Métrica de Kerr: diferenças entre revisões
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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 pussam estar atuando, mas devido à proximidade com a curvatura do espaço-tempo associado com corpos em rotação. Em distância suficientemente pequenas, todos os objetos — até a [[luz]] em si — ''deve'' rotacionar com o corpo; a região onde este fenômeno está compreendido é chamada de [[ergoesfera]] ou ergosfera.
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Um universo de Kerr é uma [[variedade pseudoriemanniana]] ou espaço-tempo onde se verificam as [[equações de campo de Einstein]] no vazio, usando as coordenadas de Boyer-Lindquist que vem a ser dadas por:<ref name="kerr_1963">{{cite journal | last = Kerr | first = RP | authorlink = Roy Kerr | year = 1963 | title = [http://prola.aps.org/abstract/PRL/v11/i5/p237_1 Gravitational field of a spinning mass as an example of algebraically special metrics] | journal = Physical Review Letters | volume = 11 | pages =
▲Um universo de Kerr é uma [[variedade pseudoriemanniana]] ou espaço-tempo onde se verificam as [[equações de campo de Einstein]] no vazio, usando as coordenadas de Boyer-Lindquist que vem a ser dadas por<ref name="kerr_1963">{{cite journal | last = Kerr | first = RP | authorlink = Roy Kerr | year = 1963 | title = [http://prola.aps.org/abstract/PRL/v11/i5/p237_1 Gravitational field of a spinning mass as an example of algebraically special metrics] | journal = Physical Review Letters | volume = 11 | pages = 237–238 | doi = 10.1103/PhysRevLett.11.237}}</ref><ref>{{cite book | last = Landau | first = LD | authorlink = Lev Landau | coauthors = Lifshitz, EM | year = 1975 | title = The Classical Theory of Fields (Course of Theoretical Physics, Vol. 2) | edition = revised 4th English ed. | publisher = Pergamon Press | location = New York | isbn = 978-0-08-018176-9 |pages = pp. 321–330}}</ref>:<br />
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:<math> ds^2 = -\left(1-\frac{2GMr}{c^2\Sigma}\right)c^2dt^2 -\frac{4aGMr\sin^2\theta}{c^3\Sigma}cdtd\phi +\frac{\Sigma}{\Delta}dr^2</math> <math>+ \Sigma d\theta^2 + \left(r^2+\frac{a^2}{c^2}+\frac{2a^2Mr\sin^2\theta}{c^4\Sigma}\right) \sin^2\theta d\phi^2</math>
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: ''c'' a [[velocidade da luz]], e ''G'' a constante da gravitação universal.
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A zona que delimita a fronteira da ergoesfera se chama '''limite estático''', que ao ser ultrapassada nada pode escapar, e sua fórmula depende da massa e o momento angular do buraco:
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Onde ''r<sub>s</sub>'' é o [[perímetro]] da ergoesfera, ''M'' é a [[massa]] e ''a'' é o quociente ''J''/''M'' (onde ''J'' é p momento angular).
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▲* Fora da ergoesfera se gera, em caso de ter-se uma estrela companheira, outra zona chamada [[disco de acresção]], onde a matéria interestelar que é atraída pela forte curvatura do buraco negro, forma um redemoinho ao redor alcançando intensas energias. Se tem especulado que isto pode levar a que se gerem intensas [[corrente elétrica|correntes elétricas]], cujo fluxo daria lugar a um poderoso [[campo magnético]] que atuaria como um [[eletroimã]] gigante.
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▲* Entre a ergoesfera e o horizonte de eventos, se forma uma região de direção de movimento definida, que atrai inevitavelmente a todo objeto que nela se encontre, e cuja [[turbulência]] é enorme devido à rotação do buraco negro. Já na borda interna, o limite do horizonte de eventos, nada escapa da [[força gravitacional]] gerada pela singularidade.
▲== Referências ==
▲* Boyer, R. H. and Lindquist, R. W. ''Maximal Analytic Extension of the Kerr Metric.'' J. Math. Phys. 8, 265-281, 1967.
<references/>
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▲* [[métrica de Reissner-Nordström]]
{{esboço-física}}
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