[논문 리뷰] Rotating charge black holes shadow in quintessence

Balendra Pratap Singh|arXiv (Cornell University)|2017. 11. 08.

Astrophysical Phenomena and Observations인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 퀸티세스런스(다른 어두운 에너지 형태) 존재 하에서 회전하는 전하를 가진 블랙홀의 影을 조사한다. 해밀턴-자비 방법과 지선 방정식을 사용하여, 影의 크기와 왜곡은 전하 $q$, 스핀 $a$, 퀸티세스런스 매개변수 $\omega_q$ 및 정규화 $c$에 따라 달라지며, $c$가 증가함에 따라 影의 크기는 감소하고 왜곡은 증가함을 보여준다. 특히 $\omega_q = -2/3$일 경우 두드러진다. 결과는 케르-뉴먼 블랙홀과 비교되었으며, 광자 구역의 면적을 통해 에너지 방출률이 추정되었다.

ABSTRACT

We study the shadow of rotating charge black holes in the presence of quintessence. The shadow of a rotating black hole is a distorted circle and in our study, we find that the shape and size of the black hole shadow depend upon four parameters, i.e., charge $q$, spin parameter $a$, quintessential field parameter $\omega_q$ and normalization factor $c$. The parameter $\omega_q$ can take the value between $-1<\omega_q<-1/3$ and related with pressure $p$ and density $ ho_q$ by the equation of state $p=\omega_q ho_q$. We derive the complete geodesic structure of photon near black hole using the Hamilton-Jacobi equation and Carter constant separable method. We relate celestial coordinate to geodesics equation and plot the contour of the black hole shadow for the case $\omega_q=-2/3$. We compare our results with the standard Kerr-Newman black hole and find that for a fix value of $a$ and $q$, the black hole shadow decreases and get distorted with $c$. The area of the photon sphere is equal to the high-energy absorption cross section due to the optical properties of the black hole. On the basis of this assumption we calculate the energy emission rate of the black hole.

연구 동기 및 목표

• 퀸티세스런스, 즉 어두운 에너지 유사 필드가 존재하는 상황에서 회전하는 전하를 가진 블랙홀의 影을 분석하는 것.
• 블랙홀의 전하 $q$, 스핀 $a$, 그리고 퀸티세스런스 매개변수 $\omega_q$와 $c$가 影의 형태와 크기에 미치는 영향을 규명하는 것.
• 해밀턴-자비 방정식과 카터 상수 분리 방법을 사용하여 블랙홀 근처 광자의 지선 구조를 유도하는 것.
• 고정된 $a$와 $q$ 조건 하에서 표준 케르-뉴먼 블랙홀과의 影 특성을 비교하는 것.
• 광자 구역 면적을 바탕으로 고에너지 흡수 단면적과 에너지 방출률을 추정하는 것.

제안 방법

• 퀸티세스런스가 존재하는 회전 전하 블랙홀 시공간에서의 영점 지선에 대한 해밀턴-자비 방정식을 푸는 것.
• 퀸티세스런스가 포함된 케르 유사 메트릭에서 지선 방정식을 카터 상수 분리 방법을 적용하여 분리하는 것.
• 천체 좌표를 지선 해법과 연결하여 블랙홀의 影을 시각화하는 것.
• 퀸티세스런스 필드를 모델링하기 위해 상태 방정식 $p = \omega_q \rho_q$를 사용하며, $-1 < \omega_q < -1/3$ 조건을 적용하는 것.
• $\omega_q = -2/3$일 때의 影 윤곽을 그려, $c$ 변화에 따른 형태와 크기 변화를 분석하는 것.
• 광자 구역 면적을 고에너지 흡수 단면적과 동일시하여 에너지 방출률을 추정하는 것.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 퀸티세스런스 존재가 회전 전하 블랙홀의 影 형태와 크기에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 퀸티세스런스 필드 매개변수 $\omega_q$와 $c$는 影의 왜곡과 크기 감소에 어떤 역할을 하는가?
• RQ3 고정된 $a$와 $q$ 조건 하에서, 퀸티세스런스가 포함된 블랙홀의 影 특성은 표준 케르-뉴먼 블랙홀과 어떻게 비교되는가?
• RQ4 이 모델에서 광자 구역 면적이 고에너지 흡수 단면적과 어느 정도 일치하는가?
• RQ5 블랙홀의 에너지 방출률은 影의 기하적 특성에 따라 어떻게 달라지는가?

주요 결과

• 고정된 $a$와 $q$ 조건 하에서, 블랙홀의 影은 왜소된 원이 되며, 정규화 인자 $c$가 증가함에 따라 크기는 감소하고 왜곡은 증가한다.
• $\omega_q = -2/3$일 경우, $c$가 증가함에 따라 影는 더 길어지고 작아지며, 이는 더 강한 퀸티세스런스 영향을 나타낸다.
• 影의 크기와 형태는 전하 $q$, 스핀 $a$, 그리고 퀸티세스런스 매개변수 $\omega_q$와 $c$의 복합적 영향에 민감하게 반응한다.
• 광자 구역 면적을 고에너지 흡수 단면적과 동일시하여 에너지 방출률을 추정할 수 있다.
• 케르-뉴먼 블랙홀과 비교해보면, 동일한 $a$와 $q$ 조건 하에서 퀸티세스런스 모델의 影은 더 작고 더 왜곡되어 있다.
• 에너지 방출률은 광자 구역의 기하적 특성에 기반하여 유도되었으며, 이는 影의 역학적 특성과 관측 가능한 방출 특성 간의 연결 고리를 제공한다.