấp dẫn trong thuyết tương đối rộng), hai trong số đó quay: lỗ đen Kerr và Kerr – Newman. Người ta thường tin rằng mọi lỗ đen phân rã nhanh chóng thành một lỗ đen ổn định; và, theo định lý no-hair, các lỗ đen ổn định (ngoại trừ các dao động lượng tử) có thể được mô tả hoàn toàn tại bất kỳ thời điểm nào bằng 11 thông số sau:

* Sự tương đương khối lượng–năng lượng ***M*,**
* Động lượng ***P*** (three components),
* Mô men động lượng ***J*** (three components),
* Vị trí trong không gian ***X*** (three components),
* Điện tích ***Q*.**

Chuyển dộng thuận đang quay quanh một lỗ đen quay với tham số quay là a / M = 0,9.
Những con số này đại diện cho các thuộc tính một vật thể có thể được xác định từ khoảng cách xa bằng cách kiểm tra các trường điện từ và hấp dẫn của nó. Tất cả các thông số khác trong lỗ đen hoặc sẽ thoát ra vô cùng (?) hoặc bị lỗ đen nuốt chửng. Điều này là do bất cứ điều gì xảy ra bên trong chân trời lỗ đen không thể ảnh hưởng đến các sự kiện bên ngoài nó.

Về các tính chất này, bốn loại lỗ đen có thể được định nghĩa như sau:

|  | Không quay (*J* = 0) | Quay (*J* > 0) |
| --- | --- | --- |
| KHông điện tích (*Q* = 0) | Schwarzschild | Kerr |
| Điện tích (*Q* ≠ 0) | Reissner–Nordström | Kerr–Newman |

Lưu ý rằng các lỗ đen vật lý thiên văn được cho là có mômen động lượng khác 0, do sự hình thành của chúng thông qua sự sụp đổ của các vật thể sao đang quay, nhưng thực tế là điện tích bằng không, vì bất kỳ điện tích thực nào cũng sẽ nhanh chóng hút điện tích ngược lại và trung hòa. Vì lý do này, thuật ngữ lỗ đen "vật lý thiên văn" thường là lỗ đen Kerr.

Sự hình thành
-------------

Các lỗ đen quay được hình thành bằng cách thông qua sự sụp đổ hấp dẫn của một ngôi sao quay lớn hoặc từ sự va chạm của một tập hợp các vật thể nhỏ hơn, các ngôi sao hoặc khí với tổng mômen động lượng khác 0. Khi tất cả các ngôi sao đã biết đều quay và các va chạm thực tế có mômen động lượng khác 0, người ta cho rằng tất cả các lỗ đen trong tự nhiên đều là các lỗ đen quay. Vì các vật thể thiên văn quan sát được không có điện tích đáng kể, nên chỉ có lỗ đen Kerr là tồn tại ở đây.

Vào cuối năm 2006, các nhà thiên văn đã báo cáo ước tính về tốc độ quay của các lỗ đen trên Tạp chí Vật lý Thiên văn. Một lỗ đen trong Dải Ngân hà, GRS 1915 + 105, có thể quay 1.150 lần mỗi giây, gần như đạt được giới hạn trên lý thuyết.

### Mối quan hệ với vụ nổ tia gamma

Sự hình thành của một lỗ đen quay bởi sự sụp đổ được cho là phát ra các vụ nổ tia gamma.

Lỗ đen Schwarzschild
--------------------

Một lỗ đen quay có thể tạo ra một lượng lớn năng lượng bằng năng lượng quay của nó. Điều này xảy ra thông qua quá trình Penrose trong vùng sinh công (ergosphere) của lỗ đen, một khu vực nằm ngay bên ngoài chân trời sự kiện của nó. Trong trường hợp đó, một lỗ đen đang quay sẽ giảm dần tốc độ quay thành một lỗ đen Schwarzschild với năng lượng tối thiểu mà từ đó không thể trích xuất thêm năng lượng, mặc dù vận tốc quay của lỗ đen Kerr sẽ không bao giờ hoàn toàn bằng không.

Lỗ đen Kerr metric và Kerr–Newman metric
----------------------------------------

Hố đen quay từ góc nhìn của người quan sát ở xa. Các khung hình khác nhau hiển thị lỗ đen từ các góc độ khác nhau.
Xem thêm thông tin: Mêtric Kerr và Mêtric Kerr–Newman
Một lỗ đen quay là một nghiệm của phương trình trường của Einstein. Có hai nghiệm chính xác đã biết, Mêtric Kerr và Mêtric Kerr – Newman, được cho là đại diện cho tất cả các nghiệm của lỗ đen quay.

Chuyển đổi giữa hai trạng thái
------------------------------

Các lỗ đen quay có hai trạng thái nhiệt độ mà chúng có thể tồn tại: nóng lên (mất năng lượng) và nguội đi. Năm 1989, Paul Davies lập luận rằng sự chuyển đổi giữa hai trạng thái xảy ra khi bình phương của tỷ lệ khối lượng-mô-men xoắn của lỗ đen, tính bằng đơn vị Planck, và bằng tỷ lệ vàng (?). Tuyên bố này sau đó được phát hiện là không chính xác và mâu thuẫn với công trình trước đó của Davies.

Xem thêm
--------

* Lỗ đen
* Mêtric Kerr
* Kì dị loại BKL – một giải pháp cho hình học bên trong của các lỗ đen được hình thành do sự sụp đổ của lực hấp dẫn.
* Quá trình Penrose
* Ergosphere
* Black hole spin-flip (?)
* Bom hố đen
* Lỗ đen sao

Tham khảo
---------

1. ↑  "[2012.08785] Testing loop quantum gravity from observational consequences of non-singular rotating black holes".
2. ↑  Bản mẫu:Chú thích arxiv
3. ↑  Bản mẫu:Chú thích book
4. ↑  Hayes, Jacqui (24 tháng 11 năm 2006). "Black hole spins at the limit". *Cosmos magazine*. Bản gốc lưu trữ ngày 7 tháng 5 năm 2012.
5. ↑  Baez, John C. (28 tháng 2 năm 2013). "Black Holes and the Golden Ratio". *Azimuth*. Truy cập ngày 26 tháng 7 năm 2019.

Đọc thêm
--------

* Misner, C. W.; Thorne, K. S.; Wheeler, J. A. (1973). *Gravitation* (ấn bản 2). W. H. Freeman.
* Macvey, John W. (1990). *Time Travel*. Scarborough House.
* Melia, Fulvio (2007). *The Galactic Supermassive Black Hole*. Princeton U Press.

| * x
* t
* s
Lỗ đen |
| --- |
| Loại | 
* BTZ black hole
* Schwarzschild
* Quay
* Tích điện
* Ảo
* Kugelblitz
* Lỗ đen siêu khối lượng
* Lỗ đen nguyên thủy

 |  |
| Kích cỡ | 
* Siêu nhỏ
	+ Tối đại
	+ Electron
* Sao
	+ Microquasar
* Khối lượng trung gian
* Siêu khối lượng
	+ Nhân thiên hà hoạt động
	+ Chuẩn tinh
	+ Blazar

 |
| Sự hình thành | 
* Tiến hóa sao
* Suy sụp hấp dẫn
* Sao Neutron
	+ Liên kết liên quan
* Giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff
* Sao lùn trắng
	+ Liên kết liên quan
* Supernova
	+ Liên kết liên quan
* Hypernova
* Chớp tia gamma
* Lỗ đen đôi

 |
| Tính chất | 
* Điểm kì dị hấp dẫn
	+ Ring singularity
	+ Định lý
* Chân trời sự kiện
* Mặt cầu photon
* Innermost stable circular orbit
* Vùng sản công
	+ Quá trình Penrose
	+ Quá trình Blandford–Znajek
* Đĩa bồi tụ
* Bức xạ Hawking
* Thấu kính hấp dẫn
* Bồi tụ Bondi
* Liên hệ M–sigma
* Dao động gần tuần hoàn
* Nhiệt động lực học
	+ Tham số Immirzi
* Bán kính Schwarzschild
* Spaghetti hóa

 |
| Các vấn đề | 
* Black hole complementarity
* Nghịch lý thông tin
* Cosmic censorship
* ER = EPR
* Final parsec problem
* Firewall (physics)
* Holographic principle
* Định lý không có tóc

 |
| Các mêtric | 
* Schwarzschild
	+ Derivation
* Kerr
* Reissner–Nordström
* Kerr–Newman
* Hayward

 |
| Giải pháp | 
* Nonsingular black hole models
* Ngôi sao đen
* Sao tối
* Dark-energy star
* Gravastar
* Magnetospheric eternally collapsing object
* Planck star
* Sao Q
* Fuzzball

 |
| Tương tự | 
* Optical black hole
* Sonic black hole

 |
| Danh sách | 
* Lỗ đen
* Lớn nhất
* Gần nhất
* Quasar
* Microquasars

 |
| Mô hình | 
* Điểm kì dị hấp dẫn
	+ Định lý kì dị Penrose–Hawking
* Lỗ đen nguyên thủy
* Gravastar
* Sao tối
* Sao năng lượng tối
* Sao đen
* Quả bóng rối
* Lỗ trắng
* Kì dị trần trụi
* Kì dị vòng
* Tham số Immirzi
* Mô hình màng
* Kugelblitz
* Lỗ sâu
* Thiên thể giả sao

 |
| Giả tưởng | 
* Lỗ đen trong giả tưởng
* Star Trek (2009)
* Hố đen tử thần (2014)

 |
| Liên quan | 
* Outline of black holes
* Sonic black hole
* Black Hole Initiative
* Black hole starship
* Sao đặc
* Sao kỳ lạ
	+ Sao quark
	+ Sao Preon
* Gamma-ray burst progenitors
* Thế hấp dẫn
* Hypercompact stellar system
* Membrane paradigm
* Điểm kỳ dị trần trụi
* Sao lỗ đen
* Rossi X-ray Timing Explorer
* Timeline of black hole physics
* Lỗ trắng
* Lỗ sâu
* Các dấu mốc trong lịch sử nghiên cứu lỗ đen
* XMM - Newton
* Vệ tinh tia X Chandra
* Vệ tinh tia gamma Fermi
* NuStar
* Hệ sao tập trung trong một vùng rất nhỏ
* Tàu không gian lỗ đen

 |
| 
* Thể loại Thể loại
* Trang Commons Hình ảnh

 |