Binärt svart hål - Binary black hole

Från Wikipedia, den fria encyklopedin
Datorsimulering av det svarta hålets binära system GW150914 sett av en närliggande observatör, under dess sista inspirations-, sammanslagnings- och ringdown. Stjärnfältet bakom de svarta hålen förvrängs kraftigt och verkar rotera och röra sig på grund av extrem gravitationslinsering , eftersom själva rymdtiden förvrängs och dras runt av de roterande svarta hålen.

Ett binärt svart hål ( BBH ) är ett system som består av två svarta hål i nära omlopp runt varandra. Precis som själva svarta hål delas binära svarta hål ofta upp i stjärnformiga binära svarta hål, bildade antingen som rester av högmassa binära stjärnsystem eller genom dynamiska processer och ömsesidig fångst; och binära supermassiva svarta hål , som antas vara ett resultat av galaktiska fusioner .

Under många år var det svårt att bevisa förekomsten av binära svarta hål på grund av själva svarta hålens natur och de begränsade möjligheterna till upptäckt. Men om ett par svarta hål skulle gå samman skulle en enorm mängd energi avges som gravitationsvågor , med distinkta vågformer som kan beräknas med allmän relativitet . Därför, under slutet av 1900 -talet och början av 2000 -talet, blev binära svarta hål vetenskapligt av stort intresse som en potentiell källa till sådana vågor, och ett sätt på vilket gravitationsvågor kunde bevisas existera. Binära svarta hålsmältningar skulle vara en av de starkaste källorna till gravitationsvågor i universum och därmed erbjuda en god chans att direkt upptäcka sådana vågor . När de svarta hålen i omlopp avger dessa vågor, förfaller banan och orbitalperioden minskar. Denna etapp kallas binärt svart hål inspirerande. De svarta hålen kommer att smälta ihop när de är tillräckligt nära. När det är sammanfogat, sätter sig det enda hålet ner till en stabil form, via ett stadium som kallas ringdown, där eventuell förvrängning i formen försvinner som fler gravitationella vågor. Under den sista bråkdelen av en sekund kan de svarta hålen nå extremt hög hastighet och gravitationsvågamplituden når sin topp.

Förekomsten av stjärnmassa binära svarta hål (och gravitationella vågor själva) bekräftades slutligen när LIGO upptäckte GW150914 (upptäckt september 2015, tillkännagav februari 2016), en distinkt gravitationsvågsignatur för två sammanslagna svarta hål med stjärnmassa med cirka 30 solmassor varje, som förekommer cirka 1,3 miljarder ljusår bort. Under sina sista 20 ms spiraliserande inåt och sammanslagning släppte GW150914 runt 3 solmassor som gravitationsenergi, med en topp på 3,6 × 10 49 watt - mer än den kombinerade effekten av allt ljus som utstrålas av alla stjärnor i det observerbara universum sätter tillsammans. Supermassiva binära svarta hålskandidater har hittats, men ännu inte kategoriskt bevisat.

Förekomst

I denna visualisering ses initialt ett binärt system som innehåller två supermassiva svarta hål och deras ackretionsskivor ovanifrån. Efter cirka 25 sekunder tippar kameran nära orbitalplanet för att avslöja de mest dramatiska snedvridningar som produceras av deras gravitation. De olika färgerna på ackretionsskivorna gör det lättare att spåra var ljuset från varje svart hål dyker upp.

Supermassiva svart-hål-binärer tros bildas under galaxfusioner . Några troliga kandidater för binära svarta hål är galaxer med dubbla kärnor fortfarande långt ifrån varandra. Ett exempel på dubbelkärnan är NGC 6240 . Mycket närmare svart-håls binärer är sannolikt i enstaka kärngalaxer med dubbla utsläppslinjer. Exempel inkluderar SDSS J104807.74+005543.5 och EGSD2 J142033.66 525917.5 . Andra galaktiska kärnor har periodiska utsläpp som tyder på att stora föremål kretsar kring ett centralt svart hål, till exempel i OJ287 .

Mätningar av den speciella hastigheten för den mobila SMBH i galaxen J0437+2456 indikerar att den är en lovande kandidat för att vara värd för antingen en rekylande eller binär SMBH eller en pågående galaxfusion.

Kvasaren PG 1302-102 verkar ha en binär svart hål med en omloppstid på 1900 dagar.

Stjärnmassa med binära svarta hål har visats existera genom den första upptäckten av en fusionshändelse GW150914 av LIGO .

Sista parsec -problemet

När två galaxer kolliderar är det mycket osannolikt att de supermassiva svarta hålen i deras centrum kommer att träffa varandra direkt och skulle i själva verket med största sannolikhet skjuta förbi varandra på hyperboliska banor om någon mekanism inte sammanför dem. Den viktigaste mekanismen är dynamisk friktion , som överför kinetisk energi från de svarta hålen till närliggande materia. När ett svart hål passerar en stjärna accelererar gravitationsslingan stjärnan medan det svarta hålet saktar ner.

Detta saktar ner de svarta hålen så att de bildar ett bundet, binärt system, och ytterligare dynamisk friktion stjäl orbitalenergi från paret tills de kretsar inom några parsek från varandra. Men den här processen matar också ut material från banan, och när banorna krymper minskar utrymmet som de svarta hålen passerar genom tills det finns så lite materia kvar att det inte kan orsaka fusion inom universums ålder.

Gravitationsvågor kan orsaka betydande förlust av orbital energi, men inte förrän separationen krymper till ett mycket mindre värde, ungefär 0,01–0,001 parsek.

Icke desto mindre tycks supermassiva svarta hål ha gått samman, och det som verkar vara ett par i detta mellanliggande område har observerats i PKS 1302-102 . Frågan om hur detta händer är det "sista parsec -problemet".

Ett antal lösningar på det slutliga parsec -problemet har föreslagits. De flesta involverar mekanismer för att få ytterligare materia, antingen stjärnor eller gas, tillräckligt nära det binära paret för att extrahera energi från det binära och få det att krympa. Om tillräckligt många stjärnor passerar i närheten av det kretsande paret kan deras gravitationsutstötning föra samman de två svarta hålen på en astronomiskt trolig tid.

En mekanism som är känd för att fungera, men sällan, är ett tredje supermassivt svart hål från en andra galaktisk kollision. Med tre svarta hål i närheten är banorna kaotiska och tillåter ytterligare tre energiförlustmekanismer:

  1. De svarta hålen kretsar genom en väsentligt större volym av galaxen, interagerar med (och tappar energi till) en mycket större mängd materia,
  2. Omloppsbanorna kan bli mycket excentriska , vilket möjliggör energiförlust genom gravitationsstrålning vid närmaste håll, och
  3. Två av de svarta hålen kan överföra energi till det tredje, eventuellt mata ut det.

Livscykel

Inspirerande

Den första etappen i livet för ett binärt svart hål är inspirationen , en gradvis krympande bana. De första stadierna i inspirationen tar mycket lång tid, eftersom gravitationsvågorna som släpps ut är mycket svaga när de svarta hålen är avlägsna från varandra. Förutom att banan krymper på grund av utsläpp av gravitationella vågor kan extra vinkelmoment förloras på grund av interaktioner med andra närvarande ämnen, till exempel andra stjärnor.

När de svarta hålens bana krymper, ökar hastigheten och gravitationell vågutsläpp ökar. När de svarta hålen är nära orsakar gravitationsvågorna att banan krymper snabbt.

Den sista stabila omloppsbanan eller den innersta stabila cirkulära omloppsbana (ISCO) är den innersta hela banan innan övergången från inspiral till sammanslagning .

Fusion

Detta följs av en störtande bana där de två svarta hålen möts, följt av sammanslagningen. Gravitationsvågemissioner toppar vid denna tidpunkt.

Ringdown

Omedelbart efter sammanslagningen kommer det nu enda svarta hålet att "ringa". Denna ringning dämpas i nästa steg, kallad ringdown , av utsläpp av gravitationella vågor. Ringningsfasen startar när de svarta hålen närmar sig varandra inom fotonfären . I denna region går de flesta av de utsända gravitationsvågorna mot händelsehorisonten, och amplituden hos dem som flyr minskar. Fjärrdetekterade gravitationella vågor har en snabbt reducerande oscillation, eftersom ekon av fusionshändelsen är resultatet av tätare och tätare spiraler runt det resulterande svarta hålet.

Observation

Den första observationen av sammansmältningen av binära svarta hål med stjärnmassa , GW150914 , utfördes av LIGO -detektorn. Som observerats från jorden snurrade ett par svarta hål med uppskattade massor runt 36 och 29 gånger solens till varandra och slogs samman för att bilda ett 62 solmassahål (ungefärligt) den 14 september 2015, klockan 09:50 UTC. Tre solmassor konverterades till gravitationell strålning under den sista bråkdelen av en sekund, med en toppeffekt 3,6 × 10 56  ergs/sekund (200 solmassor per sekund), vilket är 50 gånger den totala uteffekten för alla stjärnorna i den observerbara universum. Sammanslagningen skedde440+160
−180
megaparsek från jorden, mellan 600 miljoner och 1,8 miljarder år sedan. Den observerade signalen överensstämmer med förutsägelserna för numerisk relativitet.

Dynamisk modellering

Några förenklade algebraiska modeller kan användas för fall där de svarta hålen är långt ifrån varandra, under inspirationsstadiet , och även för att lösa för den sista ringningen .

Post-newtonska approximationer kan användas för det inspirerande. Dessa approximerar de allmänna relativitetsfältekvationerna och lägger till extra termer till ekvationer i Newtonsk gravitation. Beställningar som används i dessa beräkningar kan kallas 2PN (andra ordningen efter Newtonian) 2,5PN eller 3PN (tredje ordningen efter Newtonian). Effektiv-en-kropp (EOB) löser dynamiken i det binära svarta hålsystemet genom att omvandla ekvationerna till de för ett enda objekt. Detta är särskilt användbart när massförhållandena är stora, till exempel att ett svart hål i en stjärnmassa smälter samman med ett svart hål i ett galaktiskt kärna , men kan också användas för system med lika massa.

För ringdown kan teori om svarta hål användas. Det sista Kerr -svarta hålet är förvrängt och frekvensspektrumet som det producerar kan beräknas.

Att lösa hela utvecklingen, inklusive fusion, kräver att man löser hela ekvationerna för allmän relativitet. Detta kan göras i numeriska relativitetssimuleringar . Numerisk relativitet modellerar rum-tid och simulerar dess förändring över tid. I dessa beräkningar är det viktigt att ha tillräckligt med fina detaljer nära de svarta hålen, och ändå ha tillräckligt med volym för att bestämma gravitationstrålningen som sprider sig till oändligheten. För att få detta tillräckligt få poäng för att kunna beräknas inom rimlig tid kan speciella koordinatsystem användas som Boyer-Lindquist-koordinater eller fish-eye-koordinater.

Numerisk relativitetsteknik förbättrades stadigt från de första försöken på 1960- och 1970 -talen. Långsiktiga simuleringar av svarta hål i omloppsbana var emellertid inte möjliga förrän tre grupper oberoende utvecklade banbrytande nya metoder för att modellera inspirerande, sammanslagning och ringdown av binära svarta hål 2005.

I de fullständiga beräkningarna av en hel sammanslagning kan flera av ovanstående metoder användas tillsammans. Det är då viktigt att passa de olika delarna av modellen som togs fram med hjälp av olika algoritmer. Lazarus -projektet kopplade delarna på en rymdliknande överyta vid sammanslagningen.

Resultat från beräkningarna kan inkludera bindningsenergin. I en stabil bana är bindningsenergin ett lokalt minimum i förhållande till parameterstörning. Vid den innersta stabila cirkelbanan blir det lokala minimumet en böjningspunkt.

Gravitationsvågformen som produceras är viktig för observationsprognos och bekräftelse. När inspiralling når den starka zonen i gravitationsfältet sprider sig vågorna inom zonen och producerar det som kallas post Newtonian tail (PN tail).

I ringningsfasen av ett Kerr-svart hål producerar bilddragning en gravitationsvåg med horisontfrekvensen. Däremot ser Schwarzschild black-hole ringdown ut som den utspridda vågen från den sena inspirationen, men utan direkt våg.

Strålningsreaktionskraften kan beräknas genom Padé -återupptagning av gravitationsvågflödet. En teknik för att fastställa strålningen är Cauchys karakteristiska extraktionsteknik CCE som ger en nära uppskattning av flödet vid oändlighet, utan att behöva beräkna på större och större ändliga avstånd.

Den slutliga massan av det resulterande svarta hålet beror på definitionen av massa i allmän relativitet . Den Bondi massan M B beräknas från Bondi-Sach massförlust formel. . Med f (U) är gravitationsvågflödet vid fördröjd tid U. f en ytintegral av nyhetsfunktionen vid noll oändlighet varierad med fast vinkel. Arnowitt-Deser-Misner (ADM) energi eller ADM-massa är massan mätt på oändligt avstånd och inkluderar all gravitationell strålning som avges. .

Vinkelmoment går också förlorad i gravitationsstrålningen. Detta är främst i z -axeln i den ursprungliga banan. Det beräknas genom att integrera produkten av den multipolära metriska vågformen med nyhetsfunktionskomplementet över fördröjd tid .

Form

Ett av problemen att lösa är händelsehorisontens form eller topologi under en sammanslagning av svart hål.

I numeriska modeller infogas testgeodesik för att se om de stöter på en händelsehorisont. När två svarta hål närmar sig varandra sticker en "ankfågel" -form ut från var och en av de två händelsehorisonterna mot den andra. Detta utskott sträcker sig längre och smalare tills det möter utskottet från det andra svarta hålet. Vid denna tidpunkt har händelsehorisonten en mycket smal X-form vid mötesplatsen. Utskotten dras ut i en tunn tråd. Mötesplatsen expanderar till en ungefär cylindrisk anslutning som kallas en bro .

Simuleringar från och med 2011 hade inte gett några händelsehorisonter med toroidal topologi (ringformad). Vissa forskare föreslog att det skulle vara möjligt om till exempel flera svarta hål i samma nästan cirkulära bana förenas.

Svart håls sammanslagningsrekyl

Ett oväntat resultat kan uppstå med binära svarta hål som smälter samman, i och med att gravitationella vågor bär fart och det sammanslagna paret med svart hål accelererar till synes att bryta mot Newtons tredje lag . Tyngdpunkten kan lägga till över 1000 km/s kickhastighet. De största sparkhastigheterna (närmar sig 5000 km/s) uppstår för svart-håls binärer med lika massa och lika stor spin, när rotationsriktningarna är optimalt orienterade för att vara motjusterade, parallella med orbitalplanet eller nästan i linje med orbital vinkelmoment. Detta är tillräckligt för att fly stora galaxer. Med mer troliga orienteringar sker en mindre effekt, kanske bara några hundra kilometer per sekund. Denna typ av hastighet kommer att mata ut sammanslagna binära svarta hål från klotformiga kluster, vilket förhindrar att det bildas massiva svarta hål i klotkärnor. I sin tur minskar detta chanserna för efterföljande fusioner, och därmed chansen att upptäcka gravitationella vågor. För icke -snurrande svarta hål uppstår en maximal rekylhastighet på 175 km/s för massor i förhållandet fem till en. När snurr är inriktade i orbitalplanet är en rekyl på 5000 km/s möjlig med två identiska svarta hål. Parametrar som kan vara av intresse inkluderar den punkt där de svarta hålen smälter samman, massförhållandet som ger maximal spark och hur mycket massa/energi som utstrålas via gravitationella vågor. Vid en frontalkollision beräknas denna fraktion till 0,002 eller 0,2%. En av de bästa kandidaterna för de återkallade supermassiva svarta hålen är CXO J101527.2+625911.

Halo -enhet för rymdresor

Det har antagits att binära svarta hål skulle kunna överföra energi och momentum till ett rymdfarkoster med hjälp av en " halodrift ", genom att utnyttja den holografiska reflektionen som skapats av en uppsättning nollgeodesik som slingrar bakom och sedan runt ett av de svarta hålen innan de återvänder till rymdfarkosten. Reflektionen som passerar genom dessa nollgeodesika skulle bilda ena änden av en laserkavitet, med en spegel på rymdfarkosten som bildar den andra änden av laserkaviteten. Även en rymdfarkost i planetstorlek skulle därmed accelerera till hastigheter som överstiger det närmande svarta hålets relativa hastighet. Om det är sant kan ett nätverk av dessa binära svarta hål tillåta resor över galaxen.

Se även

Referenser

externa länkar