Un agujero negro binario ( BBH ), o binario de agujero negro , es un sistema formado por dos agujeros negros en órbitas cercanas 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 restos de sistemas estelares binarios de gran masa o mediante procesos dinámicos y captura mutua; y agujeros negros binarios supermasivos , que se cree que son el resultado de fusiones galácticas .
Durante muchos años, demostrar la existencia de agujeros negros binarios fue difícil debido a la naturaleza de los propios 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 pueden calcularse utilizando la relatividad general . [2] [3] [4] Por lo tanto, a finales del siglo XX y principios del XXI, los agujeros negros binarios se volvieron de gran interés científico como fuente potencial de tales ondas y como medio por el cual se podía demostrar la existencia de ondas gravitacionales. Las fusiones binarias de agujeros negros serían una de las fuentes conocidas de ondas gravitacionales más fuertes en el universo y, por lo tanto, ofrecerían una buena posibilidad de detectar directamente dichas ondas . A medida que los agujeros negros en órbita emiten estas ondas, la órbita decae y el período orbital disminuye. Esta etapa se llama espiral binaria de agujero negro. Los agujeros negros se fusionarán una vez que estén lo suficientemente cerca. Una vez fusionado, el único agujero adquiere 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 velocidades extremadamente altas y la amplitud de la onda gravitacional alcanza su 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 distintiva de ondas gravitacionales 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 ms de espiral hacia adentro y fusión, GW150914 liberó alrededor de 3 masas solares como energía gravitacional, alcanzando un máximo a una velocidad de 3,6 × 1049 vatios : más que la potencia combinada de toda la luz irradiada 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 demostrado categóricamente. [9]
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 . [10]
Se cree que las binarias de agujeros negros supermasivos (SMBH) se forman durante las fusiones de galaxias . Algunos posibles candidatos a agujeros negros binarios son galaxias con núcleos dobles aún muy alejados. Un ejemplo de doble núcleo activo es NGC 6240 . [12] Es probable que haya binarias de agujeros negros mucho más cercanas en galaxias de un solo núcleo con líneas de emisión dobles. Los ejemplos incluyen SDSS J104807.74+005543.5 [13] y EGSD2 J142033.66 525917.5. [14] Otros núcleos galácticos tienen emisiones periódicas que sugieren objetos grandes orbitando un agujero negro central, por ejemplo, en OJ287 . [15]
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 en retroceso, o una fusión de galaxias en curso. [dieciséis]
El cuásar PKS 1302-102 parece tener un agujero negro binario con un período orbital de 1900 días. [17]
Cuando dos galaxias chocan, es muy poco probable que los agujeros negros supermasivos en sus centros choquen de frente y lo más probable es que se crucen en trayectorias hiperbólicas , a menos que algún mecanismo los una. 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 junto a una estrella, la honda gravitacional acelera la estrella mientras desacelera el agujero negro.
Esto ralentiza los agujeros negros lo suficiente como para formar un sistema binario ligado, y una mayor fricción dinámica roba energía orbital del par hasta que orbitan a unos pocos parsecs uno del otro. Sin embargo, este proceso también expulsa materia de la trayectoria orbital y, a medida que las órbitas se reducen, el volumen de espacio por el que pasan los agujeros negros se reduce, hasta que queda tan poca materia que no podría provocar una fusión dentro de la edad del universo.
Las ondas gravitacionales pueden provocar una pérdida significativa de energía orbital, pero no hasta que la separación se reduzca a un valor mucho menor, aproximadamente entre 0,01 y 0,001 pársec.
No obstante, los agujeros negros supermasivos parecen haberse fusionado, y en PKS 1302-102 se ha observado lo que parece ser un par en este rango intermedio . [18] [19] La cuestión de cómo sucede esto es el "problema del parsec final". [20]
Se han propuesto varias soluciones al problema del parsec final. La mayoría implica mecanismos para acercar materia adicional, ya sea estrellas o gas, al par binario para extraer energía del binario y hacer que se reduzca. Si suficientes estrellas pasan cerca del par en órbita, su eyección gravitacional puede acercar los dos agujeros negros en un tiempo astronómicamente plausible. [21]
Un mecanismo que se sabe que funciona, aunque con poca frecuencia, es el de un tercer agujero negro supermasivo resultante de una segunda colisión galáctica. [22] Con tres agujeros negros muy próximos, las órbitas son caóticas y permiten tres mecanismos adicionales de pérdida de energía:
La primera etapa de la vida de un agujero negro binario es la espiral , una órbita que se reduce gradualmente. Las primeras etapas de la espiral tardan mucho tiempo, ya que las ondas gravitacionales emitidas son muy débiles cuando los agujeros negros están alejados unos de otros. Además de que la órbita se reduce 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 reduce, la velocidad aumenta y aumenta la emisión de ondas gravitacionales. Cuando los agujeros negros están cerca, las ondas gravitacionales hacen que la órbita se reduzca rápidamente.
La última órbita estable u órbita circular estable más interna (CIUO) es la órbita completa más interna antes de la transición de espiral a fusión .
A esto le sigue una órbita descendente, en la que los dos agujeros negros se encuentran y luego se fusionan. La emisión de ondas gravitacionales alcanza su punto máximo en este momento.
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 sucesos y la amplitud de las que escapan se reduce. Las ondas gravitacionales detectadas remotamente tienen una oscilación con una amplitud que se reduce rápidamente, ya que los ecos del evento de fusión resultan 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 . [10] [24] [25] 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 aproximadamente 62 masas solares el 14 Septiembre de 2015, a las 09:50 UTC. [26] Tres masas solares se convirtieron en radiación gravitacional en la última fracción de segundo, con una potencia máxima de 3,6×10 56 erg / s (200 masas solares por segundo), [10] que es 50 veces la potencia de salida total de todas las estrellas del universo observable. [27] La fusión tuvo lugar440+160
−180 megaparsecs de la Tierra, [28] hace entre 600 millones y 1.800 millones de años. [24] La señal observada es consistente con las predicciones de la relatividad numérica. [2] [3] [4]
Se pueden utilizar algunos modelos algebraicos simplificados para el caso en que los agujeros negros están muy separados, durante la etapa inspiral , y también para resolver el ringdown final .
Se pueden utilizar aproximaciones posnewtonianas para la espiral. Éstas se aproximan a las ecuaciones de campo de la relatividad general agregando términos adicionales a las ecuaciones de la gravedad newtoniana. Los órdenes utilizados en estos cálculos pueden denominarse 2PN (postnewtoniano de segundo orden), 2,5PN o 3PN (postnewtoniano de tercer orden). La aproximación de un cuerpo efectivo (EOB) resuelve la dinámica del sistema binario de agujeros negros transformando las ecuaciones a las de un solo objeto. Esto es especialmente útil cuando 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 igual masa.
Para el ringdown, se puede utilizar la teoría de la perturbación de los agujeros negros . El agujero negro de Kerr final está distorsionado y se puede calcular el espectro de frecuencias que produce.
La descripción de toda la evolución, incluida la fusión, requiere resolver las ecuaciones completas de la relatividad general. Esto se puede hacer en simulaciones de relatividad numérica . La relatividad numérica modela el espacio-tiempo y simula su cambio a lo largo del tiempo. En estos cálculos es importante tener suficientes detalles finos cerca de los agujeros negros y, al mismo tiempo, tener suficiente volumen para determinar la radiación gravitacional que se propaga hasta el infinito. Para reducir el número de puntos de modo que el problema numérico sea manejable 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 de las décadas de 1960 y 1970. [29] [30] Sin embargo, las simulaciones a largo plazo de agujeros negros en órbita no fueron posibles hasta que tres grupos desarrollaron de forma independiente nuevos métodos innovadores para modelar la espiral, la fusión y el anillo de los agujeros negros binarios [2] [3] [4] en 2005.
En los cálculos completos de una fusión completa, se pueden utilizar juntos varios de los métodos anteriores. Entonces es importante ajustar las diferentes piezas del modelo que se elaboraron utilizando diferentes algoritmos. El Proyecto Lazarus unió las partes en una hipersuperficie espacial en el momento de la fusión. [31]
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 de los parámetros. 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). [31]
En la fase de llamada de un agujero negro de Kerr, el arrastre de fotogramas produce una onda gravitatoria con la frecuencia del horizonte. En contraste, el ringdown del agujero negro de Schwarzschild se parece a la onda dispersa de la última espiral, pero sin onda directa. [31]
La fuerza de reacción de la radiación se puede calcular mediante la suma de Padé del flujo de ondas gravitacionales. Una técnica para establecer la radiación es la técnica de extracción de la 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 la relatividad general . La masa de Bondi MB se calcula a partir de la fórmula de pérdida de masa de Bondi-Sach, siendo f ( U ) el flujo de ondas gravitacionales en el tiempo retardado U. f es una integral de superficie de la función noticia en el infinito nulo variada según un ángulo sólido. La energía de Arnowitt-Deser-Misner (ADM), o masa de ADM , es la masa medida a una distancia infinita e incluye toda la radiación gravitacional emitida :.
El momento angular también se pierde en la radiación gravitacional. Esto ocurre 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 durante el tiempo retardado . [32]
Uno de los problemas a resolver es la forma o topología del horizonte de sucesos durante una fusión de agujeros negros.
En los modelos numéricos, se insertan geodésicas de prueba para ver si encuentran un horizonte de sucesos. A medida que dos agujeros negros se acercan, una forma de "pico de pato" sobresale de cada uno de los dos horizontes de sucesos hacia el otro. Esta protuberancia se extiende más larga y más estrecha hasta que se encuentra con la protuberancia del otro agujero negro. En este momento, el horizonte de sucesos tiene una forma de X muy estrecha en el punto de encuentro. Las protuberancias se dibujan en un hilo fino. [33] El punto de encuentro se expande hasta convertirse en una conexión aproximadamente cilíndrica llamada puente . [33]
Las simulaciones hasta 2011 [actualizar]no habían producido ningún horizonte de eventos con topología toroidal (en forma de anillo). Algunos investigadores sugirieron que esto sería posible si, por ejemplo, se fusionaran varios agujeros negros en la misma órbita casi circular. [33]
Puede ocurrir un resultado inesperado con los agujeros negros binarios que se fusionan, en el sentido de 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 añadir más de 1000 km/s de velocidad de patada. [34] Las mayores velocidades de patada (cerca de 5000 km/s) ocurren para binarios de agujeros negros de igual masa y igual magnitud de espín, cuando las direcciones de espín están óptimamente orientadas para estar contraalineadas, paralelas al plano orbital o casi alineado con el momento angular orbital. [35] Esto es suficiente para escapar de las grandes galaxias. Con orientaciones más probables, se produce un efecto menor, tal vez sólo unos pocos cientos de kilómetros por segundo. Este tipo de velocidad puede expulsar agujeros negros binarios fusionados de cúmulos globulares, evitando así la formación de agujeros negros masivos en los núcleos de los cúmulos globulares. Esto, a su vez, reduce las posibilidades de fusiones posteriores y, por tanto, la posibilidad de detectar ondas gravitacionales. En el caso de los agujeros negros que no giran, se produce una velocidad máxima de retroceso de 175 km/s para masas en una proporción de cinco a uno. Cuando los espines están alineados en el plano orbital, es posible un retroceso de 5.000 km/s con dos agujeros negros idénticos. [36] Los parámetros que pueden ser de interés incluyen el punto en el que los agujeros negros se fusionan, la relación de masa que produce la patada máxima 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%. [37] Uno de los mejores candidatos de los agujeros negros supermasivos en retroceso es CXO J101527.2+625911. [38]
Descubrimos que en la mayoría de los casos dos de los tres BH se fusionan a través de la radiación de ondas gravitacionales (GW) en una escala de tiempo mucho más corta que el tiempo de Hubble, antes de expulsar un BH a través de una honda.
