Agujero negro binario

Un agujero negro binario ( BBH ) es un sistema que consta de dos agujeros negros en órbita cercana entre sí. Como los agujeros negros mismos, 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 .

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Simulación por computadora del sistema binario de agujeros negros GW150914 visto por un observador cercano, durante su inspiración final, fusión y ringdown. El campo de estrellas detrás de los agujeros negros está muy distorsionado y parece girar y moverse, debido a las lentes gravitacionales extremas , ya que el espacio-tiempo mismo es distorsionado y arrastrado por los agujeros negros en rotación. [1]

Durante muchos años, la prueba de la existencia de agujeros negros binarios se hizo difícil debido a la naturaleza de los mismos agujeros negros y a los limitados medios 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 se pueden calcular 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 científicamente como una fuente potencial de tales ondas, y un medio por el cual se podía demostrar la existencia de ondas gravitacionales. Las fusiones binarias de agujeros negros serían una de las fuentes conocidas más fuertes de ondas gravitacionales en el Universo y, por lo tanto, ofrecerían 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 como 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 gravitacional alcanza su punto máximo.

La existencia de agujeros negros binarios de masa estelar (y las propias ondas gravitacionales) se confirmó finalmente 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, ocurriendo a unos 1.300 millones de años luz de distancia. En sus últimos 20 m de espiral hacia adentro y la fusión, GW150914 liberado alrededor de 3 masas solares como energía gravitacional, con un pico a una velocidad de 3,6 × 10 49 vatios - más que el poder combinado de toda la luz irradiada por todas las estrellas en el universo observable put juntos. [6] [7] [8] Se han encontrado candidatos a agujeros negros binarios supermasivos, pero aún no se han probado categóricamente. [9]

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En esta visualización, un sistema binario que contiene dos agujeros negros supermasivos y sus discos de acreción se ve inicialmente desde arriba. Después de unos 25 segundos, la cámara se inclina cerca del plano orbital para revelar las distorsiones más dramáticas producidas por su gravedad. Los diferentes colores de los discos de acreción facilitan el seguimiento de dónde aparece la luz de cada agujero negro. [10]

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 doble núcleo es NGC 6240 . [11] Es probable que existan binarios de agujeros negros mucho más cercanos en galaxias de un solo núcleo con líneas de emisión dobles. Los ejemplos incluyen SDSS J104807.74 + 005543.5 [12] y EGSD2 J142033.66 525917.5 . [11] Otros núcleos galácticos tienen emisiones periódicas que sugieren objetos grandes orbitando un agujero negro central, por ejemplo en OJ287 . [13]

Las mediciones de la peculiar velocidad 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. [14]

El cuásar PG 1302-102 parece tener un agujero negro binario con un período orbital de 1900 días. [15]

Se ha demostrado la existencia de agujeros negros binarios de masa estelar mediante la primera detección de un evento de fusión de agujeros negros GW150914 por LIGO . [dieciséis]

Cuando dos galaxias chocan, es muy poco probable que los agujeros negros supermasivos en sus centros golpeen de frente y, de hecho, lo más probable es que se disparen uno al lado del otro en trayectorias hiperbólicas si algún mecanismo no los uniera. El mecanismo más importante es la fricción dinámica , que transfiere energía cinética de los agujeros negros a la materia cercana. Cuando un agujero negro pasa por una estrella, la honda gravitacional acelera la estrella mientras desacelera el agujero negro.

Esto ralentiza los agujeros negros lo suficiente como para que formen un sistema binario limitado, y la fricción dinámica adicional roba energía orbital del par hasta que orbitan con unos pocos parsecs entre sí. Sin embargo, este proceso también expulsa materia de la trayectoria orbital y, a medida que las órbitas se encogen, el volumen de espacio por el que pasan los agujeros negros se reduce, hasta que queda tan poca materia que no podría causar una fusión dentro de la edad del universo.

Las ondas gravitacionales pueden causar una pérdida significativa de energía orbital, pero no hasta que la separación se reduce a un valor mucho menor, aproximadamente 0.01-0.001 parsec.

No obstante, los agujeros negros supermasivos parecen haberse fusionado, y se ha observado lo que parece ser un par en este rango intermedio, en PKS 1302-102 . [17] [18] La cuestión de cómo sucede esto es el "problema final de parsec". [19]

Se han propuesto varias soluciones al problema de parsec final. La mayoría involucran mecanismos para traer materia adicional, ya sea estrellas o gas, lo suficientemente cerca del par binario como para extraer energía del binario y hacer que se encoja. Si suficientes estrellas pasan cerca del par en órbita, su eyección gravitacional puede unir los dos agujeros negros en un tiempo astronómicamente plausible. [20]

Un mecanismo que se sabe que funciona, aunque con poca frecuencia, es un tercer agujero negro supermasivo de una segunda colisión galáctica. [21] Con tres agujeros negros muy próximos, las órbitas son caóticas y permiten tres mecanismos adicionales de pérdida de energía:

  1. Los agujeros negros orbitan a través de un volumen sustancialmente mayor de la galaxia, interactuando con (y perdiendo energía) a una cantidad mucho mayor de materia,
  2. Las órbitas pueden volverse muy excéntricas , lo que permite la pérdida de energía por radiación gravitacional en el punto de aproximación más cercana, y
  3. Dos de los agujeros negros pueden transferir energía al tercero, posiblemente expulsándolo. [22]

Inspiral

La primera etapa de la vida de un agujero negro binario es la inspiral , una órbita que se contrae gradualmente. Las primeras etapas de la inspiración toman mucho tiempo, ya que las ondas gravitacionales emitidas son muy débiles cuando los agujeros negros están distantes entre sí. Además de la reducción de la órbita debido a la emisión de ondas gravitacionales, se puede perder un momento angular adicional debido a las interacciones con otra materia presente, como otras estrellas.

A medida que la órbita de los agujeros negros se contrae, aumenta la velocidad y aumenta la emisión de ondas gravitacionales. Cuando los agujeros negros están cerca, las ondas gravitacionales hacen que la órbita se contraiga rápidamente.

La última órbita estable u órbita circular estable más interna (ISCO) es la órbita completa más interna antes de la transición de inspiral a fusión .

Fusión

A esto le sigue una órbita descendente en la que se encuentran los dos agujeros negros, seguida de la fusión. La emisión de ondas gravitacionales alcanza su punto máximo en este momento.

Ringdown

Inmediatamente después de la fusión, el ahora único agujero negro “sonará”. Este zumbido se amortigua en la siguiente etapa, llamada ringdown , mediante la emisión de ondas gravitacionales. La fase de ringdown comienza cuando los agujeros negros se acercan entre sí dentro de la esfera de fotones . En esta región, la mayoría de las ondas gravitacionales emitidas van hacia el horizonte de eventos y la amplitud de las que escapan se reduce. Las ondas gravitacionales detectadas de forma remota tienen una oscilación de reducción rápida, ya que los ecos del evento de fusión son el resultado de espirales cada vez más estrechas alrededor del agujero negro resultante.

La primera observación de la fusión de agujeros negros binarios de masa estelar, GW150914 , fue realizada por el detector LIGO . [16] [23] [24] Como se observa desde la Tierra, un par de agujeros negros con masas estimadas alrededor de 36 y 29 veces la del Sol giraron entre sí y se fusionaron para formar un agujero negro de 62 masas solares (aproximado) en 14 Septiembre de 2015, a las 09:50 UTC. [25] Tres masas solares se convirtieron en radiación gravitacional en la última fracción de segundo, con una potencia máxima de 3,6 × 10 56  ergios / segundo (200 masas solares por segundo), [16] que es 50 veces la potencia de salida total de todas las estrellas del universo observable. [26] La fusión tuvo lugar440+160
−180 megaparsecs de la Tierra, [27] hace entre 600 millones y 1.800 millones de años. [23] La señal observada es consistente con las predicciones de la relatividad numérica. [2] [3] [4]

Se pueden usar algunos modelos algebraicos simplificados para el caso en el que los agujeros negros están muy separados, durante la etapa inspiral , y también para resolver el ringdown final .

Se pueden utilizar aproximaciones post-newtonianas para el inspiral. Estos se aproximan a las ecuaciones de campo de la relatividad general agregando términos adicionales a las ecuaciones en la gravedad newtoniana. Las órdenes utilizadas en estos cálculos pueden denominarse 2PN (segundo orden post Newtoniano) 2.5PN o 3PN (tercer orden post Newtoniano). Effective-one-body (EOB) resuelve la dinámica del sistema binario de agujeros negros transformando las ecuaciones en las de un solo objeto. Esto es especialmente útil donde las proporciones de masa son grandes, como un agujero negro de masa estelar que se fusiona con un agujero negro de núcleo galáctico , pero también se puede utilizar para sistemas de masa igual.

Para el ringdown, se puede utilizar la teoría de la perturbación del agujero negro. El agujero negro final de Kerr está distorsionado y se puede calcular el espectro de frecuencias que produce.

Para resolver toda la evolución, incluida la fusión, es necesario resolver todas las ecuaciones de la relatividad general. Esto se puede hacer en simulaciones de relatividad numérica . La relatividad numérica modela el espacio-tiempo y simula su cambio en el tiempo. En estos cálculos, es importante tener suficientes detalles finos cerca de los agujeros negros y, sin embargo, tener suficiente volumen para determinar la radiación gravitacional que se propaga hasta el infinito. Para que esto tenga suficientes puntos para poder realizar el cálculo en un tiempo razonable, se pueden utilizar sistemas de coordenadas especiales como las coordenadas de Boyer-Lindquist o las coordenadas de ojo de pez.

Las técnicas de relatividad numérica mejoraron constantemente desde los intentos iniciales en las décadas de 1960 y 1970. [28] [29] Sin embargo, las simulaciones a largo plazo de agujeros negros en órbita no fueron posibles hasta que tres grupos desarrollaron de forma independiente métodos nuevos e innovadores para modelar la inspiración, la fusión y el ringdown de los agujeros negros binarios [2] [3] [4] en 2005.

En los cálculos completos de una fusión completa, varios de los métodos anteriores se pueden utilizar juntos. Entonces es importante ajustar las diferentes piezas del modelo que se elaboraron utilizando diferentes algoritmos. El Proyecto Lazarus vinculó las partes en una hipersuperficie similar a un espacio en el momento de la fusión. [30]

Los resultados de los cálculos pueden incluir la energía de enlace. En una órbita estable, la energía de enlace es un mínimo local en relación con la perturbación del parámetro. En la órbita circular estable más interna, el mínimo local se convierte en un punto de inflexión.

La forma de onda gravitacional producida es importante para la predicción y confirmación de la observación. Cuando la inspiración alcanza la zona fuerte del campo gravitacional, las ondas se dispersan dentro de la zona produciendo lo que se llama cola post Newtoniana (cola PN). [30]

En la fase ringdown de un agujero negro de Kerr, el arrastre de fotogramas produce una onda gravitacional con la frecuencia del horizonte. En contraste, el ringdown del agujero negro de Schwarzschild se parece a la onda dispersa del inspiral tardío, pero sin onda directa. [30]

La fuerza de reacción de radiación se puede calcular mediante la reanudación de Padé del flujo de ondas gravitacionales. Una técnica para establecer la radiación es la técnica de extracción característica de Cauchy CCE que proporciona una estimación cercana del flujo en el infinito, sin tener que calcular a distancias finitas cada vez mayores.

La masa final del agujero negro resultante depende de la definición de masa en relatividad general . La masa de Bondi M B se calcula a partir de la fórmula de pérdida de masa de Bondi-Sach.. Con f (U), el flujo de ondas gravitacionales en el tiempo retardado U. f es una integral de superficie de la función News en el infinito nulo variada por el ángulo sólido. La energía Arnowitt-Deser-Misner (ADM) o masa ADM es la masa medida a una distancia infinita e incluye toda la radiación gravitacional emitida..

El impulso angular también se pierde en la radiación gravitacional. Esto se encuentra principalmente en el eje z de la órbita inicial. Se calcula integrando el producto de la forma de onda métrica multipolar con el complemento de la función de noticias sobre el tiempo retardado . [31]

Uno de los problemas a resolver es la forma o topología del horizonte de eventos durante una fusión de agujero negro.

En los modelos numéricos, se insertan geodésicas de prueba para ver si encuentran un horizonte de eventos. Cuando dos agujeros negros se acercan, una forma de 'pico de pato' sobresale de cada uno de los dos horizontes de eventos hacia el otro. Esta protuberancia se extiende más y se estrecha hasta que se encuentra con la protuberancia del otro agujero negro. En este momento, el horizonte de eventos tiene una forma de X muy estrecha en el punto de encuentro. Las protuberancias se extraen en un hilo delgado. [32] El punto de encuentro se expande a una conexión aproximadamente cilíndrica llamada puente . [32]

Simulaciones a partir de 2011no había producido ningún horizonte de eventos con topología toroidal (en forma de anillo). Algunos investigadores sugirieron que sería posible si, por ejemplo, se fusionaran varios agujeros negros en la misma órbita casi circular. [32]

Puede ocurrir un resultado inesperado con los agujeros negros binarios que se fusionan, ya que las ondas gravitacionales llevan impulso y el par de agujeros negros que se fusionan acelera aparentemente violando la tercera ley de Newton . El centro de gravedad puede agregar más de 1000 km / s de velocidad de patada. [33] Las mayores velocidades de patada (que se acercan a 5000 km / s) ocurren para binarios de agujero negro de igual masa y de igual magnitud de giro, cuando las direcciones de giro están orientadas de manera óptima para estar contraalineadas, paralelas al plano orbital o casi alineado con el momento angular orbital. [34] Esto es suficiente para escapar de las grandes galaxias. Con orientaciones más probables, se produce un efecto menor, quizás solo unos pocos cientos de kilómetros por segundo. Este tipo de velocidad expulsará los agujeros negros binarios fusionados de los cúmulos globulares, evitando así la formación de agujeros negros masivos en los núcleos de los cúmulos globulares. A su vez, esto reduce las posibilidades de fusiones posteriores y, por lo tanto, la posibilidad de detectar ondas gravitacionales. Para los agujeros negros que no giran, se produce una velocidad de retroceso máxima de 175 km / s para masas en una proporción de cinco a uno. Cuando los giros están alineados en el plano orbital, es posible un retroceso de 5000 km / s con dos agujeros negros idénticos. [35] Los parámetros que pueden ser de interés incluyen el punto en el que se fusionan los agujeros negros, la relación de masa que produce el impulso máximo y cuánta masa / energía se irradia a través de ondas gravitacionales. En una colisión frontal, esta fracción se calcula en 0,002 o 0,2%. [36] Uno de los mejores candidatos de los agujeros negros supermasivos retrocedidos es CXO J101527.2 + 625911. [37]

Se ha planteado la hipótesis de que los agujeros negros binarios podrían transferir energía e impulso a una nave espacial utilizando un " impulsor de halo ", explotando la reflexión holográfica creada por un conjunto de geodésicas nulas girando detrás y alrededor de uno de los agujeros negros antes de regresar a la nave espacial. El reflejo que pasa a través de estas geodésicas nulas formaría un extremo de una cavidad láser, con un espejo en la nave espacial formando el otro extremo de la cavidad láser. Incluso una nave espacial del tamaño de un planeta se aceleraría a velocidades superiores a la velocidad relativa del agujero negro que se aproxima. Si es cierto, una red de estos agujeros negros binarios podría permitir viajar a través de la galaxia. [38]

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