agujero negro binario
Un agujero negro binario ( BBH ) es un sistema que consta de dos agujeros negros en órbita cercana uno alrededor del otro. Al igual que los propios agujeros negros, los agujeros negros binarios a menudo se dividen en agujeros negros binarios estelares , formados como remanentes de sistemas estelares binarios de gran masa o por procesos dinámicos y captura mutua; y agujeros negros supermasivos binarios , que se cree que son el resultado de fusiones galácticas .
Durante muchos años, probar la existencia de agujeros negros binarios se hizo difícil debido a la naturaleza de los agujeros negros y los medios limitados de detección disponibles. Sin embargo, en el caso de que un par de agujeros negros se fusionaran, se debería emitir una inmensa cantidad de energía en forma de ondas gravitacionales , con formas de onda distintivas que pueden calcularse utilizando la relatividad general . [2] [3] [4]Por lo tanto, durante finales del siglo XX y principios del XXI, los agujeros negros binarios se volvieron de gran interés científico como una fuente potencial de tales ondas y un medio por el cual se podía probar la existencia de ondas gravitacionales. Las fusiones de agujeros negros binarios serían una de las fuentes conocidas más fuertes de ondas gravitacionales en el Universo y, por lo tanto, ofrecen una buena posibilidad de detectar directamente tales ondas . A medida que los agujeros negros en órbita emiten estas ondas, la órbita decae y el período orbital disminuye. Esta etapa se llama inspiral de agujero negro binario. Los agujeros negros se fusionarán una vez que estén lo suficientemente cerca. Una vez fusionado, el único agujero se asienta en una forma estable, a través de una etapa llamada ringdown, donde cualquier distorsión en la forma se disipa en forma de más ondas gravitacionales. [5]En la última fracción de segundo, los agujeros negros pueden alcanzar una velocidad extremadamente alta y la amplitud de la onda gravitatoria alcanza su punto máximo.
La existencia de agujeros negros binarios de masa estelar (y las propias ondas gravitacionales) finalmente se confirmó cuando LIGO detectó GW150914 (detectado en septiembre de 2015, anunciado en febrero de 2016), una firma de onda gravitacional distintiva de dos agujeros negros de masa estelar fusionados de alrededor de 30 masas solares . cada uno, que ocurre a unos 1.300 millones de años luz de distancia. En sus últimos 20 ms de espiral hacia adentro y fusión, GW150914 liberó alrededor de 3 masas solares como energía gravitacional, alcanzando un máximo de 3,6 × 1049 vatios , más que la potencia combinada de toda la luz radiada por todas las estrellas del universo observable juntas. [6] [7] [8] Se han encontrado candidatos a agujeros negros binarios supermasivos, pero aún no se han probado categóricamente. [9]
Se cree que los binarios de agujeros negros supermasivos se forman durante las fusiones de galaxias . Algunos candidatos probables para agujeros negros binarios son galaxias con núcleos dobles aún muy separados. Un ejemplo de núcleo doble activo es NGC 6240 . [11] Es probable que haya binarios de agujeros negros mucho más cercanos en galaxias de un solo núcleo con líneas de doble emisión. Los ejemplos incluyen SDSS J104807.74+005543.5 [12] y EGSD2 J142033.66 525917.5 . [13] Otros núcleos galácticos tienen emisiones periódicas que sugieren objetos grandes que orbitan alrededor de un agujero negro central, por ejemplo, en OJ287 . [14]
Las mediciones de la velocidad peculiar del SMBH móvil en la galaxia J0437+2456 indican que es un candidato prometedor para albergar un SMBH binario o de retroceso, o una fusión de galaxias en curso. [15]
Se ha demostrado que existen agujeros negros binarios de masa estelar, mediante la primera detección de un evento de fusión de agujeros negros GW150914 por LIGO . [17]
