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Agujero negro binario

Simulación por computadora del sistema binario de agujeros negros GW150914 visto por un observador cercano durante su espiral final, fusión y caída de masas. El campo estelar detrás de los agujeros negros está muy distorsionado y parece rotar y moverse debido a la lente gravitacional extrema , ya que el espacio-tiempo en sí mismo está distorsionado y arrastrado por los agujeros negros giratorios. [1]

Un agujero negro binario ( BBH ), o sistema binario de agujeros negros , es un sistema formado por dos agujeros negros en órbita cercana uno alrededor del otro. Al igual que los propios agujeros negros, los agujeros negros binarios suelen dividirse en agujeros negros estelares binarios, formados ya sea como restos 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, demostrar la existencia de agujeros negros binarios fue difícil debido a la naturaleza de los agujeros negros en sí 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 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 científico como una fuente potencial de tales ondas y un medio por el cual se podría demostrar la existencia de ondas gravitacionales. Las fusiones de agujeros negros binarios serían una de las fuentes más fuertes conocidas de ondas gravitacionales en el universo y, por lo tanto, ofrecen una buena oportunidad 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 espiral de agujero negro binario. Los agujeros negros se fusionarán una vez que estén lo suficientemente cerca. Una vez fusionados, el agujero único 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 gravitacional alcanza su pico.

La existencia de agujeros negros binarios de masa estelar (y las ondas gravitacionales en sí mismas) finalmente se confirmó cuando LIGO detectó GW150914 (detectado en septiembre de 2015, anunciado en febrero de 2016), una distintiva firma de onda gravitacional de dos agujeros negros de masa estelar en fusión de alrededor de 30 masas solares cada uno, que se produjo 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 ha demostrado categóricamente. [9]

Aparición

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]

En esta visualización, se observa inicialmente desde arriba un sistema binario que contiene dos agujeros negros supermasivos y sus discos de acreción. 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 se dirige la luz de cada agujero negro. [11]

Se cree que los sistemas binarios de agujeros negros supermasivos (SMBH) se forman durante las fusiones de galaxias . Algunos candidatos probables para agujeros negros binarios son galaxias con núcleos dobles que aún están muy separados. Un ejemplo de núcleo doble activo es NGC 6240. [12] Es probable que los sistemas binarios de agujeros negros mucho más cercanos se encuentren en galaxias de un solo núcleo con líneas de emisión dobles. Algunos ejemplos incluyen SDSS J104807.74+005543.5 [13] y EGSD2 J142033.66 525917.5. [14] Otros núcleos galácticos tienen emisiones periódicas que sugieren grandes objetos que orbitan alrededor de 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 en retroceso o binario, o una fusión de galaxias en curso. [16]

El cuásar PKS 1302-102 parece tener un agujero negro binario con un período orbital de 1900 días. [17]

Problema de parsec final

Cuando dos galaxias colisionan, es muy poco probable que los agujeros negros supermasivos que se encuentran en sus centros choquen de frente y lo más probable es que se acerquen uno al otro siguiendo trayectorias hiperbólicas , a menos que algún mecanismo los acerque. 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 cerca de una estrella, la fuerza gravitatoria acelera la estrella mientras desacelera el agujero negro.

Esto hace que los agujeros negros se desaceleren lo suficiente como para formar un sistema binario ligado, y la fricción dinámica adicional roba energía orbital del par hasta que orbitan a unos pocos parsecs de distancia entre sí. Sin embargo, este proceso también expulsa materia de la trayectoria orbital y, a medida que las órbitas se reducen, el volumen del 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 más pequeño, aproximadamente 0,01–0,001 parsec.

Sin embargo, los agujeros negros supermasivos parecen haberse fusionado, y lo que parece ser un par en este rango intermedio se ha observado en PKS 1302-102 . [18] [19] La pregunta de cómo sucede esto es el "problema del parsec final". [20]

Se han propuesto varias soluciones al problema del parsec final. La mayoría de ellas implican mecanismos para acercar materia adicional, ya sea estrellas o gas, lo suficiente al par binario para extraer energía del binario y hacer que se encoja. Si suficientes estrellas pasan cerca del par en órbita, su expulsión gravitacional puede unir los dos agujeros negros en un tiempo astronómicamente plausible. [21] También se está considerando la materia oscura , aunque parece que se requiere materia oscura autointeractuante para evitar el mismo problema de que toda ella sea expulsada antes de que se produzca la fusión. [22] [23]

Un mecanismo que se sabe que funciona, aunque con poca frecuencia, es un tercer agujero negro supermasivo resultante de una segunda colisión galáctica. [24] Con tres agujeros negros en estrecha proximidad, 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 con) una cantidad mucho mayor de materia.
  2. Las órbitas pueden volverse altamente excéntricas , permitiendo la pérdida de energía por radiación gravitacional en el punto de aproximación más cercano.
  3. Dos de los agujeros negros pueden transferir energía al tercero, posiblemente expulsándolo. [25]

Ciclo vital

Espiral

La primera etapa de la vida de un agujero negro binario es la espiral , una órbita que se va reduciendo gradualmente. Las primeras etapas de la espiral son muy largas, ya que las ondas gravitacionales emitidas son muy débiles cuando los agujeros negros están alejados 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 encoge, la velocidad aumenta y la emisión de ondas gravitacionales aumenta. Cuando los agujeros negros están cerca, las ondas gravitacionales hacen que la órbita se encoja rápidamente. [26]

La última órbita estable u órbita circular estable más interna (ISCO) es la órbita completa más interna antes de la transición de espiral a fusión . [27]

Fusión

A continuación se produce una órbita descendente en la que los dos agujeros negros se encuentran y, a continuación, se produce la fusión. En ese momento, la emisión de ondas gravitacionales alcanza su punto máximo. [27]

Anillo de caída

Inmediatamente después de la fusión, el agujero negro ahora único "oscila". Este sonido se amortigua en la siguiente etapa, llamada " ringdown " , por la emisión de ondas gravitacionales. La fase de "ringdown" comienza cuando los agujeros negros se aproximan entre sí dentro de la esfera de fotones . En esta región, la mayoría de las ondas gravitacionales emitidas se dirigen 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. [28] [29]

Observación

La primera observación de la fusión de agujeros negros binarios de masa estelar, GW150914 , fue realizada por el detector LIGO . [10] [30] [31] Como se observó desde la Tierra, un par de agujeros negros con masas estimadas en alrededor de 36 y 29 veces la del Sol giraron uno contra el otro y se fusionaron para formar un agujero negro de aproximadamente 62 masas solares el 14 de septiembre de 2015, a las 09:50 UTC. [32] Tres masas solares se convirtieron en radiación gravitatoria en la fracción final de un 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 en el universo observable. [33] La fusión tuvo lugar440+160
−180 megaparsecs de la Tierra, [34] entre 600 millones y 1.800 millones de años atrás. [30] La señal observada es consistente con las predicciones de la relatividad numérica. [2] [3] [4]

Modelado dinámico

Se pueden utilizar algunos modelos algebraicos simplificados para el caso en que los agujeros negros están muy separados, durante la etapa espiral , y también para resolver el anillo de caída final .

Se pueden utilizar aproximaciones post-newtonianas para la espiral. Estas aproximan las ecuaciones de campo de la relatividad general añadiendo términos adicionales a las ecuaciones de la gravedad newtoniana. Los órdenes utilizados en estos cálculos pueden denominarse 2PN (post-newtoniano de segundo orden), 2.5PN o 3PN (post-newtoniano de tercer orden). La aproximación de un cuerpo efectivo (EOB) resuelve la dinámica del sistema binario de agujeros negros transformando las ecuaciones en las de un solo objeto. Esto es especialmente útil cuando las proporciones de masas 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 perturbación de agujero negro . El agujero negro Kerr final está distorsionado y se puede calcular el espectro de frecuencias que produce.

La descripción de toda la evolución, incluida la fusión, requiere la solución de 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, sin embargo, tener suficiente volumen para determinar la radiación gravitatoria que se propaga hasta el infinito. Para reducir el número de puntos de modo que el problema numérico sea abordable 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 los años 1960 y 1970. [35] [36] 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 varios de los métodos anteriores en conjunto. Entonces es importante ajustar las diferentes partes del modelo que se elaboraron utilizando diferentes algoritmos. El Proyecto Lazarus vinculó las partes en una hipersuperficie similar al espacio en el momento de la fusión. [37]

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 las observaciones. Cuando la espiral alcanza la zona fuerte del campo gravitacional, las ondas se dispersan dentro de la zona produciendo lo que se denomina la cola post-newtoniana (cola PN). [37]

En la fase de caída de un agujero negro de Kerr, el arrastre de trama produce una onda gravitacional con la frecuencia del horizonte. En cambio, la caída de un agujero negro de Schwarzschild parece la onda dispersada de la espiral tardía, pero sin onda directa. [37]

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 característica de Cauchy CCE, que proporciona una estimación aproximada del flujo en el infinito, sin tener que realizar cálculos 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 M B se calcula a partir de la fórmula de pérdida de masa de Bondi–Sach, , donde f ( U ) es el flujo de ondas gravitacionales en el tiempo retardado U . f es una integral de superficie de la función de noticias en el infinito nulo variada por el ángulo sólido. La energía de Arnowitt–Deser–Misner (ADM), o masa 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 en el tiempo retardado . [38]

Forma

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

En los modelos numéricos, se insertan geodésicas de prueba para ver si se encuentran con un horizonte de sucesos. A medida que dos agujeros negros se aproximan, una forma de "pico de pato" sobresale de cada uno de los dos horizontes de sucesos en dirección al otro. Esta protuberancia se extiende más y más estrecha hasta que se encuentra con la protuberancia del otro agujero negro. En este punto, el horizonte de sucesos tiene una forma de X muy estrecha en el punto de encuentro. Las protuberancias se estiran hasta formar un hilo fino. [39] El punto de encuentro se expande hasta formar una conexión aproximadamente cilíndrica llamada puente . [39]

Las simulaciones realizadas hasta 2011 no habían producido ningún horizonte de sucesos con topología toroidal (en forma de anillo). Algunos investigadores sugirieron que sería posible si, por ejemplo, varios agujeros negros en la misma órbita casi circular se fusionaran. [39]

Retroceso de la fusión de agujeros negros

Un resultado inesperado puede ocurrir con los agujeros negros binarios que se fusionan, en el sentido de que las ondas gravitacionales llevan momento, 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 impulso. [40] Las mayores velocidades de impulso (que se acercan a los 5000 km/s) ocurren para sistemas binarios de agujeros negros de igual masa y magnitud de espín, cuando las direcciones de los espines están orientadas de manera óptima para estar contraalineadas, paralelas al plano orbital o casi alineadas con el momento angular orbital. [41] Esto es suficiente para escapar de las grandes galaxias. Con orientaciones más probables, se produce un efecto menor, tal vez solo unos pocos cientos de kilómetros por segundo. Este tipo de velocidad puede expulsar a los agujeros negros binarios fusionados de los 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 lo tanto, la posibilidad de detectar ondas gravitacionales. En el caso de agujeros negros que no giran, la velocidad máxima de retroceso es de 175 km/s para masas con una relación de cinco a uno. Cuando los espines están alineados en el plano orbital, es posible un retroceso de 5000 km/s con dos agujeros negros idénticos. [42] Los parámetros que pueden ser de interés incluyen el punto en el que se fusionan los agujeros negros, la relación de masas que produce el retroceso máximo y cuánta masa/energía se irradia a través de las ondas gravitacionales. En una colisión frontal, esta fracción se calcula en 0,002, o 0,2%. [43] Uno de los mejores candidatos de los agujeros negros supermasivos que retroceden es CXO J101527.2+625911. [44]

Véase también

Referencias

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