Binární černá díra

Binární černá díra

Binární černá díra ( BBH ) je systém sestávající ze dvou černých děr v těsném oběhu kolem sebe. Stejně jako samotné černé díry se i binární černé díry často dělí na hvězdné binární černé díry, vzniklé buď jako pozůstatky vysokohmotných dvojhvězdných soustav nebo dynamickými procesy a vzájemným zachycením; a binární supermasivní černé díry , o kterých se předpokládá, že jsou výsledkem galaktických sloučení .

Po mnoho let bylo dokazování existence binárních černých děr ztíženo kvůli povaze samotných černých děr a omezeným dostupným prostředkům detekce. V případě, že by se pár černých děr spojil, by se však obrovské množství energie mělo uvolnit jako gravitační vlny s výraznými průběhy , které lze vypočítat pomocí obecné teorie relativity .Proto se během konce 20. a počátku 21. století staly binární černé díry z vědeckého hlediska velmi zajímavé jako potenciální zdroj takových vln a prostředek, kterým bylo možné prokázat existenci gravitačních vln. Binární sloučení černých děr by bylo jedním z nejsilnějších známých zdrojů gravitačních vln ve vesmíru, a nabízí tak dobrou šanci na přímou detekci takových vln . Jak obíhající černé díry vydávají tyto vlny, oběžná dráha se snižuje a oběžná doba se zkracuje. Tato fáze se nazývá binární inspirace černé díry. Černé díry se spojí, jakmile budou dostatečně blízko. Po sloučení se jediná díra usadí do stabilní formy prostřednictvím fáze zvané ringdown, kde se jakékoli zkreslení tvaru rozptýlí jako další gravitační vlny. V posledním zlomku sekundy mohou černé díry dosáhnout extrémně vysoké rychlosti a amplituda gravitační vlny dosáhne svého vrcholu.

Existence binárních černých děr s hvězdnou hmotností (a samotných gravitačních vln) byla nakonec potvrzena, když LIGO detekovalo GW150914 (zjištěno v září 2015, oznámeno v únoru 2016), charakteristickou charakteristiku gravitačních vln dvou spojujících se černých děr s hvězdnou hmotností o hmotnosti přibližně 30 slunečních hmotností . každý, vyskytující se asi 1,3 miliardy světelných let daleko. Ve svých posledních 20 ms spirály dovnitř a slučování uvolnil GW150914 přibližně 3 sluneční hmoty jako gravitační energii, přičemž vrcholil rychlostí 3,6 × 1049 wattů - více než kombinovaný výkon veškerého světla vyzařovaného všemi hvězdami v pozorovatelném vesmíru dohromady. Byli nalezeni kandidáti na supermasivní binární černé díry, ale zatím nebyli kategoricky prokázáni.

Výskyt

V této vizualizaci je binární systém obsahující dvě supermasivní černé díry a jejich akreční disky zpočátku pozorován shora. Asi po 25 sekundách se kamera nakloní blízko orbitální roviny, aby odhalila nejdramatičtější zkreslení způsobená jejich gravitací. Různé barvy akrečních disků usnadňují sledování, kde se světlo z každé černé díry objevuje.

Předpokládá se, že supermasivní dvojhvězdy černých děr vznikají během slučování galaxií . Někteří pravděpodobní kandidáti na binární černé díry jsou galaxie s dvojitými jádry, která jsou stále daleko od sebe. Příkladem aktivního dvojitého jádra je NGC 6240 . [11] Mnohem bližší dvojhvězdy černých děr jsou pravděpodobně v galaxiích s jedním jádrem s dvojitými emisními čarami. Příklady zahrnují SDSS J104807.74+005543.5 a EGSD2 J142033.66 525917.5 . Jiná galaktická jádra mají periodické emise, což naznačuje, že velké objekty obíhají kolem centrální černé díry, například v OJ287 .

Měření zvláštní rychlosti mobilního SMBH v galaxii J0437+2456 naznačují, že je to slibný kandidát na hostování buď zpětného rázu nebo binárního SMBH, nebo probíhajícího slučování galaxií.

Zdá se, že kvasar PG 1302-102 má binární černou díru s oběžnou dobou 1900 dní.

Existence hvězdných binárních černých děr byla prokázána první detekcí sloučení černých děr GW150914 od LIGO .

Problém konečného parsecu

Když se srazí dvě galaxie, je velmi nepravděpodobné, že by supermasivní černé díry v jejich centrech zasáhly čelně, a ve skutečnosti by s největší pravděpodobností střílely kolem sebe po hyperbolických trajektoriích , pokud by je nějaký mechanismus nespojil dohromady. Nejdůležitějším mechanismem je dynamické tření , které přenáší kinetickou energii z černých děr na okolní hmotu. Když černá díra míjí hvězdu, gravitační prak hvězdu zrychluje a černou díru zpomaluje.

To zpomalí černé díry natolik, že vytvoří vázaný binární systém a další dynamické tření ukradne orbitální energii z páru, dokud nebudou oběhnout v několika parsekech od sebe. Tento proces však také vyvrhuje hmotu z orbitální dráhy, a jak se oběžné dráhy zmenšují, objem prostoru, kterým černé díry procházejí, se zmenšuje, až zbývá tak málo hmoty, že by nemohla způsobit splynutí ve věku vesmíru.

Gravitační vlny mohou způsobit významnou ztrátu orbitální energie, ale ne, dokud se separace nezmenší na mnohem menší hodnotu, zhruba 0,01-0,001 parsec.

Zdá se však, že supermasivní černé díry se sloučily a v PKS 1302-102 bylo pozorováno to, co se zdá být párem v tomto středním rozsahu .Otázka, jak se to stane, je "final parsec problem".

Bylo navrženo několik řešení konečného problému s parsecem. Většina z nich zahrnuje mechanismy, které přivedou další hmotu, buď hvězdy nebo plyn, dostatečně blízko k dvojhvězdnému páru, aby extrahovaly energii z dvojhvězdy a způsobily její smrštění. Pokud kolem obíhajícího páru projde dostatek hvězd, jejich gravitační ejekce může sblížit dvě černé díry v astronomicky přijatelném čase.

Jedním z mechanismů, o kterém je známo, že funguje, i když zřídka, je třetí supermasivní černá díra z druhé galaktické srážky. Se třemi černými dírami v těsné blízkosti jsou oběžné dráhy chaotické a umožňují tři další mechanismy ztráty energie:

1. Černé díry obíhají přes podstatně větší objem galaxie, interagují (a ztrácejí energii) s mnohem větším množstvím hmoty,
2. Dráhy se mohou stát vysoce excentrickými , což umožňuje ztrátu energie gravitačním zářením v bodě největšího přiblížení.
3. Dvě z černých děr mohou přenášet energii do třetí, případně ji vysunout.

Životní cyklus

Inspirativní

První fází života binární černé díry je inspirála , postupně se zmenšující orbita. První fáze inspirace trvají velmi dlouho, protože emitované gravitační vlny jsou velmi slabé, když jsou černé díry od sebe vzdálené. Kromě toho, že se oběžná dráha zmenšuje v důsledku emise gravitačních vln, může dojít ke ztrátě extra úhlové hybnosti v důsledku interakcí s jinou přítomnou hmotou, jako jsou jiné hvězdy.

Jak se oběžná dráha černých děr zmenšuje, rychlost se zvyšuje a emise gravitačních vln se zvyšují. Když jsou černé díry blízko, gravitační vlny způsobí, že se oběžná dráha rychle zmenšuje.

Poslední stabilní oběžná dráha nebo nejvnitřnější stabilní kruhová dráha (ISCO) je nejvnitřnější úplná dráha před přechodem z inspirální do sloučení .

Sloučení

Poté následuje klesající orbita, na které se obě černé díry setkají a následuje sloučení. V této době vrcholí emise gravitačních vln.

vyzvánění

Ihned po sloučení "zazvoní" nyní jediná černá díra. Toto zvonění je tlumeno v další fázi, nazývané ringdown , emisí gravitačních vln. Fáze prstence začíná, když se černé díry přiblíží k sobě ve fotonové sféře . V této oblasti většina emitovaných gravitačních vln směřuje k horizontu událostí a amplituda těch unikajících se snižuje. Dálkově detekované gravitační vlny rychle snižují oscilaci, protože ozvěny slučování jsou výsledkem stále těsnějších spirál kolem výsledné černé díry.

Pozorování

První pozorování slučování hvězdných hmotných binárních černých děr, GW150914 , bylo provedeno detektorem LIGO .Jak bylo pozorováno ze Země, pár černých děr s odhadovanou hmotností přibližně 36 a 29krát větší než Slunce se do sebe stočil a spojil se, aby vytvořil černou díru o hmotnosti 62 (přibližně) dne 14. září 2015 v 09:50 UTC. Tři sluneční hmoty byly přeměněny na gravitační záření v posledním zlomku sekundy, se špičkovým výkonem 3,6×10 56 ergů/s (200 slunečních hmot za sekundu), Což je 50násobek celkového výstupního výkonu všechny hvězdy v pozorovatelném vesmíru. K fúzi došlo440+160
−180 megaparseků ze Země před 600 miliony až 1,8 miliardami let. Pozorovaný signál je v souladu s předpověďmi numerické relativity.

Dynamické modelování

Některé zjednodušené algebraické modely lze použít pro případ, kdy jsou černé díry daleko od sebe, během fáze inspirace a také pro řešení konečného ringdownu .

Pro inspirálu lze použít post-newtonské aproximace. Ty aproximují obecné rovnice pole relativity přidáním dalších členů k rovnicím v Newtonově gravitaci. Příkazy použité v těchto výpočtech mohou být označeny jako 2PN (druhý řád po Newtonovi) 2,5PN nebo 3PN (po Newtonovi třetího řádu). Effective-one-body (EOB) řeší dynamiku binárního systému černých děr transformací rovnic na rovnice jednoho objektu. To je užitečné zejména tam, kde jsou hmotnostní poměry velké, jako je sloučení hvězdné hmoty černé díry s galaktickým jádrem černé díry , ale lze ji také použít pro systémy stejné hmotnosti.

Pro ringdown lze použít poruchovou teorii černých děr. Poslední Kerrova černá díra je zkreslená a lze vypočítat spektrum frekvencí, které produkuje.

Řešení pro celý vývoj, včetně sloučení, vyžaduje vyřešení úplných rovnic obecné teorie relativity. To lze provést v numerických simulacích relativity . Numerická relativita modeluje časoprostor a simuluje jeho změnu v čase. Při těchto výpočtech je důležité mít v blízkosti černých děr dostatek jemných detailů a přitom mít dostatečný objem pro určení gravitačního záření, které se šíří do nekonečna. Aby to mělo málo bodů, které by bylo možné vypočítat v rozumném čase, lze použít speciální souřadnicové systémy, jako jsou souřadnice Boyer-Lindquist nebo souřadnice rybího oka.

Techniky numerické relativity se od počátečních pokusů v 60. a 70. letech neustále zlepšovaly. Dlouhodobé simulace obíhajících černých děr však nebyly možné, dokud tři skupiny nezávisle nevyvinuly převratné nové metody pro modelování inspirace, sloučení a prstence binárních černých děr v roce 2005.

V úplných výpočtech celé fúze lze použít několik z výše uvedených metod společně. Poté je důležité přizpůsobit různé části modelu, které byly zpracovány pomocí různých algoritmů. Projekt Lazarus propojil části na vesmírné hyperpovrchové ploše v době sloučení.

Výsledky výpočtů mohou zahrnovat vazebnou energii. Na stabilní oběžné dráze je vazebná energie lokálním minimem vzhledem k odchylce parametru. Na nejvnitřnější stabilní kruhové dráze se lokální minimum stává inflexním bodem.

Vytvořený gravitační průběh je důležitý pro předpověď a potvrzení pozorování. Když inspirace dosáhne silné zóny gravitačního pole, vlny se v této zóně rozptýlí a vytvoří to, co se nazývá post Newtonův ohon (PN tail).

Ve fázi prstence Kerrovy černé díry vytváří tažení snímku gravitační vlnu s frekvencí horizontu. Naproti tomu Schwarzschildův prstenec černých děr vypadá jako rozptýlená vlna z pozdní inspirace, ale bez přímé vlny.

Sílu reakce záření lze vypočítat Padého resumací toku gravitačních vln. Technikou pro stanovení záření je Cauchyova charakteristická extrakční technika CCE, která poskytuje blízký odhad toku v nekonečnu, aniž by bylo nutné počítat na větší a větší konečné vzdálenosti.

Konečná hmotnost výsledné černé díry závisí na definici hmotnosti v obecné relativitě . Bondiho hmotnost MB se vypočítá z Bondi- Sachova vzorce pro ztrátu hmotnosti.. S f(U) je tok gravitační vlny ve zpožděném čase U. f je povrchový integrál funkce News v nulovém nekonečnu měněný prostorovým úhlem. Energie Arnowitt-Deser-Misner (ADM) nebo hmotnost ADM je hmotnost měřená v nekonečné vzdálenosti a zahrnuje veškeré emitované gravitační záření..

Moment hybnosti se také ztrácí v gravitačním záření. To je primárně v ose z počáteční oběžné dráhy. Vypočítá se integrací součinu multipolárního metrického průběhu s doplňkem zpravodajské funkce za zpožděný čas.

Tvar

Jedním z problémů, které je třeba vyřešit, je tvar nebo topologie horizontu událostí během sloučení černých děr.

V numerických modelech jsou vloženy zkušební geodetiky, aby se zjistilo, zda narazí na horizont událostí. Když se dvě černé díry k sobě přibližují, z každého ze dvou horizontů událostí směrem k druhému vyčnívá tvar "kachního zobáka". Tento výčnělek se prodlužuje a zužuje, dokud nenarazí na výběžek z druhé černé díry. V tomto okamžiku má horizont událostí velmi úzký tvar X v bodě setkání. Výstupky jsou vytaženy do tenké nitě. Místo setkání se rozšiřuje na zhruba válcové spojení zvané most .

Simulace od roku 2011 nevytvářely žádné horizonty událostí s toroidní topologií (prstencového tvaru). Někteří výzkumníci navrhli, že by to bylo možné, kdyby se například několik černých děr na stejné téměř kruhové dráze spojilo.

Sloučení černých děr zpětný ráz

Nečekaný výsledek může nastat u binárních černých děr, které se spojí, v tom, že gravitační vlny nesou hybnost a spojující se pár černých děr se zrychluje, což zdánlivě porušuje třetí Newtonův zákon . Těžiště může přidat více než 1000 km/s rychlosti kopání. Největší rychlosti kopání (přibližující se k 5000 km/s) nastávají u dvojhvězd s černou dírou o stejné hmotnosti a velikosti rotace, kdy jsou směry rotací optimálně orientovány tak, aby byly protilehlé, rovnoběžné s orbitální rovinou nebo téměř v souladu s orbitálním momentem hybnosti. To stačí k úniku z velkých galaxií. S pravděpodobnějšími orientacemi dochází k menšímu efektu, možná jen několik set kilometrů za sekundu. Tento druh rychlosti vymrští slučující se binární černé díry z kulových hvězdokup, čímž zabrání vzniku masivních černých děr v jádrech kulových hvězdokup. To zase snižuje šance na následné sloučení, a tím i šanci na detekci gravitačních vln. U nerotujících černých děr dochází k maximální rychlosti zpětného rázu 175 km/s pro hmotnosti v poměru pět ku jedné. Když jsou rotace zarovnány v orbitální rovině, je u dvou identických černých děr možný zpětný ráz 5000 km/s. Parametry, které mohou být zajímavé, zahrnují bod, ve kterém se černé díry spojují, hmotnostní poměr, který vytváří maximální kop, a kolik hmoty/energie je vyzařováno gravitačními vlnami. Při čelní srážce se tento podíl vypočítá jako 0,002 nebo 0,2 %. Jedním z nejlepších kandidátů zpětných supermasivních černých děr je CXO J101527.2+625911.

Halo pohon pro cestování vesmírem

Byla vyslovena hypotéza, že binární černé díry by mohly přenášet energii a hybnost do kosmické lodi pomocí " halo pohonu ", využívajícího holografický odraz vytvořený sadou nulových geodetických systémů, které se zacyklí za a poté kolem jedné z černých děr, než se vrátí do kosmické lodi. Odraz procházející těmito nulovými geodetiky by vytvořil jeden konec laserové dutiny, se zrcadlem na kosmické lodi tvořící druhý konec laserové dutiny. Dokonce i kosmická loď velikosti planety by tak zrychlila na rychlosti přesahující relativní rychlost blížící se černé díry. Pokud je to pravda, síť těchto binárních černých děr by mohla umožnit cestování napříč galaxií.