Astronomía

¿Un agujero negro binario masivo fusionado 'emite' más de una onda gravitacional?

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Si queremos usar ondas gravitacionales (GW) para determinar la constante de Hubble, necesitamos encontrar la fuente en el espectro electromagnético (EMS). Sin embargo, debemos tener la suerte de 'verlo' simultáneamente en EMS y GW. Esto es un problema, pero ¿BBH no 'emite' más de un GW? P.ej. cada vez que giran en espiral? Porque de lo que tenemos tiempo para encontrarlo en el EMS, ¿no? ¿Qué lo hace tan difícil? ¡Gracias por adelantado!


La duración de una detección de ondas gravitacionales es no particularmente importante en la detección de contrapartes electromagnéticas, aunque el hecho de que no sean fuentes recurrentes o repetitivas sí lo es.

Los sistemas binarios emiten continuamente ondas gravitacionales, hasta el momento en que se fusionan, predominantemente al doble de la frecuencia orbital. Al mismo tiempo, la potencia emitida en ondas gravitacionales, que es lo que impulsa al sistema hacia la fusión, también aumenta dramáticamente con la frecuencia orbital.

Esto significa que a medida que un sistema binario avanza en espiral hacia la fusión, la frecuencia de la señal aumenta y la potencia de la señal aumenta, lo que se conoce como "chirrido". Este es un proceso unidireccional; una vez que el binario ha terminado de fusionarse, la emisión de ondas gravitacionales esencialmente se detiene.

Los detectores de ondas gravitacionales pueden detectar binarios fusionados una vez que su frecuencia entra en el rango sensible del instrumento (aproximadamente de 20 Hz a 2 kHz) y la onda gravitacional es lo suficientemente "fuerte" para ser detectada. La tasa de desarrollo del "chirrido" aumenta al aumentar la masa. Un binario de agujero negro masivo escaneará frecuencias desde 20 Hz hasta quizás 200 Hz (cuando se fusiona) en menos de un segundo. Un binario de estrella de neutrones de menor masa podría detectarse de 20 Hz a 1 kHz durante decenas de segundos.

La detección de la contraparte electromagnética no tiene por qué ser simultánea. Si bien es probable que algunas firmas EM sean rápidas (por ejemplo, ráfagas de rayos gamma) en escalas de tiempo de segundos, el desarrollo de una kilonova a partir de la fusión de estrellas de neutrones lleva horas o incluso días (Smartt et al. 2017). El trabajo reciente sobre posibles contrapartes EM para fusionar binarios de agujeros negros, incrustados en discos de acreción, incluso sugiere que puede haber un retraso de decenas de días antes de ver cualquier contraparte EM (Graham et al. 2020).

La clave no es tanto el tiempo durante el cual se detecta la fuente de onda gravitacional, sino poder determinar bien su dirección y distancia. y, por lo tanto, reducir el campo de visión (y el volumen de espacio) que deben buscar los telescopios EM. Para hacer esto de manera efectiva, se requiere que la señal sea detectada por múltiples instrumentos (por ejemplo, los dos detectores LIGO y VIRGO). Aunque es cierto que Si una fuente de ondas gravitacionales fuera recurrente, podría estar mejor ubicada en el cielo.

EDITAR: Para abordar el interesante comentario de mmeent. La duración de la señal GW se convierte en un factor si permite ubicar la fuente con mayor precisión. Esto sucederá si la orientación del interferómetro cambia con respecto a la posición de la fuente durante la observación. Para los interferómetros terrestres actuales, esto significa que la rotación de la Tierra cambia la orientación del detector en el espacio, por lo que la duración de GW debería ser de una hora o más.

Suponiendo una órbita circular, la duración de un evento de fusión, comenzando desde un binario con período $ T_0 $, con una masa total $ M $ y una masa reducida de $ mu $ es dado por $$ tau = left ( frac {5c ^ 5} {256 (4 pi) ^ {4/3} G ^ {5/3}} right) M ^ {- 2/3} (T_0 ^ {8/3} -T _ { rm min} ^ {8/3}) mu ^ {- 1}, $$ dónde $ T _ { rm min} $ es el período orbital más corto antes de la fusión. La forma de aumentar $ tau $ es tener masas pequeñas, períodos orbitales largos y una relación de masas muy desigual.

Por otro lado, para que sea detectable, la frecuencia GW (el doble de la frecuencia orbital) debe ser $20<> Hz, que pone un límite superior de $ T_0 = 0,1 $ sy un límite inferior de $ T _ { rm min} = 10 ^ {- 3} $ s (o el período de fusión, el que sea más largo). Asumiendo $ T_0 = 0,1 $ s, $ mu = M / 4 $ (componentes de masa iguales), y $ tau> 3600 $ s, podemos reorganizar la ecuación anterior para obtener $ M <0.43M _ { odot} $, que es demasiado pequeño para fusionarse con estrellas de neutrones. Para conseguir un mayor $ M $ podríamos cambiar la relación de masa. Por ejemplo si $ M = 1.5 M { odot} $ entonces una relación de masa de $ sim 30 $ sería necesario. (es decir, una estrella de neutrones de masa $ sim 1,45 millones _ { odot} $ y un compañero de misa $ sim 0.05M _ { odot} $. (Las estrellas de neutrones fusionadas más típicas no podrían ser observables en la ventana de frecuencia requerida durante más de una hora).

Dejando a un lado la pregunta de cuál podría ser el compañero de menor masa, entonces si el objeto binario de fusión proporciona una contraparte EM que se puede usar para restringir la constante de Hubble, debe estar lo suficientemente cerca para ser detectado en $ f = 20 $ Hz. La tensión del binario en la Tierra (para una orientación óptima de cara a cara) es aproximadamente $$ h simeq left ( frac {4 (4 pi) ^ {1/3} G ^ {5/3}} {c ^ 4} right) mu M ^ {2/3} T ^ {-2/3} r ^ {- 1}, $$ dónde $ r $ es la distancia a la fuente.

Para ser detectable, la "tensión característica" (que tiene en cuenta la acumulación de una señal durante muchos ciclos orbitales) $ h_c sim sqrt {2 tau f} h $ debe ser mayor que aproximadamente $10^{-22}$ para detección por LIGO. Configuración $ mu sim M / 30 $, $ M = 1.5M _ { odot} $, $ f = 20 $ Hz, $ T = 0,1 $ s, $ tau = 3600 $ arena $ h_c sim 10 ^ {- 22} $, luego para ser detectable $ r <17 $ Mpc. Esto es demasiado cercano para ser utilizado como una sonda confiable de la constante de Hubble, ya que la velocidad de recesión de cualquier galaxia anfitriona sería comparable a las magnitudes típicas de velocidad peculiar con respecto al flujo de Hubble.

(NB: Hay un amplio margen para errores numéricos en el cálculo anterior, ¡así que no dude en verificarlo!)


Actualmente solo podemos detectar radiación gravitacional cuando es extremadamente intensa: en la última fracción de segundo. Por ejemplo, la primera detección de ondas gravitacionales duró menos de 0,15 segundos. Los agujeros negros están liberando radiación gravitacional con cada órbita, pero esa radiación es demasiado débil para que la detectemos. Se necesita una cantidad colosal de energía para que sea detectada por la tecnología actual. La inspiración de GW150914 liberó 3 masas solares de energía, casi todas en los últimos 0,15 segundos antes de la fusión. Aun así, esto solo distorsionó el espacio en menos de 1/10000 del diámetro de un protón. Es esto lo que lo hace tan difícil.


Solo un complemento de la excelente respuesta de @ JamesK. La imagen de abajo (de Caltech / MIT por medio de New Sciencist) muestra lo que se detectó para una colisión. A la izquierda (al principio), los agujeros negros se orbitan entre sí aproximadamente cada 0.03 segundos, pero la forma de onda es demasiado débil para detectarla. Aproximadamente a los 0,3 segundos en el eje del tiempo, las ondas comienzan a ser detectables y el aumento de fuerza y ​​la disminución de duración a medida que los agujeros negros se acercan en espiral durante los siguientes 0,12 segundos. La fusión ocurre alrededor de 0.42 y luego hay un patrón corto que se desvanece rápidamente llamado "ringdown" cuando el agujero negro se asienta en su forma final. Entonces sí, hay múltiples ondas (alrededor de 8 detectables en este ejemplo) pero todas llegan casi al mismo tiempo.


Las fusiones de agujeros negros pueden emitir chirridos dobles, lo que nos da pistas sobre su forma

Comentarios del lector

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Los físicos buscan la fusión de agujeros negros y otros eventos cósmicos similares mediante la detección de ondas gravitacionales, de las que pueden obtener información valiosa, como la masa de los agujeros negros precursores y el agujero negro final más grande que resulta de la fusión. Ahora, un equipo de científicos ha encontrado evidencia de simulaciones de supercomputadoras de que esas ondas también pueden codificar la forma de los agujeros negros fusionados a medida que se asientan en su forma final, según un nuevo artículo publicado en la revista Nature Communications Physics.

La relatividad general predice que dos agujeros negros fusionados deberían emitir poderosas ondas gravitacionales, ondas en el tejido del espacio-tiempo tan débiles que son muy difíciles de detectar. Las formas de onda de esas señales sirven como una huella digital de audio de los dos agujeros negros que giran en espiral hacia adentro uno hacia el otro y se fusionan en un evento de colisión masiva, enviando poderosas ondas de choque a través del espacio-tiempo. Los físicos buscan un patrón de "chirrido" revelador en los datos cuando los dos agujeros negros chocan. El nuevo agujero negro remanente vibra por la fuerza de ese impacto, y esas vibraciones, llamadas "ringdown" ya que es muy parecido al sonido de una campana al golpear, también producen ondas gravitacionales. Además, las señales de ondas gravitacionales tienen múltiples frecuencias, denominadas "sobretonos", que se desvanecen a diferentes velocidades (decaimiento), y cada tono corresponde a una frecuencia vibratoria del nuevo agujero negro.

LIGO detecta estas ondas gravitacionales a través de interferometría láser, utilizando láseres de alta potencia para medir pequeños cambios en la distancia entre dos objetos colocados a kilómetros de distancia. (LIGO tiene detectores en Hanford, Washington, y en Livingston, Louisiana, mientras que un tercer detector en Italia, Advanced VIRGO, se puso en funcionamiento en 2016). El 14 de septiembre de 2015, a las 5:51 am EDT, ambos detectores captaron señales en milisegundos. el uno del otro por primera vez.

Otras lecturas

Desde entonces, LIGO se ha actualizado y ha realizado dos ejecuciones más, iniciando su tercera ejecución el 1 de abril de 2019. En un mes, la colaboración detectó cinco eventos de ondas gravitacionales más: tres de la fusión de agujeros negros, uno de una fusión de estrellas de neutrones. , y otro que puede haber sido el primer caso de una fusión de estrella de neutrones / agujero negro.

Más recientemente, en junio de 2020, la colaboración anunció la detección de una fusión de agujero negro binario el 21 de mayo de 2019 (designado S190521g). Y el mes pasado, la colaboración LIGO / VIRGO anunció que había detectado una señal de onda gravitacional de otra fusión de agujeros negros. Esta fue la fusión más masiva y más distante hasta ahora detectada por la colaboración, y produjo la señal más enérgica detectada hasta el momento. Apareció en los datos como más un "bang" que el "chirrido" habitual. La detección también marcó la primera observación directa de un agujero negro de masa intermedia.


Por qué 28 + 47 = 72, no 75, para agujeros negros

¿Cómo sumas 28 y 47 juntos? Esta simple pregunta matemática nos ayuda a resaltar las diferentes formas en que las personas conceptualizan los números en sus cabezas. Algunos de nosotros dividimos 28 y 47 en 20 + 8 y 40 + 7, y luego partimos de allí. De manera equivalente, puede verlos como 30–2 y 50–3 y luego combinar esos resultados. Otro enfoque es dividirlos en 25 + 3 y 50–3, con muchos otros enfoques posibles y equivalentes. Siempre que sus métodos sean sólidos y obtenga la respuesta correcta, que 28 + 47 = 75, no hay una forma incorrecta de hacerlo.

Pero para ciertos objetos físicos que obedecen la ley de la gravedad, la suma no siempre es tan simple. Si fusionaras un agujero negro de 28 masas solares con un agujero negro de 47 masas solares, el agujero negro con el que terminas sería, al final, 72 masas solares, no 75. De hecho, para dos agujeros negros cualesquiera que fusiones. , terminas con menos masa de la que tenías al principio. Esto no se debe a una falla en nuestras matemáticas, sino a algo muy especial sobre cómo funciona la gravedad. He aquí por qué los agujeros negros fusionados siempre pierden masa.

Una de las primeras reglas científicas que aprendemos en nuestras vidas es la conservación de la energía. Nos dice que la energía nunca se puede crear ni destruir, sino que solo se puede convertir de una forma a otra. Si levanta un bloque pesado, debe trabajar (una forma de energía) contra la fuerza de la gravedad: ingresa energía en el bloque. Como resultado, el bloque gana energía potencial gravitacional. Cuando suelta el bloque, esa energía potencial se convierte en energía cinética, y en el instante en que el bloque golpea el piso, esa energía se convierte en una variedad de otras formas: calor, deformación y energía sónica, entre otras.

Cuando comienzas con dos masas, por lo tanto, hay una cantidad específica de energía total que también debe estar presente: la energía inherente a cualquier cosa con masa, dada por la ecuación más famosa de Einstein, E = mc². Por supuesto, también existen otras formas de energía, y tres de ellas no pueden ignorarse. Dos de ellos son más obvios que el tercero, pero tenemos que considerar todas las formas relevantes de energía si queremos asegurarnos de que todo lo que necesita ser conservado realmente lo sea.

Además de la energía de la masa en reposo, los tres tipos de energía que debemos considerar son los siguientes.

1.) Hay energía potencial gravitacional, que está determinada por la distancia entre estas dos masas. Las masas que están a una distancia infinita unas de otras tienen energía potencial gravitacional cero, mientras que cuanto más se acerquen, más "deformado" estará el espacio-tiempo y, por lo tanto, obtendremos una cantidad grande y negativa de energía potencial gravitacional.

2.) Hay energía cinética, que está determinada por el movimiento relativo de estas dos masas entre sí. Cuanto más rápido se mueva, mayor será su energía cinética. La combinación de energía cinética y potencial explica por qué los objetos que “caen” se aceleran: a medida que su energía potencial gravitacional se vuelve cada vez más negativa, se convierte en energías cinéticas positivas cada vez más grandes.

3.) Y está la energía en ondas gravitacionales, una forma de radiación gravitacional que transporta energía fuera de un sistema.

Si bien la energía de la masa en reposo, la energía potencial gravitacional y la energía cinética son conceptos que funcionan perfectamente bien con la mecánica y la gravitación de Newton, la idea de la radiación gravitacional es inherentemente nueva en la Relatividad General de Einstein. Cuando una masa se mueve a través de una región del espacio donde cambia la curvatura del espacio-tiempo subyacente, o donde una masa se acelera (cambiando de dirección) incluso cuando la curvatura del espacio-tiempo permanece constante, la interacción provoca la emisión de un tipo específico de radiación: ondas gravitacionales.

Cualquier masa que orbita cualquier otra masa la emitirá, y la masa más pequeña suele experimentar los efectos más grandes. Por ejemplo, pensamos que la Tierra está en una órbita estable alrededor del Sol, pero eso no es del todo cierto desde el punto de vista técnico. Si el Sol mantuviera sus propiedades constantes, sin cambios en la masa, nunca, la Tierra no permanecería en una órbita elíptica para siempre. Más bien, los planetas irradiarían energía lentamente, sus órbitas se descompondrían y eventualmente entrarían en espiral hacia el Sol. Podría tomarle a la Tierra algo

Diez²⁶ años para sucumbir a este destino, un tiempo inobservablemente largo, pero si la radiación gravitacional es real, esta desintegración ocurrirá.

Sin embargo, existen muchos escenarios astrofísicos donde los efectos de las ondas gravitacionales son mucho más pronunciados. En general, cualquier efecto que solo exista en la relatividad general (y no en la gravedad newtoniana) será más fuerte cuando:

¿Dónde tenemos grandes masas a pequeñas distancias donde la curvatura espacial es muy significativa? Objetos compactos y masivos cercanos: enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros. De todos estos, los agujeros negros tienen las masas más grandes, los volúmenes más pequeños, se pueden acercar a las distancias más cercanas y exhiben las mayores cantidades de curvatura espacial.

Pero los agujeros negros son extremadamente difíciles de detectar y observar, mientras que muchas estrellas de neutrones tienen una firma reveladora: pulsan con mucha regularidad. Cuando una estrella de neutrones pulsante orbita otra gran masa, como otra estrella de neutrones o un agujero negro, podemos comenzar a medir cómo se comportan estos pulsos y revelan algo fascinante.

Si la estrella de neutrones estuviera en una órbita perfectamente estable, sin decaer de ninguna manera debido a la emisión de las ondas gravitacionales predichas, el patrón de pulsos que recibiríamos sería constante en el tiempo. Sin embargo, si la órbita estuviera decayendo, veríamos que el patrón de pulso evoluciona y, en particular, veríamos que la propia órbita comienza a acelerarse. (Cuando pierdes energía, caes más cerca de las otras masas, y eso significa órbitas más cerradas y más rápidas).

Desde la década de 1960, conocemos los púlsares binarios: púlsares que orbitan otra estrella de neutrones. También hemos conocido los púlsares "singlete", o púlsares que son la única masa grande en su sistema. ¿Qué encontramos con las observaciones a largo plazo de estos objetos? Los púlsares singlete tienen un patrón de pulsos muy consistente y ese patrón no evoluciona con el tiempo. Pero para los púlsares binarios, no solo somos testigos de un patrón cambiante en los pulsos que observamos, sino que ese patrón cambia exactamente de la manera predicha por la Relatividad General a partir de la emisión de ondas gravitacionales.

Aunque las estrellas de neutrones pueden ser masivas e increíblemente compactas, alcanzando masas de hasta un poco más de 2 masas solares y con tamaños de solo

De 10 a 20 kilómetros: los agujeros negros son aún más extremos. Sus masas están comprimidas hasta una singularidad, escondidas detrás de un horizonte de eventos, donde solo su masa y momento angular determinan el tamaño y la forma del horizonte: el límite entre donde cualquier cosa puede y no puede escapar teóricamente de él.

Cuando un agujero negro orbita a otro, en lo que se conoce como un sistema binario de agujeros negros, cada masa experimenta los efectos del espacio-tiempo curvo de la otra. A medida que se orbitan mutuamente, la masa y el espacio-tiempo curvo interactúan, provocando la emisión de radiación. (Un efecto análogo ocurre en el electromagnetismo, donde una partícula cargada que se mueve / acelera a través de un campo electromagnético cambiante emite radiación). La magnitud de las masas, la separación de las masas y la velocidad de las masas que se mueven a través de ese espacio-tiempo curvo determina la amplitud , frecuencia y energía emitida a través de la radiación gravitacional.

Lo que podría sorprender es que la abrumadora mayoría de la energía emitida, algo así como el 90% o más, ocurre solo durante las dos o tres últimas órbitas de estas masas entre sí, así como en el momento de la fusión en sí. Si no fuera por este pico de energía al final de una larga danza cósmica, nos hubiéramos perdido por completo muchos de los eventos de ondas gravitacionales que hemos visto, incluido el primero.

En muchos casos, es solo el pico de estos milisegundos finales lo que nos proporciona la firma segura de una señal de onda gravitacional que se eleva por encima del ruido. (La señal restante a menudo también se extrae). En muchos sentidos, los eventos de ondas gravitacionales que vemos son los más energéticos que han ocurrido desde el Big Bang. Por ejemplo, durante los últimos milisegundos, donde hasta un puñado de masas solares se pueden convertir en energía de ondas gravitacionales, una sola fusión de agujero negro-agujero negro puede emitir más energía que todas las estrellas del Universo juntas.

Una de las cosas divertidas de esto es que hay una aproximación simple que puede usar para responder la pregunta de "para dos agujeros negros cualesquiera que se fusionen, ¿cuánta masa se convierte en energía?"

¿La aproximación? Simplemente tome la más pequeña de las dos masas de agujeros negros que se fusionan, multiplíquela por 0.1, y esa es la cantidad de masa, aproximadamente, se convierte en energía. Así es: el 10% del agujero negro de masa más pequeña.

Hay todo tipo de efectos complicados en juego, y un gran componente de rotación de un agujero negro, que muchos de ellos tienen, puede cambiar ligeramente la historia. Pero los efectos de la masa son generalmente dominantes sobre el momento de giro / angular, y los efectos de tener relaciones de masa asimétricas son generalmente pequeños. De hecho, el físico Vijay Varma construyó un gráfico que probó esta aproximación para una variedad de relaciones de masa y, como puede ver, "el 10% de la masa más pequeña" es una excelente aproximación de cuánta masa se convierte en energía cuando dos los agujeros negros se fusionan.

Si alguna vez se fusionan dos agujeros negros y conoce sus masas iniciales, puede predecir cuántas de esas masas se convertirán en un agujero negro final posterior a la fusión y cuántas se irradiarán en forma de ondas gravitacionales. Simplemente tome el agujero negro de masa más pequeña, elimine el 10% de esa masa y el resto se combina con el otro agujero negro para hacer el último. Mientras tanto, ese "10% del agujero negro de masa más pequeña" se convierte en ondas gravitacionales, donde viajará por el Universo en todas las direcciones.

Entonces, si tiene agujeros negros de 46 y 40 masas solares, su agujero negro final será de 82 masas solares, con 4 masas solares irradiadas.

Si tienen 53 y 10 masas solares, su agujero negro final será de 62 masas solares, con 1 masa solar irradiada.

Y si tienen 47 y 28 masas solares, su agujero negro final será de 72,2 masas solares, con 2,8 masas solares irradiadas.

Mientras el espacio sea curvo y tengas masa, no puedes moverte a través de él sin emitir radiación gravitacional. En los casos más graves de todos, incluso afecta la forma en que haces sumas. Pasaron 100 años desde la primera predicción de ondas gravitacionales hasta la primera medición directa de ellas, y ese logro nunca se había visto más espectacular. A medida que mejoren nuestras observaciones, podremos precisar efectos más sutiles superpuestos sobre esta simple aproximación. Pero por ahora, ¡disfruta de la simplicidad de las matemáticas de los agujeros negros que todos pueden hacer!


¿Un agujero negro binario masivo fusionado 'emite' más de una onda gravitacional? - Astronomía

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La fusión de agujeros negros más pesada se encuentra entre tres descubrimientos recientes de ondas gravitacionales

Simulación numérica de dos agujeros negros que se mueven en espiral hacia adentro y se fusionan, emitiendo ondas gravitacionales. La señal de onda gravitacional simulada es consistente con la observación realizada por los detectores de ondas gravitacionales LIGO y Virgo el 21 de mayo de 2019 (GW190521). Crédito: N. Fischer, H. Pfeiffer, A. Buonanno (Instituto Max Planck de Física Gravitacional), Simulación de colaboración eXtreme Spacetimes (SXS).

Los científicos observaron lo que parece ser un agujero negro abultado que se enreda con uno más común. El equipo de investigación, que incluye a físicos de la Universidad de Maryland, detectó la fusión de dos agujeros negros, pero uno de los agujeros negros era 1 1/2 veces más masivo que cualquier otro observado en una colisión de agujeros negros. Los investigadores creen que el agujero negro más pesado en el par puede ser el resultado de una fusión previa entre dos agujeros negros. Este tipo de combinación jerárquica de agujeros negros se ha planteado como hipótesis en el pasado, pero el evento observado, etiquetado como GW190521, sería la primera evidencia. para tal actividad. El Observatorio de Ondas Gravitacionales del Interferómetro Láser (LIGO) Scientific Collaboration (LSC) y Virgo Collaboration anunciaron el descubrimiento en dos artículos publicados el 2 de septiembre de 2020 en las revistas Cartas de revisión física y Cartas de revistas astrofísicas.

Los científicos identificaron la fusión de los agujeros negros al detectar las ondas gravitacionales, ondas en el tejido del espacio-tiempo, producidas en los momentos finales de la fusión. Las ondas gravitacionales de GW190521 fueron detectadas el 21 de mayo de 2019 por los detectores gemelos LIGO ubicados en Livingston, Louisiana y Hanford, Washington, y el detector Virgo ubicado cerca de Pisa, Italia.

"La masa del agujero negro más grande en el par lo coloca en el rango donde es inesperado de los procesos astrofísicos regulares", dijo Peter Shawhan, profesor de física en la UMD, investigador principal de LSC y coordinador de ciencias observacionales de LSC. "Parece demasiado masivo para haberse formado a partir de una estrella colapsada, que es de donde generalmente provienen los agujeros negros".

El agujero negro más grande del par que se fusiona tiene una masa 85 veces mayor que la del sol. Un posible escenario sugerido por los nuevos artículos es que el objeto más grande puede haber sido el resultado de una fusión previa de agujeros negros en lugar de una sola estrella que colapsa. Según el conocimiento actual, las estrellas que podrían dar a luz agujeros negros con masas entre 65 y 135 veces mayores que la del Sol no colapsan cuando mueren. Por lo tanto, no esperamos que formen agujeros negros.

"Desde el principio, esta señal, que sólo dura una décima de segundo, nos desafió a identificar su origen", dijo Alessandra Buonanno, profesora de College Park en la UMD e investigadora principal de LSC que también tiene un nombramiento como directora en el Instituto Max Planck de Física Gravitacional en Potsdam, Alemania. "Pero, a pesar de su corta duración, pudimos hacer coincidir la señal con la esperada de las fusiones de agujeros negros, como predijo la teoría de la relatividad general de Einstein, y nos dimos cuenta de que habíamos presenciado, por primera vez, el nacimiento de un intermediario". -Agujero negro masivo de un padre de agujero negro que probablemente nació de una fusión binaria anterior ".

Una simulación numérica de dos agujeros negros que se mueven en espiral hacia adentro y se fusionan, emitiendo ondas gravitacionales. La señal de onda gravitacional simulada es consistente con la observación realizada por los detectores de ondas gravitacionales LIGO y Virgo el 21 de mayo de 2019 (GW190521). Crédito: Copyright © N. Fischer, H. Pfeiffer, A. Buonanno (Instituto Max Planck de Física Gravitacional), Simulating eXtreme Spacetimes (SXS) Collaboration.

GW190521 es uno de los tres descubrimientos recientes de ondas gravitacionales que desafían la comprensión actual de los agujeros negros y permiten a los científicos probar la teoría de la relatividad general de Einstein de nuevas formas. Los otros dos eventos incluyeron la primera fusión observada de dos agujeros negros con masas claramente desiguales y una fusión entre un agujero negro y un objeto misterioso, que puede ser el agujero negro más pequeño o la estrella de neutrones más grande jamás observada. Un artículo de investigación que describe este último fue publicado en Cartas de revistas astrofísicas el 23 de junio de 2000, mientras que pronto se publicará un artículo sobre el evento anterior en Revisión física D.

"Los tres eventos son novedosos con masas o proporciones de masas que nunca antes habíamos visto", dijo Shawhan, quien también es miembro del Instituto Conjunto de Ciencia Espacial, una asociación entre UMD y el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA. "Así que no solo estamos aprendiendo más sobre los agujeros negros en general, sino que gracias a estas nuevas propiedades, podemos ver los efectos de la gravedad alrededor de estos cuerpos compactos que no hemos visto antes. Nos da la oportunidad de probar la teoría". de la relatividad general de nuevas formas ".

Por ejemplo, la teoría de la relatividad general predice que los sistemas binarios con masas claramente desiguales producirán ondas gravitacionales con armónicos más altos, y eso es exactamente lo que los científicos pudieron observar por primera vez.

"Lo que queremos decir cuando decimos armónicos más altos es como la diferencia de sonido entre un dúo musical con músicos tocando el mismo instrumento versus diferentes instrumentos", dijo Buonanno, quien desarrolló los modelos de forma de onda para observar los armónicos con su grupo LSC. "Cuanto más subestructura y complejidad tiene el binario, por ejemplo, las masas o espines de los agujeros negros son diferentes, más rico es el espectro de la radiación emitida".

Además de estas tres fusiones de agujeros negros y una fusión de estrellas de neutrones binarios informada anteriormente, la ejecución de observación desde abril de 2019 hasta marzo de 2020 identificó otros 52 posibles eventos de ondas gravitacionales. Los eventos se publicaron en un sistema de alerta pública desarrollado por los miembros de la colaboración de LIGO y Virgo en un programa originalmente encabezado por Shawhan para que otros científicos y miembros interesados ​​del público puedan evaluar las señales de ondas de gravedad.

"Los eventos de ondas gravitacionales se detectan con regularidad", dijo Shawhan, "y algunos de ellos están resultando tener propiedades notables que amplían lo que podemos aprender sobre astrofísica".

El artículo de investigación, "Propiedades e implicaciones astrofísicas de la fusión de agujeros negros binarios de 150 masas solares GW190521", se publicó en Cartas de revistas astrofísicas el 2 de septiembre de 2020: DOI: 10.3847 / 2041-8213 / aba493

El artículo de investigación, "GW190814: ondas gravitacionales de la coalescencia de un agujero negro de 23 masas solares con un objeto compacto de masa solar 2,6", se publicó en Cartas de revistas astrofísicas el 23 de junio de 2020.


LIGO detecta la fusión de agujeros negros por tercera vez

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La colisión de un par de agujeros negros colosales de masa estelar se ha hecho oír, a casi 3 mil millones de años luz de distancia, a través de un micrófono cósmico en la Tierra.

El 4 de enero, el Observatorio de ondas gravitacionales de interferometría láser (LIGO) recogió una señal apenas perceptible que los científicos rápidamente determinaron que era una onda gravitacional, una onda de energía que atraviesa la curvatura del espacio-tiempo. El evento, publicado hoy en Cartas de revisión física, marca la tercera detección directa de una onda gravitacional.

Catalogada como GW170104, la señal, cuando se traduce a la banda de audio, se asemeja a un chirrido ascendente, característico de una "coalescencia binaria", o una fusión de dos objetos astrofísicos masivos en el universo distante. El equipo ha llegado a la conclusión de que la onda gravitacional se produjo por la colisión de dos agujeros negros pesados ​​de masa estelar, uno estimado en unas 31 veces y el otro 19 veces más masivo que el sol.

La señal capturada por LIGO dura menos de dos décimas de segundo, y en esa fracción de momento, los científicos calculan que los agujeros negros giraron entre sí unas seis veces antes de fusionarse en un agujero negro gigante de 49 masas solares. Esta colisión cósmica desprendió una enorme cantidad de energía en forma de ondas gravitacionales, equivalente a dos veces la masa del sol.

La fusión tuvo lugar a unos 3 mil millones de años luz de la Tierra, midiendo aproximadamente el doble de la colisión del agujero negro que produjo GW150914, la primera detección de ondas gravitacionales de LIGO.

"Este es de hecho el sistema de agujeros negros de masa estelar más lejano que nadie haya visto", dice Erik Katsavounidis, científico investigador principal del Instituto Kavli de Astrofísica e Investigación Espacial del MIT y miembro del equipo LIGO.

Una simulación matemática del espacio-tiempo deformado cerca de dos agujeros negros fusionados, consistente con la observación de LIGO del evento denominado GW170104. The colored bands are gravitational-wave peaks and troughs, with the colors getting brighter as the wave amplitude increases. (Image: SXS Collaboration)

Out of alignment

The new gravitational wave signal is similar to LIGO’s first two detections, both in its source — a binary black hole merger — and the overall mass of that source.

However, the scientists discovered an interesting feature in the newest signal: The spin of at least one of the black holes may have been “antialigned” with the orbital angular momentum — the direction in which the black holes were orbiting each other. This phenomenon would be similar to teacups spinning counterclockwise on a clockwise-rotating carnival platform.

Katsavounidis stresses that the signs for antialignment are small, though potentially significant. If scientists detect more antialigned systems, such evidence may support a formation scenario known as dynamical capture, in which black holes evolve separately in a cosmic environment cluttered with stellar objects. In such an environment, black holes with various spins can eventually pair up in binary systems, simply through gravitational, “dynamic” attraction.

Dynamical capture runs counter to a model called “common envelope evolution,” in which binary black holes evolve together, with spins that are aligned with their orbital angular momentum. In fact, the LIGO team inferred that the December 2015 detection had a strong probability of aligned spins, contrary to this newest signal.

“Here for the first time, we’re seeing antialignment is favored,” Katsavounidis says. “If we can detect more systems, we can nail down under what circumstances black holes formed and evolved to form binary systems that ultimately merged.”

Real-time serendipity

After undergoing tune-ups to improve its sensitivity, LIGO began its second observing run on Nov. 30, 2016. Katsavounidis says GW170104’s detection had “a certain aspect of serendipity.”

On Jan. 4, 2017, at 10:11:58.6 UTC, a gravitational ripple was recorded passing through one of LIGO’s detectors, in Hanford, Washington. Three milliseconds later it passed through the twin detector more than 3,000 kilometers away in Livingston, Louisiana. The ripple caused each detector to alternately expand and shrink ever so slightly, generating a small wiggle in the data gathered by both detectors.

Within tens of seconds, LIGO’s search algorithms automatically analyzed the signal, comparing it to waveforms characteristic of gravitational waves.

“A very careful researcher in Germany was looking at the data as they were coming in, and noticed one of the two detectors picked up something significant,” Katsavounidis says. “That event was identified in near-real time, thanks to that colleague.”

The researcher immediately notified LIGO’s detector operations, characterization, and data analysis working groups, which set to work further dissecting the signal. The scientists used computational tools to narrow in on a likely set of parameters, such as a system’s mass, spin, and orientation, that would produce a gravitational signal matching the one seen in the data.

The best fit turned out to be a pair of merging black holes, which the scientists calculated to be the second most massive stellar-mass binary black hole system, behind GW150914, LIGO’s first gravitational wave detection.

Fighting gravitational fuzziness

With this new detection, the team again confirmed Albert Einstein’s theory of general relativity, observing that the behavior of the merging black holes agreed with Einstein’s predictions of gravitational effects, even at such extreme scales.

“That’s an amazing thing,” Katsavounidis says. “Whether you talk about gravity on Earth, or something where the gravitational potential is a billion times greater, general relativity still describes how those gravitational waves are generated and how those objects behave gravitationally.”

As part of the initial analysis of the signal, LIGO researchers produced “sky maps” with approximate areas in the sky for where the binary black hole system might be located. As part of its standard procedure, LIGO sent these sky maps out to about 80 partner astronomy groups, each of which has access to imaging tools that span the entire electromagnetic spectrum, as well as neutrinos. While LIGO continues to listen for signs of other extreme events in the universe, astronomers have been pointing their telescopes in the direction of GW170104’s source, hoping to see glimmers of the colliding black holes.

“LIGO acts as our ears, so to speak, and we want to listen for something and quickly move our eyes to follow the signal,” Katsavounidis says. “Our mission is to fight the fuzziness of gravitational wave detectors by adding more of them in the global network, and by pairing [the detections] with light as soon as possible.”

The search for gravitational waves will soon gain an additional set of ears, in the form of Virgo, a similar detector located near Pisa, Italy, that is scheduled to come online this summer and will pair with LIGO.

“Coming from a field of looking for something rare, I’ve always been hesitant, with one detection only, to declare victory,” Katsavounidis says. “I can tell you I’ve started sleeping much better after the second detection. Now this third one solidifies LIGO and LIGO’s observations as the ultimate tool to see the mass spectrum of black holes in our universe.”

This research was supported, in part, by the National Science Foundation.


Physicists Detect Gravitational Waves From Heaviest Black-Hole Merger Yet

Potsdam, Germany: Astronomers have primarily observed two flavours of black holes. The stellar-mass black holes are up to a few tens of times the mass of our Sun. And the supermassive black holes present at the centres of galaxies like our own are between hundreds of thousands and a billion times as massive as the Sun. Between them lies a barren region where black holes are conspicuous by their absence.

That is, we haven’t observed any black holes whose mass is more than that comparable to hundreds of stars but less than that of billions of stars.

Astronomers have long been puzzled by this perceived mass gap in the evolution of black holes. They have theorised the existence of intermediate-mass black holes with masses between 100 and 100,000 solar masses, but we have never observed them. The latest gravitational waves announcement from the LIGO-Virgo collaborations could change this.

LIGO stands for Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory. It consists of two detectors located in Washington and Louisiana, in the US. Virgo is a gravitational-wave observatory in the Cascina commune of Italy.

On September 2, physicists from the collaborations announced that they had detected the most massive black hole merger ever observed using gravitational waves. The event has been designated GW190521. The two initial black holes, around 85 and 66 solar masses, collided to form a black hole around 142 times as massive as our Sun.

(Editor’s note: The author is a member of the LIGO Scientific Collaboration.)

There is a good chance that the initial black holes lie in the mass gap themselves, but there is no doubt that the final object definitely does.

So this is the first ever observation of a black hole in a range between stellar mass and supermassive black holes.

More about GW190521

Image: Deborah Ferguson, Karan Jani, Deirdre Shoemaker, Pabla Laguna/LIGO-Virgo

Gravitational wave detectors like LIGO and Virgo are insensitive to signals at very low and high frequencies – specifically, below 20 Hz and above a few hundred Hz – and are most sensitive around 100 Hz. As a result, noise is higher at the two ends and lowest around 100 Hz, resulting in a bucket-shaped sensitivity curve. Merging black holes of up to a few hundred solar masses emit gravitational waves around 100 Hz. That is, the LIGO-Virgo detectors are more sensitive to these mergers than others.

However, the more massive a black-hole binary, the lower the frequency at which it merges, and the less time the signals spend in the ‘just right’ band of the detectors.

GW190521 whisked through our detectors, lasting for fewer than 10 milliseconds. The signal had a frequency of 60Hz — the shortest signal we have observed thus far, and hinting at abnormally large masses from the outset. In fact, the lighter black hole, with a mass of 66 solar masses, is already heavier than or comparable to the heaviest remnant objects1 we have observed thus far using gravitational waves.

The post-merger black hole, of about 142 solar masses, is the heaviest black hole observed using gravitational waves till date. The difference – around 8-9 solar masses worth of energy – was converted into gravitational waves. This would have been one cataclysmic explosion, around 7 billion years ago. However, the detectors could localise the signal to only about 1,000 sq. degrees of the sky to compare, the Sun or a full Moon occupy just 0.5 sq. degrees in the sky.

Numerical simulation of two black holes that spiral in and merge, emitting gravitational waves. The black holes have large and nearly equal masses. The simulated gravitational wave signal is consistent with the observation made by the LIGO and Virgo gravitational wave detectors on May 21, 2019. Video: N. Fischer, H. Pfeiffer, A. Buonanno, Max Planck Institute for Gravitational Physics)/Simulating eXtreme Spacetimes (SXS) Collaboration

Origin story

GW190521 is an exceptional signal in many ways. The LIGO-Virgo analyses make strict assumptions about the nature of the underlying signal. The researchers working with these detectors assumed the black holes were spiralling inwards in concentric circles rather than ellipses, and whose axes of rotation seemed to be moving (like a top spinning on a table).

This said, it’s important that there are some doubts about whether this signal came from a binary black-hole merger at all. The paper accompanying the discovery also discusses alternate scenarios – including elliptical orbits, head-on collision of the black holes, core-collapse supernovae, etc.

The black hole weighing 85 solar masses also seems to challenge conventional astrophysical wisdom – that black holes weighing 65-130 solar masses can’t be born of a star going supernova and whose core then implodes under its own mass. Instead, GW190521 seems to suggest that they lata.

Of course, there are a few alternate explanations, For example, it’s possible that there are several black holes in close proximity. Two of them merge at first to form something heavier, which then attracts another black hole and merges with it, forming a heavier black hole, and so on. But while this is possible, it’s also improbable.

An artist’s concept of a hierarchical scheme for merging black holes. Image: LIGO/Caltech/MIT/R. Hurt (IPAC)

A typical binary black-hole merger goes through three phases: an initial spiralling-in of the two objects, a merger and finally the ringdown, where the newly formed black hole settles into a single, stable rotating black hole. During the ringdown, the final black hole emits gravitational waves that might resemble the noise from a bell that’s just been struck and is ‘ringing down’.

Because of the mass, the GW190521 signal was almost entirely dominated by merger ringdown, which allowed us to measure the ringdown frequencies with a high precision. The measurements were consistent with predictions of the general theory of relativity, and also validated early work in the field by C.V. Vishveshwara.

GW190521 is the latest in a line of detections announced by LIGO-Virgo that have thrown up as many questions as they have answered, if not more. Thus far, the first half of LIGO-Virgo’s third observing run has thrown up four exceptional events that seemed highly unlikely to exist in nature at one point of time. Right now, only time can tell what will come next.

Note: This article originally stated that the black-hole merger happened 17 billion years ago. The mistake was corrected, to state that the merger happened 7 billion years ago, at 5:55 pm on September 3, 2020.

Abhirup Ghosh is a junior scientist and a member of the Astrophysical and Cosmology Relativity group at the Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute), Potsdam, Germany.


How to Make a Black Hole Binary

One way to find out big black holes’ provenances is their spins. Black holes created by mergers generally spin at about 70% of their maximum rate — in fact, all the remnant black holes in the O3 catalog have final spins clustered around this value. Conversely, a black hole made by a dying star will likely spin much slower, a prediction validated by a black hole involved in one of the O3 catalog’s mergers, GW190814.

The spin’s tilt also matters. Although astronomers haggle about exceptions, black holes born as fraternal twins from stars already in a binary will likely spin like upright tops around each other. Black holes that adopt each other later, however, are more likely to have a random assortment of inclinations.

But it’s still hard to measure objects’ individual spins before the merger, Fishbach says. Instead, scientists have to look at them as an ensemble and make statistical inferences. From that analysis, the collaborations can tell that some pre-merger black holes are definitely spinning, and about a third of them are either rolling on their sides through their orbits or spinning upside-down compared to the direction they circle their partners.

That suggests — as a very preliminary picture, mind you — that roughly a third of the colliding black holes caught by LIGO and Virgo paired up in, say, a dense star cluster or the fluffy gas disk around a supermassive black hole, instead of being born together as a binary from the get-go.

Simulation still of a heavy black-hole merger (GW190521). The colored contours are the gravitational waves emitted as the pair inspiral and merge. The black holes have large and nearly equal masses, with one only 3% more massive than the other.
N. Fischer, H. Pfeiffer, A. Buonanno (Max Planck Institute for Gravitational Physics), Simulating eXtreme Spacetimes (SXS) Collaboration


How was the detection made?

The first indication of the signal came from an online search method, which looks at detector data almost in real time as it is recorded. Figure 2 shows the results of one of the search methods. This analysis had identified GW151226 as a gravitational wave candidate within 70 seconds of its arrival at the Earth. About a minute later the first, rough estimates of the candidate's source properties had been calculated. These initial searches used a technique known as matched filtering to identify possible gravitational-wave signals. In this method, the data are compared to many predicted signals ('waveforms') in order to find the best match. If both detectors' data match a signal at the same time, then we have a gravitational wave candidate. Matched filtering was essential for both the detection and analysis of GW151226 due to its smaller signal strength compared with the first detection (GW150914).

The initial search analyses could only give approximate estimates for the properties of the source &mdash including the masses of the two compact objects, their rotation rates and their orientation, distance and position on the sky. To determine these properties (known as 'parameters') more accurately, we used a different technique: we tested many different parameter combinations and each time checked how well the predicted waveform for that combination matched the signal we had seen. This approach allows us to build up a map of the different sets of parameters which could explain our observation, and figure out the probability of each set being the correct one. Figure 3 shows the excellent agreement between the reconstructed gravitational-wave signal (as observed by the Livingston detector), generated using a range of the most probable parameters, compared with a signal calculated from a numerical solution of Einstein's equations of general relativity.


Binary black holes found verging on merging

Twin black holes, so close that they are gravitationally bound and orbiting around one another in the final stages before they merge to form one colossal black hole, have been found in a quasar that existed around 10.3 billion years ago.

“We believe we have observed two supermassive black holes in closer proximity than ever before,” says Suvi Gezari of the University of Maryland, USA, who participated in the study of these rare black holes.

The two black holes share the same material falling onto them, and so they swallow matter in cyclical episodes, leading to periodic brightening and fading. Quasars are known to change in brightness as their activity varies from one day to the next, but these variations are usually random. Using the Pan-STARRS1 Medium-Deep Survey, a team of astronomers including Gezari spotted that a quasar, designated PSO J334.2028+01.4075, had a periodic cycle of brightening and dimming instead, repeating this cycle every 542 days. The astronomers quickly realised that what they were looking at was not one active black hole, but two very close together, making one orbit of each other over this 542 day period. If they were in our Solar System, that would put them within the orbit of Mars. Follow up observations with the Catalina Real Time Transient Survey and the FIRST Bright Quasar Survey confirmed the finding.

Quasars are distant galaxies with at least one monster black hole at their centre that is so active it completely outshines the rest of the galaxy. The black hole is fed large servings of material –interstellar gas and dust, stars –that winds up in a spiralling disc around the black hole, waiting its turn to be eaten or ejected. It is this disc, which reaches temperatures of many millions of degrees Celsius, that shines so brightly. Sometimes the material comes from clouds of intergalactic gas falling onto the black hole, but in other circumstances quasars can be fuelled by galaxy mergers, which disrupt the gas in the colliding galaxies. Each galaxy has a supermassive black hole at its heart, and when the galaxies merge, the black holes eventually find their way into each other’s vicinity to merge too.

The combined mass of the binary black hole system in PSO J334 is ten billion times the mass of our Sun, which is enormous compared to the mass of the black hole at the centre of the Milky Way Galaxy, which has between 4.1 and 4.3 million times the mass of the Sun. The existence of this binary black hole possibly paves the way for testing one of Albert Einstein’s predictions from the General Theory of Relativity: gravitational waves.

“This pair of black holes may be so close together that they are emitting gravitational waves,” says Gezari. Although gravitational waves have never been detected before, our detectors are growing more sensitive. Merging black holes would create high frequency gravitational waves that are easier to spot in space than by ground-based detectors such as Advanced LIGO (the Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory). Plans for a space-based gravitational detector, called LISA (Laser Interferometer Space Antenna), are already well advanced, with the European Space Agency launching the technology-testing LISA Pathfinder mission in September as a pre-cursor to the full blown mission.

A paper describing the results of the binary black hole system was published online in Astrophysical Journal Letters.


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