Binäres Schwarzes Loch - Binary black hole

Computersimulation des Schwarzen Loch-Binärsystems GW150914, wie es von einem nahen Beobachter während seiner letzten Einspirale, Verschmelzung und Abklingzeit gesehen wird. Das Sternenfeld hinter den Schwarzen Löchern wird stark verzerrt und scheint sich aufgrund der extremen Gravitationslinsen zu drehen und zu bewegen , da die Raumzeit selbst von den rotierenden Schwarzen Löchern verzerrt und herumgeschleppt wird.

Ein binäres Schwarzes Loch ( BBH ) ist ein System, das aus zwei Schwarzen Löchern besteht, die sich in einer engen Umlaufbahn umeinander kreisen. Wie Schwarze Löcher selbst werden binäre Schwarze Löcher oft in stellare binäre Schwarze Löcher unterteilt, die entweder als Überreste massereicher Doppelsternsysteme oder durch dynamische Prozesse und gegenseitiges Einfangen gebildet werden; und binäre supermassereiche Schwarze Löcher , von denen angenommen wird , dass sie das Ergebnis galaktischer Verschmelzungen sind .

Viele Jahre lang war der Nachweis der Existenz von binären Schwarzen Löchern aufgrund der Natur der Schwarzen Löcher selbst und der begrenzten verfügbaren Nachweismittel schwierig. Sollten jedoch zwei Schwarze Löcher verschmelzen, müsste eine immense Energiemenge in Form von Gravitationswellen mit markanten Wellenformen abgegeben werden , die mit der Allgemeinen Relativitätstheorie berechnet werden können . Daher wurden binäre Schwarze Löcher im späten 20. und frühen 21. Jahrhundert als potenzielle Quelle solcher Wellen und als Mittel zum Nachweis der Existenz von Gravitationswellen von großem wissenschaftlichen Interesse. Die Verschmelzung von binären Schwarzen Löchern wäre eine der stärksten bekannten Quellen von Gravitationswellen im Universum und bietet daher eine gute Chance , solche Wellen direkt nachzuweisen . Wenn die umlaufenden Schwarzen Löcher diese Wellen abgeben, zerfällt die Umlaufbahn und die Umlaufzeit nimmt ab. Dieses Stadium wird als binäres Schwarzes Loch inspirale bezeichnet. Die Schwarzen Löcher werden verschmelzen, sobald sie nahe genug sind. Nach der Verschmelzung nimmt das einzelne Loch über eine sogenannte Ringdown-Phase eine stabile Form an, in der jede Verzerrung in der Form als weitere Gravitationswellen zerstreut wird. Im letzten Bruchteil einer Sekunde können die Schwarzen Löcher eine extrem hohe Geschwindigkeit erreichen und die Amplitude der Gravitationswelle erreicht ihren Höhepunkt.

Die Existenz von stellaren binäre schwarze Löcher (und Gravitationswellen selbst) wurde schließlich bestätigt , als LIGO erkannt GW150914 (erfasster September 2015, kündigte Februar 2016), eine ausgeprägte Gravitationswellen Unterschrift von zwei stellaren Schwarzen Löchern von rund 30 verschmelzenden Sonnenmassen jeweils etwa 1,3 Milliarden Lichtjahre entfernt auftreten. In seinen letzten 20 ms nach innen spiralförmig und Merging, freigesetzt GW150914 etwa 3 Sonnenmassen als Gravitationsenergie, mit einer Rate von 3,6 Peaking × 10 49 Watt - mehr als die kombinierte Kraft alle Lichts von allen Sternen in dem abgestrahlten beobachtbaren Universum put zusammen. Kandidaten für supermassive binäre Schwarze Löcher wurden gefunden, aber noch nicht kategorisch bewiesen.

Auftreten

In dieser Visualisierung wird zunächst ein Doppelsternsystem mit zwei supermassereichen Schwarzen Löchern und ihren Akkretionsscheiben von oben betrachtet. Nach etwa 25 Sekunden kippt die Kamera in die Nähe der Orbitalebene und zeigt die dramatischsten Verzerrungen, die durch ihre Schwerkraft verursacht werden. Die unterschiedlichen Farben der Akkretionsscheiben machen es einfacher zu verfolgen, wo das Licht von jedem Schwarzen Loch auftaucht.

Es wird angenommen, dass sich supermassive Doppelsternsysteme Schwarzer Löcher während der Verschmelzung von Galaxien bilden . Einige wahrscheinliche Kandidaten für binäre Schwarze Löcher sind Galaxien mit noch weit voneinander entfernten Doppelkernen. Ein Beispiel für einen Doppelkern ist NGC 6240 . Viel nähere Doppelsterne von Schwarzen Löchern sind wahrscheinlich in Einzelkerngalaxien mit doppelten Emissionslinien. Beispiele umfassen SDSS J104807.74+005543.5 und EGSD2 J142033.66 525917.5 . Andere galaktische Kerne haben periodische Emissionen, die darauf hindeuten, dass große Objekte ein zentrales Schwarzes Loch umkreisen, zum Beispiel in OJ287 .

Messungen der eigentümlichen Geschwindigkeit des mobilen SMBH in der Galaxie J0437+2456 zeigen, dass es ein vielversprechender Kandidat ist, um entweder ein rücklaufendes oder binäres SMBH oder eine laufende Galaxienverschmelzung zu beherbergen.

Der Quasar PG 1302-102 scheint ein binäres Schwarzes Loch mit einer Umlaufzeit von 1900 Tagen zu haben.

Die Existenz von binären Schwarzen Löchern mit stellarer Masse wurde durch die erste Entdeckung eines Verschmelzungsereignisses Schwarzer Löcher GW150914 durch LIGO nachgewiesen .

Letztes Parsec-Problem

Wenn zwei Galaxien kollidieren, ist es sehr unwahrscheinlich, dass die supermassereichen Schwarzen Löcher in ihren Zentren frontal auftreffen, und würden höchstwahrscheinlich auf hyperbolischen Bahnen aneinander vorbeischießen, wenn sie nicht durch einen Mechanismus zusammengebracht würden. Der wichtigste Mechanismus ist die dynamische Reibung , die kinetische Energie von den Schwarzen Löchern auf nahegelegene Materie überträgt. Wenn ein Schwarzes Loch einen Stern passiert, beschleunigt die Gravitationsschleuder den Stern und verlangsamt das Schwarze Loch.

Dies verlangsamt die Schwarzen Löcher so weit, dass sie ein gebundenes, binäres System bilden, und weitere dynamische Reibung stiehlt dem Paar Bahnenergie, bis sie innerhalb weniger Parsec umeinander kreisen . Bei diesem Prozess wird jedoch auch Materie aus der Umlaufbahn ausgestoßen, und wenn die Umlaufbahnen schrumpfen, verringert sich das Raumvolumen, das die Schwarzen Löcher durchqueren, bis so wenig Materie übrig ist, dass sie im Zeitalter des Universums nicht mehr verschmelzen kann.

Gravitationswellen können einen erheblichen Verlust an Orbitalenergie verursachen, aber erst, wenn der Abstand auf einen viel kleineren Wert schrumpft, etwa 0,01–0,001 Parsec.

Nichtsdestotrotz scheinen supermassereiche Schwarze Löcher verschmolzen zu sein, und in PKS 1302-102 wurde ein Paar in diesem Zwischenbereich beobachtet . Die Frage, wie dies geschieht, ist das "finale Parsec-Problem".

Eine Anzahl von Lösungen für das letzte Parsec-Problem sind vorgeschlagen worden. Die meisten beinhalten Mechanismen, um zusätzliche Materie, entweder Sterne oder Gas, nahe genug an das Doppelsternpaar zu bringen, um dem Doppelsternpaar Energie zu entziehen und es zu schrumpfen. Wenn genügend Sterne in der Nähe des umkreisenden Paares vorbeikommen, kann ihr gravitativer Auswurf die beiden Schwarzen Löcher in einer astronomisch plausiblen Zeit zusammenbringen.

Ein Mechanismus, von dem bekannt ist, dass er funktioniert, wenn auch selten, ist ein drittes supermassereiches Schwarzes Loch aus einer zweiten galaktischen Kollision. Mit drei Schwarzen Löchern in unmittelbarer Nähe sind die Umlaufbahnen chaotisch und ermöglichen drei zusätzliche Energieverlustmechanismen:

  1. Die Schwarzen Löcher kreisen durch ein wesentlich größeres Volumen der Galaxie und interagieren mit einer viel größeren Menge an Materie (und verlieren Energie an diese).
  2. Die Bahnen können stark exzentrisch werden , was einen Energieverlust durch Gravitationsstrahlung am Punkt der nächsten Annäherung ermöglicht, und
  3. Zwei der Schwarzen Löcher können Energie auf das dritte übertragen und diese möglicherweise ausstoßen.

Lebenszyklus

Inspiration

Die erste Phase im Leben eines binären Schwarzen Lochs ist die Spirale , eine allmählich schrumpfende Umlaufbahn. Die ersten Stufen der Inspirale dauern sehr lange, da die emittierten Gravitationswellen sehr schwach sind, wenn die Schwarzen Löcher voneinander entfernt sind. Zusätzlich zur Schrumpfung der Umlaufbahn aufgrund der Emission von Gravitationswellen kann zusätzlicher Drehimpuls durch Wechselwirkungen mit anderer vorhandener Materie, wie beispielsweise anderen Sternen, verloren gehen.

Wenn die Umlaufbahn der Schwarzen Löcher schrumpft, erhöht sich die Geschwindigkeit und die Emission von Gravitationswellen nimmt zu. Wenn die Schwarzen Löcher in der Nähe sind, führen die Gravitationswellen dazu, dass die Umlaufbahn schnell schrumpft.

Die letzte stabile Umlaufbahn oder innerste stabile kreisförmige Umlaufbahn (ISCO) ist die innerste vollständige Umlaufbahn vor dem Übergang von der Inspiral- zur Verschmelzung .

Zusammenschluss

Es folgt eine stürzende Umlaufbahn, in der sich die beiden Schwarzen Löcher treffen, gefolgt von der Verschmelzung. Gravitationswellenemissionsspitzen zu dieser Zeit.

Ringdown

Unmittelbar nach der Verschmelzung wird das jetzt einzige Schwarze Loch „klingeln“. Dieses Klingeln wird in der nächsten Stufe, dem sogenannten Ringdown , durch die Emission von Gravitationswellen gedämpft . Die Ringdown-Phase beginnt, wenn sich die Schwarzen Löcher innerhalb der Photonenkugel nähern . In dieser Region gehen die meisten emittierten Gravitationswellen in Richtung des Ereignishorizonts, und die Amplitude der austretenden Wellen nimmt ab. Aus der Ferne entdeckte Gravitationswellen haben eine schnell abnehmende Schwingung, da Echos des Verschmelzungsereignisses aus immer enger werdenden Spiralen um das resultierende Schwarze Loch resultieren.

Überwachung

Die erste Beobachtung der Verschmelzung von binären Schwarzen Löchern mit stellarer Masse, GW150914 , wurde vom LIGO- Detektor durchgeführt. Von der Erde aus beobachtet, drehten sich zwei Schwarze Löcher mit geschätzten Massen von etwa dem 36- und 29-fachen der Sonnenmasse ineinander und verschmolzen am 14. September 2015 um 09:50 UTC zu einem Schwarzen Loch mit 62 Sonnenmassen (ungefähr). Drei Sonnenmassen wurden im letzten Bruchteil einer Sekunde in Gravitationsstrahlung umgewandelt, mit einer Spitzenleistung von 3,6 × 10 56  Ergs/Sekunde (200 Sonnenmassen pro Sekunde), was dem 50-fachen der Gesamtleistung aller Sterne im Observablen entspricht Universum. Die Fusion hat stattgefunden440+160
−180 Megaparsec von der Erde, zwischen 600 Millionen und 1,8 Milliarden Jahren. Das beobachtete Signal stimmt mit den Vorhersagen der numerischen Relativität überein.

Dynamikmodellierung

Einige vereinfachte algebraische Modelle können für den Fall verwendet werden, in dem die Schwarzen Löcher während der Inspirationsphase weit voneinander entfernt sind , und auch für die Auflösung des endgültigen Ringdowns .

Für die Inspiration können Post-Newtonsche Näherungen verwendet werden. Diese nähern sich den Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie an und fügen den Gleichungen der Newtonschen Gravitation zusätzliche Terme hinzu. In diesen Berechnungen verwendete Ordnungen können als 2PN (zweite Ordnung nach Newton), 2,5 PN oder 3PN (dritte Ordnung nach Newton) bezeichnet werden. Effektiver Ein-Körper (EOB) löst die Dynamik des binären Schwarzen-Loch-Systems, indem er die Gleichungen in die eines einzelnen Objekts umwandelt. Dies ist besonders nützlich, wenn Massenverhältnisse groß sind, wie zum Beispiel ein Schwarzes Loch mit stellarer Masse, das mit einem Schwarzen Loch im galaktischen Kern verschmilzt , kann aber auch für Systeme gleicher Masse verwendet werden.

Für den Ringdown kann die Störungstheorie des Schwarzen Lochs verwendet werden. Das endgültige Schwarze Loch von Kerr ist verzerrt und das von ihm erzeugte Frequenzspektrum kann berechnet werden.

Um die gesamte Evolution, einschließlich der Verschmelzung, aufzulösen, müssen die vollständigen Gleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie gelöst werden. Dies kann in numerischen Relativitätssimulationen durchgeführt werden. Numerische Relativitätstheorie modelliert die Raumzeit und simuliert ihre zeitliche Veränderung. Bei diesen Berechnungen ist es wichtig, genügend feine Details in der Nähe der Schwarzen Löcher zu haben und dennoch genug Volumen zu haben, um die Gravitationsstrahlung zu bestimmen, die sich bis ins Unendliche ausbreitet. Damit dies nur wenige Punkte hat, um in angemessener Zeit einer Berechnung zu folgen, können spezielle Koordinatensysteme wie Boyer-Lindquist-Koordinaten oder Fischaugen-Koordinaten verwendet werden.

Numerische Relativitätstechniken verbesserten sich seit den ersten Versuchen in den 1960er und 1970er Jahren stetig. Langfristige Simulationen von Schwarzen Löchern im Orbit waren jedoch erst möglich, als 2005 drei Gruppen unabhängig voneinander bahnbrechende neue Methoden zur Modellierung der Inspirale, Verschmelzung und des Ringdowns von binären Schwarzen Löchern entwickelten.

Bei den vollständigen Berechnungen eines gesamten Zusammenschlusses können mehrere der oben genannten Methoden zusammen verwendet werden. Es ist dann wichtig, die verschiedenen Teile des Modells, die mit verschiedenen Algorithmen ausgearbeitet wurden, anzupassen. Das Lazarus-Projekt verband die Teile zum Zeitpunkt des Zusammenschlusses auf einer raumartigen Hyperfläche.

Ergebnisse aus den Berechnungen können die Bindungsenergie beinhalten. In einer stabilen Umlaufbahn ist die Bindungsenergie ein lokales Minimum relativ zur Parameterstörung. Auf der innersten stabilen Kreisbahn wird das lokale Minimum zu einem Wendepunkt.

Die erzeugte Gravitationswellenform ist wichtig für die Vorhersage und Bestätigung der Beobachtung. Wenn die Einatmung die starke Zone des Gravitationsfeldes erreicht, streuen die Wellen innerhalb der Zone und erzeugen den sogenannten Post-Newton-Schwanz (PN-Schwanz).

In der Ringdown-Phase eines Kerr-Schwarzen Lochs erzeugt Frame-Dragging eine Gravitationswelle mit der Horizontfrequenz. Im Gegensatz dazu sieht der Ringdown des Schwarzschild-Schwarzen Lochs wie die gestreute Welle der späten Inspirale aus, jedoch ohne direkte Welle.

Die Strahlungsreaktionskraft kann durch Padé-Resummation des Gravitationswellenflusses berechnet werden . Eine Technik zur Ermittlung der Strahlung ist die Cauchy-Kennlinienextraktionstechnik CCE, die eine genaue Schätzung des Flusses im Unendlichen liefert, ohne dass in immer größeren endlichen Abständen gerechnet werden muss.

Die endgültige Masse des resultierenden Schwarzen Lochs hängt von der Definition der Masse in der Allgemeinen Relativitätstheorie ab . Die Bondi-Masse M B wird aus der Bondi-Sach-Massenverlustformel berechnet. . Mit f(U) ist der Gravitationswellenfluss zur verzögerten Zeit U. f ist ein Oberflächenintegral der News-Funktion bei Null Unendlich, das durch den Raumwinkel variiert wird. Die Arnowitt-Deser-Misner (ADM)-Energie oder ADM-Masse ist die in unendlicher Entfernung gemessene Masse und beinhaltet die gesamte emittierte Gravitationsstrahlung. .

Auch der Drehimpuls geht durch die Gravitationsstrahlung verloren. Dies ist hauptsächlich in der z-Achse der anfänglichen Umlaufbahn. Sie wird berechnet, indem das Produkt der multipolaren metrischen Wellenform mit dem Nachrichtenfunktionskomplement über die verzögerte Zeit integriert wird .

Form

Eines der zu lösenden Probleme ist die Form oder Topologie des Ereignishorizonts während einer Verschmelzung von Schwarzen Löchern.

In numerischen Modellen werden Testgeodäten eingefügt, um zu sehen, ob sie auf einen Ereignishorizont treffen. Wenn sich zwei Schwarze Löcher einander nähern, ragt eine „Entenschnabel“-Form von jedem der beiden Ereignishorizonte zum anderen. Dieser Vorsprung erstreckt sich länger und schmaler, bis er auf den Vorsprung des anderen Schwarzen Lochs trifft. Zu diesem Zeitpunkt hat der Ereignishorizont am Treffpunkt eine sehr schmale X-Form. Die Vorsprünge sind zu einem dünnen Faden herausgezogen. Der Treffpunkt erweitert sich zu einer ungefähr zylindrischen Verbindung, die als Brücke bezeichnet wird .

Simulationen ab 2011 hatten keine Ereignishorizonte mit toroidförmiger Topologie (ringförmig) ergeben. Einige Forscher schlugen vor, dass dies möglich wäre, wenn beispielsweise mehrere Schwarze Löcher auf derselben nahezu kreisförmigen Umlaufbahn zusammenwachsen.

Rückstoß der Schwarzen-Loch-Fusion

Ein unerwartetes Ergebnis kann bei binären Schwarzen Löchern, die verschmelzen, auftreten, indem die Gravitationswellen einen Impuls tragen und das verschmelzende Schwarze-Loch-Paar beschleunigt, was scheinbar gegen das dritte Newtonsche Gesetz verstößt . Der Schwerpunkt kann eine Abstoßgeschwindigkeit von über 1000 km/s hinzufügen. Die größten Kick-Geschwindigkeiten (annähernd 5000 km/s) treten für Schwarz-Loch-Binärdateien gleicher Masse und gleicher Spin-Größe auf, wenn die Spin-Richtungen optimal ausgerichtet sind, um gegenläufig, parallel zur Orbitalebene oder nahezu mit der Bahndrehimpuls. Dies reicht aus, um großen Galaxien zu entkommen. Bei wahrscheinlicheren Orientierungen tritt ein geringerer Effekt auf, vielleicht nur einige hundert Kilometer pro Sekunde. Diese Art von Geschwindigkeit wird verschmelzende binäre Schwarze Löcher aus Kugelsternhaufen ausstoßen und so die Bildung massereicher Schwarzer Löcher in Kugelsternhaufen verhindern. Dies verringert wiederum die Wahrscheinlichkeit späterer Verschmelzungen und damit die Chance, Gravitationswellen zu entdecken. Bei nicht rotierenden Schwarzen Löchern tritt bei Massen im Verhältnis fünf zu eins eine maximale Rückstoßgeschwindigkeit von 175 km/s auf. Wenn die Spins in der Orbitalebene ausgerichtet sind, ist bei zwei identischen Schwarzen Löchern ein Rückstoß von 5000 km/s möglich. Zu den Parametern, die von Interesse sein könnten, gehören der Punkt, an dem die Schwarzen Löcher verschmelzen, das Massenverhältnis, das den maximalen Kick erzeugt, und wie viel Masse/Energie durch Gravitationswellen abgestrahlt wird. Bei einem Frontalzusammenstoß wird dieser Anteil mit 0,002 bzw. 0,2 % berechnet. Einer der besten Kandidaten für die zurückgeprallten supermassiven Schwarzen Löcher ist CXO J101527.2+625911.

Halo-Antrieb für die Raumfahrt

Es wurde die Hypothese aufgestellt, dass binäre Schwarze Löcher mithilfe eines „ Halo-Antriebs “ Energie und Impuls auf ein Raumfahrzeug übertragen könnten , wobei die holographische Reflexion ausgenutzt wird, die durch eine Reihe von Null-Geodäten erzeugt wird, die hinter und dann um eines der Schwarzen Löcher schleifen, bevor es zum Raumfahrzeug zurückkehrt. Die durch diese Null-Geodäten hindurchtretende Reflexion würde ein Ende eines Laserhohlraums bilden, wobei ein Spiegel am Raumfahrzeug das andere Ende des Laserhohlraums bildet. Sogar ein Raumfahrzeug von der Größe eines Planeten würde dadurch auf Geschwindigkeiten beschleunigen, die die relative Geschwindigkeit des sich nähernden Schwarzen Lochs übersteigen. Wenn dies zutrifft, könnte ein Netzwerk dieser binären Schwarzen Löcher eine Reise durch die Galaxie ermöglichen.

Siehe auch

Verweise

Externe Links