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agujero negro binario

Simulación por computadora del sistema binario de agujeros negros GW150914 como si fuera visto por un observador cercano durante su espiral final , fusión y decaimiento. El camp...

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Simulación por computadora del sistema binario de agujeros negros GW150914 como si fuera visto por un observador cercano durante su espiral final , fusión y decaimiento. El campo estelar detrás de los agujeros negros se distorsiona fuertemente y parece rotar y moverse, debido a una lente gravitacional extrema , ya que el espacio-tiempo mismo se distorsiona y se desplaza por la rotación de los agujeros negros. [ 1 ]

Un agujero negro binario ( BBH , por sus siglas en inglés), o sistema binario de agujeros negros , es un objeto astronómico que consiste en dos agujeros negros que orbitan muy cerca uno del otro. Al igual que los propios agujeros negros, los sistemas binarios de agujeros negros se clasifican como de masa estelar —que involucran remanentes de sistemas estelares binarios de alta masa o se forman por procesos dinámicos y captura mutua— o supermasivos , sistemas de agujeros negros que se cree que surgen de fusiones galácticas .

La existencia de agujeros negros binarios de masa estelar fue confirmada directamente por la observación de ondas gravitacionales en septiembre de 2015. Se han propuesto candidatos a agujeros negros binarios supermasivos basándose en evidencia indirecta, pero aún esperan confirmación observacional. [ 2 ]

Historia

Durante muchos años, demostrar la existencia de agujeros negros fue un desafío porque, por definición, no permiten que escape luz visible ni otra radiación electromagnética y, por lo tanto, no se emita para su detección remota. Sin embargo, se sabía desde Einstein que si un par de agujeros negros se fusionaran, se emitiría una inmensa cantidad de energía en forma de radiación de ondas gravitacionales , con formas de onda distintivas que podrían calcularse utilizando la relatividad general . [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] En consecuencia, durante finales del siglo XX y principios del XXI, los agujeros negros binarios se convirtieron en un gran interés científico como fuente potencial de ondas gravitacionales, más allá de simplemente demostrar la existencia de dichas ondas.

La fusión de agujeros negros binarios sería una de las fuentes más potentes conocidas de ondas gravitacionales en el universo, y por lo tanto ofrece una buena oportunidad para detectarlas directamente . A medida que los agujeros negros en órbita emiten estas ondas, la órbita se desintegra y el período orbital disminuye. Esta larga etapa de espiralización persiste hasta que los agujeros negros finalmente se fusionan cuando están lo suficientemente cerca. En la última fracción de segundo, los agujeros negros pueden alcanzar velocidades extremadamente altas, y la amplitud de la onda gravitacional alcanza su máximo. Una vez fusionados, el agujero único se estabiliza en una forma estable, una etapa llamada decaimiento , donde las distorsiones asféricas en su forma se disipan como radiación adicional de ondas gravitacionales. [ 6 ]

La existencia de agujeros negros binarios de masa estelar (y de las propias ondas gravitacionales) se confirmó finalmente cuando el Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferometría Láser (LIGO) detectó GW150914 (detectado en septiembre de 2015, anunciado en febrero de 2016), una firma de ondas gravitacionales distintiva de la fusión de dos agujeros negros de masa estelar de aproximadamente 30 masas solares cada uno, 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 pico a una tasa de 3,6 × 1049 W —más que la potencia combinada de toda la luz irradiada por todas las estrellas del universo observable juntas. [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ] 

Aparición

Se ha demostrado la existencia de agujeros negros binarios de masa estelar, gracias a la primera detección de un evento de fusión de agujeros negros, GW150914, por parte de LIGO. [ 10 ]

En esta visualización, un sistema binario que contiene dos agujeros negros supermasivos y sus discos de acreción se observa inicialmente desde arriba. Después de unos 25 segundos, la cámara se acerca al plano orbital para revelar los efectos de lente producidos por su inmensa gravedad. Los diferentes colores asignados a los discos de acreción facilitan la visualización de las complejas distorsiones ópticas que vería un observador externo. [ 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 aún muy separados. Un ejemplo de núcleo doble activo es NGC 6240. [ 12 ] Es probable que existan sistemas binarios de agujeros negros mucho más cercanos en galaxias de un solo núcleo con líneas de emisión dobles. Ejemplos de ello son SDSS J104807.74+005543.5 [ 13 ] y EGSD2 J142033.66 525917.5. [ 14 ] Otros núcleos galácticos tienen emisiones periódicas que sugieren la presencia de objetos grandes orbitando un agujero negro central, por ejemplo, OJ287 [ 15 ] un probable sistema binario supermasivo con un período orbital de 12 años. [ 16 ]

Las mediciones de la velocidad peculiar del agujero negro supermasivo móvil en la galaxia J0437+2456 indican que es un candidato prometedor para albergar un agujero negro supermasivo en retroceso o binario, o una fusión de galaxias en curso. [ 17 ]

El cuásar PKS 1302-102 parece tener un agujero negro binario con un período orbital de 1900  días. [ 18 ]

Problema final de pársec

Cuando dos galaxias colisionan, es muy improbable que los agujeros negros supermasivos en sus centros choquen de frente; lo más probable es que se desvíen en 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 ralentiza los agujeros negros lo suficiente como para que formen un sistema binario ligado , y la fricción dinámica adicional les roba energía orbital hasta que orbitan a pocos pársecs de distancia. Sin embargo, este proceso también expulsa materia de la trayectoria orbital, y a medida que las órbitas se contraen, el volumen de espacio que atraviesan 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 causar 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  pársecs.

No obstante, parece que los agujeros negros supermasivos se han fusionado, y en PKS 1302-102 se ha observado lo que parece ser un par en este rango intermedio . [ 19 ] [ 20 ] La cuestión de cómo ocurre esto es el "problema del último pársec". [ 21 ]

Se han propuesto varias soluciones al problema del último pársec. La mayoría implican mecanismos para acercar materia adicional, ya sean estrellas o gas, lo suficiente al par binario para extraer energía de este y provocar su contracción. Si suficientes estrellas pasan cerca del par en órbita, su eyección gravitacional puede unir los dos agujeros negros en un tiempo astronómicamente plausible. [ 22 ] Otra posibilidad es la acreción circumbinaria. También se está considerando la materia oscura , aunque parece que se requiere materia oscura con autointeracción para evitar el mismo problema de que toda sea expulsada antes de que ocurra la fusión. [ 23 ] [ 24 ]

Un mecanismo que se sabe que funciona, aunque con poca frecuencia, es un tercer agujero negro supermasivo proveniente de una segunda colisión galáctica. [ 25 ] Si bien es posible que uno de los tres sea expulsado, sus grandes masas hacen más probable que uno no sea expulsado, sino que los tres tengan interacciones repetidas. Las órbitas caóticas resultantes permiten dos mecanismos adicionales de pérdida de energía: [ 26 ]

  1. Los agujeros negros orbitan a través de un volumen sustancialmente mayor de la galaxia, interactuando con (y perdiendo energía hacia) una cantidad mucho mayor de materia, y
  2. Las órbitas pueden volverse muy excéntricas , lo que permite la pérdida de energía por radiación gravitacional en el punto de máxima aproximación.

Ciclo vital

En espiral

La primera etapa en la vida de un sistema binario de agujeros negros es la espiral , una órbita que se contrae gradualmente. Las primeras etapas de la espiral son muy prolongadas, ya que las ondas gravitacionales emitidas son muy débiles cuando los agujeros negros están alejados entre sí. Además de la contracción de la órbita debido a la emisión de ondas gravitacionales, se puede perder 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, la velocidad aumenta y la emisión de ondas gravitacionales también aumenta. Cuando los agujeros negros están cerca, las ondas gravitacionales provocan que la órbita se contraiga rápidamente. [ 27 ]

La última órbita estable u órbita circular estable más interna (ISCO) es la órbita completa más interna antes de la transición de la espiral a la fusión . [ 28 ]

Fusión

A esto le sigue una órbita en caída libre, en la que los dos agujeros negros se encuentran, seguida de la fusión. La emisión de ondas gravitacionales alcanza su máximo en este momento. [ 28 ]

Ringdown

Inmediatamente después de la fusión, el agujero negro recién formado se encuentra altamente distorsionado e inestable. Experimenta un proceso de relajación denominado decaimiento, durante el cual el agujero negro "resuena" y emite ondas gravitacionales. Estas oscilaciones son similares al sonido desvanecido de una campana y se describen como oscilaciones amortiguadas o modos cuasinormales . [ 29 ] Durante el decaimiento, la amplitud de las ondas gravitacionales disminuye rápidamente, lo que corresponde a que el agujero negro se vuelve cada vez más estable y simétrico. Esta parte de la señal es esencial para confirmar que el objeto final es un agujero negro de Kerr, como predice la relatividad general.

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 alrededor de 36 y 29 veces la del Sol giraron uno hacia 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 gravitacional en la última fracción de segundo, con una potencia máxima de 3,6 × 10 49  W (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 las simulaciones de relatividad numérica . [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]

Modelado dinámico

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

Las aproximaciones post-newtonianas pueden utilizarse 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 cuerpo efectivo (EOB) resuelve la dinámica del sistema binario de agujeros negros transformando las ecuaciones a las de un solo objeto. Esto resulta especialmente útil cuando las relaciones de masa son grandes, como en el caso de un agujero negro de masa estelar que se fusiona con un agujero negro del núcleo galáctico , pero también puede utilizarse para sistemas de masas iguales.

Para el decaimiento, se puede utilizar la teoría de perturbación de agujeros negros . El agujero negro de Kerr final se distorsiona y se puede calcular el espectro de frecuencias que produce.

La descripción de toda la evolución, incluyendo la fusión, requiere resolver las ecuaciones completas de la relatividad general. Esto se puede lograr mediante simulaciones de relatividad numérica . La relatividad numérica modela el espacio-tiempo y simula su variación a lo largo del tiempo. En estos cálculos, es importante contar con suficiente detalle en las proximidades de los agujeros negros, y a la vez, con un volumen suficiente para determinar la radiación gravitacional que se propaga hasta el infinito. Para reducir el número de puntos y 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 ojo de pez.

Las técnicas de relatividad numérica mejoraron constantemente desde los intentos iniciales en las décadas de 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 revolucionarios para modelar la espiral, la fusión y el decaimiento de agujeros negros binarios [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] en 2005.

En los cálculos completos de una fusión, se pueden utilizar varios de los métodos mencionados anteriormente de forma conjunta. Es importante entonces ajustar las diferentes partes del modelo que se elaboraron utilizando distintos algoritmos. El Proyecto Lazarus conectó las partes en una hipersuperficie de tipo espacial 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 con respecto a la perturbación de 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 observaciones. Cuando la espiral alcanza la zona fuerte del campo gravitacional, las ondas se dispersan dentro de la zona produciendo lo que se denomina cola postnewtoniana (cola PN). [ 37 ]

En la fase de amortiguación de un agujero negro de Kerr, el arrastre de marcos produce una onda gravitacional con la frecuencia del horizonte. En contraste, la amortiguación de un agujero negro de Schwarzschild se asemeja a la onda dispersa de la fase de espiral tardía, pero sin onda directa. [ 37 ]

La fuerza de reacción de la radiación se puede calcular mediante la resuma de Padé del flujo de ondas gravitacionales. Una técnica para determinar la radiación es la técnica de extracción de características de Cauchy (CCE), que proporciona una estimación precisa del flujo en el infinito, sin necesidad de 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,dMETROBdU=−F(U){\textstyle {\frac {dM_{B}}{dU}}=-f(U)}donde f ( U ) es el flujo de ondas gravitacionales en el tiempo retardado U. f es una integral de superficie de la función de News en el infinito nulo , variada por el ángulo sólido. La energía de Arnowitt-Deser-Misner (ADM), o masa ADM , es la masa medida a distancia infinita e incluye toda la radiación gravitacional emitida:METROADM=METROB(U)+∫−∞UF(V)dV{\textstyle M_{\text{ADM}}=M_{\text{B}}(U)+\int _{-\infty }^{U}F(V)\,dV}.

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 News sobre el tiempo retardado . [ 38 ]

Forma

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

En los modelos numéricos, se insertan geodésicas de prueba para comprobar si encuentran un horizonte de sucesos. A medida que dos agujeros negros se aproximan, una forma de "pico de pato" sobresale de cada uno de los horizontes de sucesos hacia el otro. Esta protuberancia se alarga y estrecha hasta encontrarse 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 extienden formando un hilo delgado. [ 39 ] El punto de encuentro se expande formando una conexión aproximadamente cilíndrica llamada puente . [ 39 ]

Simulaciones a fecha de 2011No se habían producido horizontes 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 agujeros negros binarios que se fusionan, ya que las ondas gravitacionales transportan momento, y el par de agujeros negros en fusión se acelera, aparentemente violando la tercera ley de Newton . El centro de gravedad puede añadir más de 1000  km/s de velocidad de impulso. [ 40 ] Las mayores velocidades de impulso (cercanas a 5000  km/s) se producen para sistemas binarios de agujeros negros de igual masa y magnitud de espín, cuando las direcciones de los espines están óptimamente orientadas para ser contra-alineadas, paralelas al plano orbital o casi alineadas con el momento angular orbital. [ 41 ] Esto es suficiente para escapar de grandes galaxias. Con orientaciones más probables, se produce un efecto menor, quizás de solo unos pocos cientos de kilómetros por segundo. Este tipo de velocidad puede expulsar agujeros negros binarios en fusión de cúmulos globulares, impidiendo 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. Para agujeros negros sin rotación,  se produce una velocidad de retroceso máxima 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 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 proporción de masas que produce el retroceso 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%. [ 43 ] Uno de los mejores candidatos de agujeros negros supermasivos con retroceso es CXO J101527.2+625911. [ 44 ]

Véase también

Referencias

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  2. ↑ Liu, Fukun; Komossa, Stefanie; Schartel, Norbert (22 de abril de 2014). "Descubierto un par único de agujeros negros ocultos por XMM-Newton" . Un candidato a sistema binario de agujeros negros supermasivos de miliparsecs en la galaxia SDSS J120136.02+300305.5 . Recuperado el 23 de diciembre de 2014 .
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