stringtranslate.com

Экстремальное отношение масс в спирали

Художественное представление пространства-времени, созданного экстремальным соотношением масс в спирали.

В астрофизике спираль с экстремальным отношением масс ( EMRI ) — это орбита относительно легкого объекта вокруг гораздо более тяжелого (в 10 000 раз или более) объекта, который постепенно закручивается по спирали из-за излучения гравитационных волн . Такие системы, вероятно, можно найти в центрах галактик , где компактные объекты звездной массы , такие как звездные черные дыры и нейтронные звезды , могут быть обнаружены на орбите сверхмассивной черной дыры . [1] [2] [3] В случае черной дыры на орбите вокруг другой черной дыры это двойная черная дыра с экстремальным отношением масс . Термин EMRI иногда используется как сокращение для обозначения испускаемой гравитационной волны, а также самой орбиты.

Основная причина научного интереса к EMRI заключается в том, что они являются одним из наиболее многообещающих источников для гравитационно-волновой астрономии, использующей будущие космические детекторы, такие как лазерная интерферометрическая космическая антенна (LISA). [4] Если такие сигналы будут успешно обнаружены, они позволят провести точные измерения массы и углового момента центрального объекта, что, в свою очередь, даст решающий вклад в модели формирования и эволюции сверхмассивных черных дыр. [5] Более того, гравитационный волновой сигнал предоставляет подробную карту геометрии пространства-времени, окружающей центральный объект, что позволяет проводить беспрецедентные проверки предсказаний общей теории относительности в режиме сильной гравитации. [6]

Обзор

Научный потенциал

Характерная деформация сигналов EMRI как функция частоты. Они лежат в диапазоне чувствительности для космических детекторов, таких как LISA или eLISA, но за пределами диапазона для наземных детекторов, таких как усовершенствованный LIGO (aLIGO) или массивов синхронизации пульсаров, таких как European Pulsar Timing Array (EPTA). [7]

В случае успешного обнаружения гравитационно-волновой сигнал от EMRI будет нести множество астрофизических данных. EMRI развиваются медленно и завершают много (~10 000) циклов, прежде чем в конечном итоге рухнуть. [8] Таким образом, гравитационно-волновой сигнал кодирует точную карту пространственно-временной геометрии сверхмассивной черной дыры. [9] Следовательно, сигнал может быть использован в качестве точного теста предсказаний общей теории относительности в режиме сильной гравитации; режиме, в котором общая теория относительности полностью не проверена. В частности, можно проверить гипотезу о том, что центральный объект действительно является сверхмассивной черной дырой с высокой точностью, измерив квадрупольный момент гравитационного поля с точностью до доли процента. [1]

Кроме того, каждое наблюдение за системой EMRI позволит точно определить параметры системы, включая: [10]

Формирование

В настоящее время считается, что центры большинства (крупных) галактик состоят из сверхмассивной черной дыры массой от 10 6 до 10 9 солнечных масс ( M ☉ ), окруженной скоплением из 10 7 до 10 8 звезд, возможно, 10 световых лет в поперечнике, называемым ядром. [5] Орбиты объектов вокруг центральной сверхмассивной черной дыры постоянно возмущены двухчастичным взаимодействием с другими объектами в ядре, изменяя форму орбиты. Иногда объект может проходить достаточно близко к центральной сверхмассивной черной дыре, чтобы его орбита производила большое количество гравитационных волн , существенно влияющих на орбиту. При определенных условиях такая орбита может стать EMRI. [5]

Чтобы стать EMRI, обратная реакция от излучения гравитационных волн должна быть доминирующей коррекцией орбиты (по сравнению, например, с двухчастичным взаимодействием). Это требует, чтобы орбитальные объекты проходили очень близко к центральной сверхмассивной черной дыре. Следствием этого является то, что инспирирующий объект не может быть большой тяжелой звездой, потому что он будет разорван на части приливными силами . [5]

Однако, если объект пройдет слишком близко к центральной сверхмассивной черной дыре, он совершит прямое погружение через горизонт событий . Это вызовет кратковременный сильный всплеск гравитационного излучения, который будет трудно обнаружить с помощью нынешних планируемых обсерваторий. [nb 1] Следовательно, создание EMRI требует тонкого баланса между объектами, проходящими слишком близко и слишком далеко от центральной сверхмассивной черной дыры. В настоящее время наилучшие оценки таковы, что типичная сверхмассивная черная дыра массой 10 6  M ☉ будет захватывать EMRI раз в 10 6 -10 8 лет. Это делает маловероятным наблюдение такого события в нашем Млечном Пути. Однако космическая гравитационно-волновая обсерватория, такая как LISA, сможет обнаруживать события EMRI вплоть до космологических расстояний, что приведет к ожидаемой частоте обнаружения где-то между несколькими и несколькими тысячами в год. [1]

Спиральные экстремальные отношения масс, созданные таким образом, как правило, имеют очень большие эксцентриситеты ( e  > 0,9999). Первоначальные орбиты с высоким эксцентриситетом также могут быть источником гравитационных волн, испуская короткий всплеск, когда компактный объект проходит через перицентр. Эти гравитационно-волновые сигналы известны как всплески экстремального отношения масс. [14] По мере того, как орбита сжимается из-за излучения гравитационных волн, она становится более круговой. Когда она достаточно сжимается, чтобы гравитационные волны стали достаточно сильными и частыми, чтобы их можно было непрерывно обнаруживать с помощью LISA, эксцентриситет обычно будет около 0,7. Поскольку распределение объектов в ядре, как ожидается, будет приблизительно сферически симметричным, ожидается, что не будет корреляции между начальной плоскостью спирали и спином центральных сверхмассивных черных дыр. [1]

В 2011 году было предложено препятствие для формирования EMRI. [15] Считалось, что «барьер Шварцшильда» является верхним пределом эксцентриситета орбит вблизи сверхмассивной черной дыры. Гравитационное рассеяние будет обусловлено моментами вращения от слегка асимметричного распределения массы в ядре («резонансная релаксация»), что приведет к случайному блужданию эксцентриситета каждой звезды. [16] Когда ее эксцентриситет станет достаточно большим, орбита начнет подвергаться релятивистской прецессии , и эффективность моментов вращения будет подавлена. Считалось, что будет критический эксцентриситет при каждом значении большой полуоси, при котором звезды будут «отражаться» обратно к более низким эксцентриситетам. Однако теперь ясно, что этот барьер — не что иное, как иллюзия, вероятно, возникшая из анимации, основанной на численном моделировании, как подробно описано в двух работах. [17] [18]

Роль спина

Было осознано, что роль спина центральной сверхмассивной черной дыры в формировании и эволюции EMRI имеет решающее значение. [19] Долгое время считалось, что любой EMRI, возникающий дальше, чем определенный критический радиус около одной сотой парсека, будет либо рассеян от орбиты захвата, либо напрямую погрузится в сверхмассивную черную дыру на чрезвычайно радиальной орбите. Эти события приведут к одному или нескольким всплескам, но не к когерентному набору из тысяч из них. Действительно, принимая во внимание спин, [19] доказали, что эти орбиты захвата накапливают тысячи циклов в полосе детектора. Поскольку они управляются релаксацией двух тел, которая хаотична по своей природе, они игнорируют что-либо, связанное с потенциальным барьером Шварцшильда. Более того, поскольку они возникают в основной части звездного распределения, скорости больше. Кроме того, из-за их большего эксцентриситета они громче, что увеличивает объем обнаружения. Поэтому ожидается, что ЭМРВ возникают на этих расстояниях и что они доминируют в показателях. [2]

Альтернативы

Известно несколько альтернативных процессов для производства экстремальных соотношений масс спиралей. Одной из возможностей было бы то, что центральная сверхмассивная черная дыра захватит проходящий объект, который не связан с ней. Однако окно, в котором объект проходит достаточно близко к центральной черной дыре, чтобы быть захваченным, но достаточно далеко, чтобы избежать прямого погружения в нее, чрезвычайно мало, что делает маловероятным, что такое событие вносит значительный вклад в ожидаемую частоту событий. [1]

Другая возможность присутствует, если компактный объект находится в связанной двойной системе с другим объектом. Если такая система проходит достаточно близко к центральной сверхмассивной черной дыре, она разделяется приливными силами, выбрасывая один из объектов из ядра на высокой скорости, в то время как другой захватывается центральной черной дырой с относительно высокой вероятностью стать EMRI. Если более 1% компактных объектов в ядре находится в двойных системах, этот процесс может конкурировать со «стандартной» картиной, описанной выше. EMRI, полученные в результате этого процесса, обычно имеют низкий эксцентриситет, становясь почти круглыми к тому времени, когда их можно будет обнаружить с помощью LISA. [1]

Третий вариант заключается в том, что гигантская звезда проходит достаточно близко к центральной массивной черной дыре, чтобы внешние слои были сорваны приливными силами, после чего оставшееся ядро ​​может стать EMRI. Однако неясно, достаточно ли сильна связь между ядром и внешними слоями гигантских звезд, чтобы сорванные слои оказали достаточно существенное влияние на орбиту ядра. [1]

Наконец, сверхмассивные черные дыры часто сопровождаются аккреционным диском материи, спирально движущейся к черной дыре. Если этот диск содержит достаточно материи, нестабильности могут коллапсировать, образуя новые звезды. Если они достаточно массивны, они могут коллапсировать, образуя компактные объекты, которые автоматически оказываются на траектории, ведущей к EMRI. Спирали с экстремальным отношением масс, созданные таким образом, характеризуются тем, что их орбитальная плоскость сильно коррелирует с плоскостью аккреционного диска и спином сверхмассивной черной дыры. [1]

Промежуточное отношение масс спирали

Помимо звездных черных дыр и сверхмассивных черных дыр , предполагается, что существует также третий класс черных дыр промежуточной массы с массами от 10 2 до 10 4 M ☉ . [5] Один из возможных способов их образования — это серия столкновений звезд в молодом скоплении звезд. Если такое скопление образуется в пределах тысячи световых лет от ядра галактики, оно опустится к центру из-за динамического трения. Как только оно окажется достаточно близко, звезды будут унесены приливными силами, а черная дыра промежуточной массы может продолжить движение по спирали к центральной сверхмассивной черной дыре. Такая система с соотношением масс около 1000 известна как система со спиралью промежуточного соотношения масс (IMRI). [3] [20] Существует много неопределенностей в ожидаемой частоте таких событий, но некоторые расчеты показывают, что LISA может обнаруживать до нескольких десятков таких событий в год. Если эти события действительно произойдут, они приведут к чрезвычайно сильному сигналу гравитационной волны, который можно будет легко обнаружить. [1]

Другой возможный путь для спирали с промежуточным отношением масс — это захват черной дырой промежуточной массы в шаровом скоплении компактного объекта звездной массы с помощью одного из процессов, описанных выше. Поскольку центральный объект намного меньше, эти системы будут производить гравитационные волны с гораздо более высокой частотой, открывая возможность их обнаружения с помощью следующего поколения наземных обсерваторий, таких как Advanced LIGO и Advanced VIRGO . Хотя частота событий для этих систем крайне неопределенна, некоторые расчеты показывают, что Advanced LIGO может видеть несколько из них в год. [21]

Моделирование

Диаграмма, показывающая взаимосвязь между различными подходами к моделированию спиралей с экстремальным отношением масс.

Хотя самую сильную гравитационную волну от EMRI можно легко отличить от инструментального шума детектора гравитационных волн, большинство сигналов будут глубоко погребены в инструментальном шуме. Однако, поскольку EMRI пройдет через множество циклов гравитационных волн (~10 5 ), прежде чем погрузится в центральную сверхмассивную черную дыру, все равно должно быть возможно извлечь сигнал с помощью согласованной фильтрации . В этом процессе наблюдаемый сигнал сравнивается с шаблоном ожидаемого сигнала, усиливая компоненты, которые похожи на теоретический шаблон. Для эффективности это требует точных теоретических предсказаний волновых форм гравитационных волн, создаваемых экстремальным соотношением масс inspiral. Это, в свою очередь, требует точного моделирования траектории EMRI. [1]

Уравнения движения в общей теории относительности , как известно, трудно решить аналитически. Следовательно, необходимо использовать какую-то схему приближения. Инспирали с экстремальным отношением масс хорошо подходят для этого, поскольку масса компактного объекта намного меньше массы центральной сверхмассивной черной дыры. Это позволяет игнорировать ее или рассматривать пертурбативно . [22]

Проблемы традиционных подходов к бинарному моделированию

Пост-ньютоновское расширение

Один из распространенных подходов заключается в расширении уравнений движения объекта в терминах его скорости , деленной на скорость света , v / c . Это приближение очень эффективно, если скорость очень мала, но становится довольно неточным, если v / c становится больше, чем примерно 0,3. Для бинарных систем сопоставимой массы этот предел достигается только на последних нескольких циклах орбиты. Однако EMRI проводят свои последние тысячи или миллионы циклов в этом режиме, что делает постньютоновское расширение неподходящим инструментом. [1]

Числовая относительность

Другой подход заключается в полном численном решении уравнений движения. Нелинейная природа теории делает это очень сложным, но значительный успех был достигнут в численном моделировании конечной фазы инспирализации двойных звезд сопоставимой массы. Большое количество циклов EMRI делает чисто численный подход непозволительно дорогим с точки зрения времени вычислений. [1]

Гравитационная сила самосохранения

Большое значение отношения масс в EMRI открывает другой путь для приближения: расширение в единицу по отношению масс. До нулевого порядка путь более легкого объекта будет геодезической в ​​пространстве -времени Керра, созданном сверхмассивной черной дырой. Поправки, обусловленные конечной массой более легкого объекта, могут быть затем включены, порядок за порядком в отношении масс, как эффективная сила на объекте. Эта эффективная сила известна как гравитационная сила. [1]

За последнее десятилетие или около того был достигнут большой прогресс в вычислении гравитационной силы для EMRI. Доступны числовые коды для вычисления гравитационной силы на любой связанной орбите вокруг невращающейся ( шварцшильдовской ) черной дыры. [23] И значительный прогресс был достигнут в вычислении гравитационной силы вокруг вращающейся черной дыры. [24]

Примечания

  1. ^ У LISA будет лишь небольшой шанс обнаружить такие сигналы, если они исходят из нашего Млечного Пути . [1]

Ссылки

  1. ^ abcdefghijklmnopqr Амаро-Сеоане, Пау; Гейр, Джонатан Р.; Фрейтаг, Марк; Миллер, М. Коулман; Мандель, Илья; Катлер, Курт Дж.; Бабак, Станислав (2007). "Спиральные объекты с промежуточным и экстремальным отношением масс — астрофизика, научные приложения и обнаружение с помощью LISA". Классическая и квантовая гравитация . 24 (17): R113–R169. arXiv : astro-ph/0703495 . Bibcode : 2007CQGra..24R.113A. doi : 10.1088/0264-9381/24/17/R01. S2CID  37683679.
  2. ^ abc Amaro-Seoane, Pau (2018-05-01). "Релятивистская динамика и экстремальные спирали отношения масс". Living Reviews in Relativity . 21 (1): 4. arXiv : 1205.5240 . Bibcode :2018LRR....21....4A. doi :10.1007/s41114-018-0013-8. PMC 5954169 . PMID  29780279. S2CID  21753891. 
  3. ^ abc Амаро Сеоане, Пау (2022-03-01). Гравитационный захват компактных объектов массивными черными дырами. Bibcode :2022hgwa.bookE..17A.
  4. ^ Амаро-Сеоан, По; Аудия, Софиан; Бабак, Станислав; Бинетруи, Пьер; Берти, Эмануэле; Боэ, Алехандро; Каприни, Кьяра; Колпи, Моника; Корниш, Нил Дж; Данцманн, Карстен; Дюфо, Жан-Франсуа; Гейр, Джонатан; Дженнрих, Оливер; Джетцер, Филипп; Кляйн, Антуан; Ланг, Райан Н; Лобо, Альберто; Литтенберг, Тайсон; Маквильямс, Шон Т; Нелеманс, Гийс; Петито, Антуан; Портер, Эдвард К.; Шютц, Бернард Ф; Сесана, Альберто; Стеббинс, Робин; Самнер, Тим; Валлиснери, Микеле; Витале, Стефано; Волонтери, Марта; Уорд, Генри (21 июня 2012 г.). "Низкочастотная гравитационно-волновая наука с eLISA/NGO". Классическая и квантовая гравитация . 29 (12): 124016. arXiv : 1202.0839 . Bibcode : 2012CQGra..29l4016A. doi : 10.1088/0264-9381/29/12/124016 . S2CID  54822413.
  5. ^ abcde Мерритт, Дэвид (2013). Динамика и эволюция ядер галактик. Принстон, Нью-Джерси: Princeton University Press . ISBN 9781400846122.
  6. ^ Гейр, Джонатан; Валлиснери, Мишель; Ларсон, Шейн Л.; Бейкер, Джон Г. (2013). «Проверка общей теории относительности с помощью низкочастотных космических детекторов гравитационных волн». Living Reviews in Relativity . 16 (1): 7. arXiv : 1212.5575 . Bibcode : 2013LRR....16....7G. doi : 10.12942/lrr-2013-7 . PMC 5255528. PMID  28163624 . 
  7. ^ Мур, Кристофер; Коул, Роберт; Берри, Кристофер (19 июля 2013 г.). «Детекторы и источники гравитационных волн» . Получено 14 апреля 2014 г.
  8. ^ Глампедакис, Костас (7 августа 2005 г.). «Экстремальное отношение масс вдохновляет: уникальный зонд LISA гравитации черных дыр». Классическая и квантовая гравитация . 22 (15): S605–S659. arXiv : gr-qc/0509024 . Bibcode : 2005CQGra..22S.605G. doi : 10.1088/0264-9381/22/15/004. S2CID  27304014.
  9. ↑ Gair, JR (13 декабря 2008 г.). «Симфония черной дыры: исследование новой физики с помощью гравитационных волн». Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences . 366 (1884): 4365–4379. Bibcode : 2008RSPTA.366.4365G. doi : 10.1098/rsta.2008.0170. PMID  18812300. S2CID  2869235.
  10. ^ Барак, Леор; Катлер, Курт (2004). «Источники захвата LISA: приблизительные формы волн, отношения сигнал-шум и точность оценки параметров». Physical Review D. 69 ( 8): 082005. arXiv : gr-qc/0310125 . Bibcode : 2004PhRvD..69h2005B. doi : 10.1103/PhysRevD.69.082005. S2CID  21565397.
  11. ^ Амаро-Сеоане, Пау (2018-05-01). "Релятивистская динамика и экстремальные спирали отношения масс". Living Reviews in Relativity . 21 (1): 4. arXiv : 1205.5240 . Bibcode : 2018LRR....21....4A. doi : 10.1007/s41114-018-0013-8. PMC 5954169. PMID  29780279. S2CID  21753891. 
  12. ^ Амаро Сеоане, Пау (2022-03-01). Гравитационный захват компактных объектов массивными черными дырами. Bibcode :2022hgwa.bookE..17A.
  13. ↑ Грейс Мейсон-Джарретт, «Картографирование пространства-времени вокруг сверхмассивных черных дыр» Things We Don't Know , 1 июля 2014 г.
  14. ^ Берри, CPL; Гейр, JR (12 декабря 2012 г.). «Наблюдение за массивной черной дырой Галактики с помощью всплесков гравитационных волн». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 429 (1): 589–612. arXiv : 1210.2778 . Bibcode : 2013MNRAS.429..589B. doi : 10.1093/mnras/sts360 . S2CID  118944979.
  15. ^ Мерритт, Дэвид ; Александр, Тал; Миккола, Сеппо; Уилл, Клиффорд (август 2011 г.). "Звездная динамика спиральных галактик с экстремальным отношением масс". Physical Review D. 84 ( 4): 044024. arXiv : 1102.3180 . Bibcode : 2011PhRvD..84d4024M. doi : 10.1103/PhysRevD.84.044024. S2CID  119186938.
  16. ^ Хопман, Кловис; Александр, Таль (10 июля 2006 г.). «Резонансная релаксация вблизи массивной черной дыры: звездное распределение и источники гравитационных волн». The Astrophysical Journal . 645 (2): 1152–1163. arXiv : astro-ph/0601161 . Bibcode :2006ApJ...645.1152H. doi :10.1086/504400. S2CID  6867371.
  17. ^ Bar-Or, Ben; Alexander, Tal (2016-04-01). "Steady-state Relativistic Stellar Dynamics Around a Massive Black Hole". The Astrophysical Journal . 820 (2): 129. arXiv : 1508.01390 . Bibcode :2016ApJ...820..129B. doi : 10.3847/0004-637X/820/2/129 . ISSN  0004-637X. S2CID  118369453.
  18. ^ Bar-Or, Ben; Alexander, Tal (2014-12-01). "Статистическая механика релятивистских орбит вокруг массивной черной дыры". Classical and Quantum Gravity . 31 (24): 244003. arXiv : 1404.0351 . Bibcode : 2014CQGra..31x4003B. doi : 10.1088/0264-9381/31/24/244003. ISSN  0264-9381. S2CID  118545872.
  19. ^ ab Amaro-Seoane, Pau; Sopuerta, Carlos F.; Freitag, Marc D. (2013). «Роль спина сверхмассивной черной дыры в оценке частоты событий EMRI». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 429 (4): 3155–3165. arXiv : 1205.4713 . Bibcode : 2013MNRAS.429.3155A. doi : 10.1093/mnras/sts572 . S2CID  119305660.
  20. ^ Arca Sedda, Manuel; Amaro Seoane, Pau; Chen, Xian (2021-08-01). «Слияние звёздных и чёрных дыр средней массы в плотных скоплениях: последствия для LIGO, LISA и следующего поколения детекторов гравитационных волн». Astronomy and Astrophysics . 652 : A54. arXiv : 2007.13746 . Bibcode :2021A&A...652A..54A. doi :10.1051/0004-6361/202037785. ISSN  0004-6361. S2CID  234358809.
  21. ^ Mandel, Ilya; Brown, Duncan A.; Gair, Jonathan R.; Miller, M. Coleman (2008). «Скорости и характеристики промежуточных соотношений масс, обнаруживаемых с помощью Advanced LIGO». Astrophysical Journal . 681 (2): 1431–1447. arXiv : 0705.0285 . Bibcode :2008ApJ...681.1431M. doi :10.1086/588246. S2CID  10664239.
  22. ^ Барак, Леор (7 ноября 2009 г.). "Гравитационная сила самосохранения в спиральных телах с экстремальным отношением масс". Классическая и квантовая гравитация . 26 (21): 213001. arXiv : 0908.1664 . Bibcode : 2009CQGra..26u3001B. doi : 10.1088/0264-9381/26/21/213001. S2CID  13881512.
  23. ^ Барак, Леор; Саго, Норчика (2007). «Самогравитационная сила, действующая на частицу на круговой орбите вокруг черной дыры Шварцшильда». Physical Review D. 75 ( 6): 064021. arXiv : gr-qc/0701069 . Bibcode : 2007PhRvD..75f4021B. doi : 10.1103/PhysRevD.75.064021. S2CID  119404834.Барак, Леор; Саго, Норичика (2010). «Самогравитационное воздействие на частицу на эксцентричной орбите вокруг черной дыры Шварцшильда». Physical Review D. 81 ( 8): 084021. arXiv : 1002.2386 . Bibcode : 2010PhRvD..81h4021B. doi : 10.1103/PhysRevD.81.084021. S2CID  119108413.
  24. ^ Warburton, Niels; Barack, Leor (2011). "Самостоятельная сила на скалярном заряде в пространстве-времени Керра: эксцентричные экваториальные орбиты". Physical Review D. 83 ( 12): 124038. arXiv : 1103.0287 . Bibcode : 2011PhRvD..83l4038W. doi : 10.1103/PhysRevD.83.124038. S2CID  119187059.Warburton, Niels; Barack, Leor (2010). "Самостоятельная сила на скалярном заряде в пространстве-времени Керра: круговые экваториальные орбиты". Physical Review D. 81 ( 8): 084039. arXiv : 1003.1860 . Bibcode : 2010PhRvD..81h4039W. doi : 10.1103/PhysRevD.81.084039. S2CID  119115725.

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки