stringtranslate.com

Двойная черная дыра

Компьютерное моделирование двойной системы черных дыр GW150914 , как ее видит близлежащий наблюдатель, во время ее финальной инспирализации, слияния и кольцевого спуска. Звездное поле позади черных дыр сильно искажается и, кажется, вращается и движется из-за экстремального гравитационного линзирования , поскольку само пространство-время искажается и увлекается вращающимися черными дырами. [1]

Двойная черная дыра ( BBH ), или двойная черная дыра , представляет собой систему, состоящую из двух черных дыр, вращающихся по близкой орбите вокруг друг друга. Как и сами черные дыры, двойные черные дыры часто делятся на двойные звездные черные дыры , образованные либо как остатки массивных двойных звездных систем, либо в результате динамических процессов и взаимного захвата; и двойные сверхмассивные черные дыры , которые, как полагают, являются результатом галактических слияний .

В течение многих лет доказательство существования двойных черных дыр было затруднено из-за природы самих черных дыр и ограниченных доступных средств обнаружения. Однако в случае слияния пары черных дыр должно было быть выделено огромное количество энергии в виде гравитационных волн с характерными волновыми формами , которые можно рассчитать с помощью общей теории относительности . [2] [3] [4] Поэтому в конце 20-го и начале 21-го века двойные черные дыры стали представлять большой научный интерес как потенциальный источник таких волн и средство, с помощью которого можно было бы доказать существование гравитационных волн. Слияния двойных черных дыр были бы одними из самых сильных известных источников гравитационных волн во Вселенной и, таким образом, давали бы хорошие шансы на прямое обнаружение таких волн . По мере того, как вращающиеся черные дыры испускают эти волны, орбита распадается, а орбитальный период уменьшается. Эта стадия называется двойной спиралью черной дыры. Черные дыры сольются, как только окажутся достаточно близко. После слияния одна дыра принимает стабильную форму, проходя стадию, называемую кольцевым падением, где любое искажение формы рассеивается в виде большего количества гравитационных волн. [5] В последнюю долю секунды черные дыры могут достичь чрезвычайно высокой скорости, а амплитуда гравитационной волны достигает своего пика.

Существование двойных черных дыр звездной массы (и самих гравитационных волн) было окончательно подтверждено, когда лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория (LIGO) обнаружила GW150914 (обнаружена в сентябре 2015 г., объявлена ​​в феврале 2016 г.), отличительную гравитационно-волновую сигнатуру двух сливающихся черных дыр звездной массы, каждая из которых весит около 30 солнечных масс , и находится на расстоянии около 1,3 миллиарда световых лет от нас. За последние 20 мс спиралевидного движения вовнутрь и слияния GW150914 высвободила около 3 солнечных масс в качестве гравитационной энергии, достигнув пика со скоростью 3,6 × 1049  Вт  — больше, чем общая мощность всего света, излучаемого всеми звездами в наблюдаемой Вселенной, вместе взятыми. [6] [7] [8] Кандидаты на роль сверхмассивных двойных черных дыр были обнаружены, но пока не доказаны окончательно. [9]

Происшествие

Существование двойных черных дыр звездной массы было продемонстрировано первым обнаружением события слияния черных дыр GW150914 с помощью LIGO. [10]

В этой визуализации двойная система, содержащая две сверхмассивные черные дыры и их аккреционные диски, изначально видна сверху. Примерно через 25 секунд камера опускается ближе к орбитальной плоскости, чтобы показать эффекты линзирования, создаваемые их огромной гравитацией. Различные цвета, присвоенные аккреционным дискам, облегчают визуализацию сложных оптических искажений, которые мог бы увидеть внешний наблюдатель. [11]

Считается, что двойные сверхмассивные черные дыры (SMBH) образуются во время слияний галактик . Некоторые вероятные кандидаты на роль двойных черных дыр — галактики с двойными ядрами, все еще далеко расположенными друг от друга. Примером активного двойного ядра является NGC 6240. [ 12] Гораздо более близкие двойные черные дыры, вероятно, существуют в галактиках с одним ядром и двойными эмиссионными линиями. Примерами являются SDSS J104807.74+005543.5 [13] и EGSD2 J142033.66 525917.5. [14] Другие ядра галактик имеют периодические выбросы, предполагающие, что крупные объекты вращаются вокруг центральной черной дыры, например, в OJ287 . [15]

Измерения пекулярной скорости подвижной сверхмассивной черной дыры в галактике J0437+2456 указывают на то, что она является перспективным кандидатом на роль носителя отскакивающей или двойной сверхмассивной черной дыры, либо продолжающегося слияния галактик. [16]

Квазар PKS 1302-102, по-видимому, имеет двойную черную дыру с орбитальным периодом 1900 дней. [17]

Проблема конечного парсека

Когда сталкиваются две галактики, сверхмассивные черные дыры в их центрах вряд ли столкнутся лоб в лоб и, скорее всего, пролетят мимо друг друга по гиперболическим траекториям , если только какой-то механизм не сведет их вместе. Самым важным механизмом является динамическое трение , которое передает кинетическую энергию от черных дыр к близлежащей материи. Когда черная дыра проходит мимо звезды, гравитационная праща ускоряет звезду, одновременно замедляя черную дыру.

Это замедляет черные дыры достаточно, чтобы они образовали связанную двойную систему, и дальнейшее динамическое трение крадет орбитальную энергию у пары, пока они не окажутся на расстоянии нескольких парсеков друг от друга. Однако этот процесс также выбрасывает материю с орбитальной траектории, и по мере сокращения орбит объем пространства, через который проходят черные дыры, уменьшается, пока не останется так мало материи, что она не сможет вызвать слияние за время существования Вселенной.

Гравитационные волны могут вызвать значительную потерю орбитальной энергии, но только после того, как расстояние сократится до гораздо меньшего значения, примерно 0,01–0,001 парсека.

Тем не менее, сверхмассивные черные дыры, по-видимому, слились, и то, что, по-видимому, является парой в этом промежуточном диапазоне, наблюдалось в PKS 1302-102 . [18] [19] Вопрос о том, как это происходит, является «проблемой конечного парсека». [20]

Было предложено несколько решений проблемы конечного парсека. Большинство из них включают механизмы, позволяющие подвести дополнительную материю, либо звезды, либо газ, достаточно близко к двойной паре, чтобы извлечь энергию из двойной и заставить ее сжаться. Если достаточное количество звезд пройдет близко к вращающейся паре, их гравитационный выброс может свести две черные дыры вместе за астрономически правдоподобное время. [21] Темная материя также рассматривается, хотя, по-видимому, требуется самовзаимодействующая темная материя , чтобы избежать той же проблемы, когда вся она будет выброшена до того, как произойдет слияние. [22] [23]

Один механизм, который, как известно, работает, хотя и нечасто, — это третья сверхмассивная черная дыра от второго галактического столкновения. [24] При наличии трех черных дыр в непосредственной близости орбиты хаотичны и допускают три дополнительных механизма потери энергии:

  1. Черные дыры вращаются по значительно большей площади галактики, взаимодействуя (и теряя энергию) с гораздо большим количеством материи.
  2. Орбиты могут стать сильно эксцентричными , что приведет к потере энергии за счет гравитационного излучения в точке наибольшего сближения.
  3. Две черные дыры могут передавать энергию третьей, возможно, выбрасывая ее. [25]

Жизненный цикл

Вдохновляющий

Первая стадия жизни двойной черной дыры — это инспираль , постепенно сжимающаяся орбита. Первые стадии инспирали занимают очень много времени, поскольку испускаемые гравитационные волны очень слабы, когда черные дыры находятся далеко друг от друга. Помимо сокращения орбиты из-за испускания гравитационных волн, дополнительный угловой момент может быть потерян из-за взаимодействия с другой присутствующей материей, например, другими звездами.

По мере того, как орбита черных дыр сокращается, скорость увеличивается, а излучение гравитационных волн увеличивается. Когда черные дыры находятся близко, гравитационные волны заставляют орбиту быстро сокращаться. [26]

Последняя стабильная орбита или самая внутренняя стабильная круговая орбита (ISCO) — это самая внутренняя полная орбита перед переходом от спиральной к слиянию . [27]

Слияние

Затем следует погружающаяся орбита, на которой встречаются две черные дыры, а затем происходит слияние. В это время пик гравитационного излучения волн. [27]

Рингдаун

Сразу после слияния теперь уже единая черная дыра будет «звенеть». Этот звон затухает на следующем этапе, называемом звоном вниз , излучением гравитационных волн. Фаза звона вниз начинается, когда черные дыры приближаются друг к другу в пределах фотонной сферы . В этой области большинство испускаемых гравитационных волн направляются к горизонту событий, а амплитуда тех, которые выходят, уменьшается. Удаленно обнаруженные гравитационные волны имеют колебания с быстро уменьшающейся амплитудой, поскольку эхо события слияния возникает из-за все более и более плотных спиралей вокруг образовавшейся черной дыры. [28] [29]

Наблюдение

Первое наблюдение слияния двойных черных дыр звездной массы, GW150914 , было выполнено детектором LIGO . [10] [30] [31] Как наблюдалось с Земли, пара черных дыр с предполагаемыми массами около 36 и 29 масс Солнца вращались друг с другом и слились, образовав черную дыру массой приблизительно 62 массы Солнца 14 сентября 2015 года в 09:50 UTC. [32] Три солнечные массы были преобразованы в гравитационное излучение в последнюю долю секунды с пиковой мощностью 3,6×10 56  эрг / с (200 солнечных масс в секунду), [10] что в 50 раз превышает общую выходную мощность всех звезд в наблюдаемой Вселенной. [33] Слияние произошло440+160
−180 мегапарсеков от Земли, [34] между 600 миллионами и 1,8 миллиардами лет назад. [30] Наблюдаемый сигнал согласуется с предсказаниями численной теории относительности. [2] [3] [4]

Моделирование динамики

Некоторые упрощенные алгебраические модели можно использовать для случая, когда черные дыры находятся далеко друг от друга, на стадии спирального движения , а также для решения задачи об окончательном падении .

Постньютоновские приближения могут быть использованы для inspiral. Они аппроксимируют уравнения поля общей теории относительности, добавляя дополнительные члены к уравнениям в ньютоновской гравитации. Порядки, используемые в этих вычислениях, могут быть названы 2PN (второго порядка постньютоновские), 2.5PN или 3PN (третьего порядка постньютоновские). Приближение эффективного одного тела (EOB) решает динамику двойной системы черных дыр, преобразуя уравнения в уравнения одного объекта. Это особенно полезно, когда отношения масс велики, например, при слиянии черной дыры звездной массы с черной дырой галактического ядра , но также может использоваться для систем с равной массой.

Для рингдауна можно использовать теорию возмущений черных дыр . Окончательная черная дыра Керра искажается, и спектр частот, которые она производит, можно рассчитать.

Описание всей эволюции, включая слияние, требует решения полных уравнений общей теории относительности. Это можно сделать в численном моделировании относительности. Численная теория относительности моделирует пространство-время и имитирует его изменение со временем. В этих расчетах важно иметь достаточно мелких деталей вблизи черных дыр, и в то же время иметь достаточный объем для определения гравитационного излучения, которое распространяется до бесконечности. Чтобы уменьшить количество точек таким образом, чтобы численная задача была разрешима за разумное время, можно использовать специальные системы координат, такие как координаты Бойера–Линдквиста или координаты «рыбьего глаза».

Методы численной теории относительности постоянно совершенствовались с момента первых попыток в 1960-х и 1970-х годах. [35] [36] Однако долгосрочное моделирование движения черных дыр на орбите было невозможно до тех пор, пока три группы независимо друг от друга не разработали новаторские методы моделирования спирального движения, слияния и замыкания двойных черных дыр [2] [3] [4] в 2005 году.

В полных расчетах всего слияния можно использовать несколько из вышеперечисленных методов вместе. Затем важно подогнать различные части модели, которые были разработаны с использованием различных алгоритмов. Проект Lazarus связал части на пространственноподобной гиперповерхности во время слияния. [37]

Результаты расчетов могут включать энергию связи. На устойчивой орбите энергия связи является локальным минимумом относительно возмущения параметров. На самой внутренней устойчивой круговой орбите локальный минимум становится точкой перегиба.

Произведенная гравитационная волновая форма важна для прогнозирования и подтверждения наблюдений. Когда инспирализация достигает сильной зоны гравитационного поля, волны рассеиваются в пределах зоны, создавая то, что называется постньютоновским хвостом (PN-хвост). [37]

В фазе кольцевого спада черной дыры Керра, волочение кадров создает гравитационную волну с частотой горизонта. Напротив, кольцевой спад черной дыры Шварцшильда выглядит как рассеянная волна от поздней инспирали, но без прямой волны. [37]

Сила реакции излучения может быть рассчитана с помощью повторного суммирования Паде гравитационного волнового потока. Методом установления излучения является метод извлечения характеристик Коши (CCE), который дает близкую оценку потока на бесконечности, без необходимости расчета на все больших и больших конечных расстояниях.

Конечная масса полученной черной дыры зависит от определения массы в общей теории относительности . Масса Бонди M B рассчитывается по формуле потери массы Бонди–Заха, , где f ( U ) представляет собой поток гравитационной волны в запаздывающее время U . f представляет собой поверхностный интеграл функции новостей на нулевой бесконечности, изменяющийся на телесный угол. Энергия Арновитта–Дезера–Мизнера (ADM) или масса ADM представляет собой массу, измеренную на бесконечном расстоянии и включающую в себя все испускаемое гравитационное излучение: .

Угловой момент также теряется в гравитационном излучении. Это в первую очередь происходит на оси z начальной орбиты. Он вычисляется путем интегрирования произведения многополярной метрической формы волны с дополнением функции новостей по запаздывающему времени . [38]

Форма

Одной из проблем, которую предстоит решить, является форма или топология горизонта событий во время слияния черных дыр.

В числовых моделях тестовые геодезические линии вставляются, чтобы увидеть, сталкиваются ли они с горизонтом событий. Когда две черные дыры приближаются друг к другу, из каждого из двух горизонтов событий по направлению к другому выдвигается форма «утконос». Этот выступ становится длиннее и уже, пока не встретится с выступом из другой черной дыры. В этот момент времени горизонт событий имеет очень узкую X-образную форму в точке встречи. Выступы вытягиваются в тонкую нить. [39] Точка встречи расширяется до примерно цилиндрического соединения, называемого мостом . [39]

Моделирование по состоянию на 2011 год не выявило горизонтов событий с тороидальной топологией (кольцевой). Некоторые исследователи предположили, что это было бы возможно, если бы, например, несколько черных дыр на одной почти круговой орбите объединились. [39]

Откат слияния черных дыр

Неожиданный результат может возникнуть с двойными черными дырами, которые сливаются, в том смысле, что гравитационные волны переносят импульс, и сливающаяся пара черных дыр ускоряется, по-видимому, нарушая третий закон Ньютона . Центр тяжести может добавить более 1000 км/с ударной скорости. [40] Наибольшие ударные скорости (приближающиеся к 5000 км/с) возникают для двойных черных дыр с одинаковой массой и одинаковой величиной спина, когда направления спинов оптимально ориентированы так, чтобы быть противонаправленными, параллельными орбитальной плоскости или почти выровненными с орбитальным угловым моментом. [41] Этого достаточно, чтобы покинуть большие галактики. При более вероятной ориентации имеет место меньший эффект, возможно, всего несколько сотен километров в секунду. Такая скорость может выбрасывать сливающиеся двойные черные дыры из шаровых скоплений, тем самым предотвращая образование массивных черных дыр в ядрах шаровых скоплений. Это, в свою очередь, снижает вероятность последующих слияний и, таким образом, вероятность обнаружения гравитационных волн. Для невращающихся черных дыр максимальная скорость отдачи 175 км/с достигается для масс в соотношении пять к одному. Когда спины выровнены в орбитальной плоскости, отдача 5000 км/с возможна с двумя идентичными черными дырами. [42] Параметры, которые могут представлять интерес, включают точку, в которой сливаются черные дыры, соотношение масс, которое производит максимальный толчок, и сколько массы/энергии излучается через гравитационные волны. При лобовом столкновении эта доля рассчитывается как 0,002 или 0,2%. [43] Одним из лучших кандидатов на роль отброшенных сверхмассивных черных дыр является CXO J101527.2+625911. [44]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Кредиты: проект SXS (Simulating eXtreme Spacetimes).
  2. ^ abc Pretorius, Frans (2005). "Эволюция бинарных черных дыр пространства-времени". Physical Review Letters . 95 (12): 121101. arXiv : gr-qc/0507014 . Bibcode :2005PhRvL..95l1101P. doi :10.1103/PhysRevLett.95.121101. ISSN  0031-9007. PMID  16197061. S2CID  24225193.
  3. ^ abc Campanelli, M. ; Lousto, CO ; Marronetti, P.; Zlochower, Y. (2006). "Точные эволюции орбитальных двойных черных дыр без вырезания". Physical Review Letters . 96 (11): 111101. arXiv : gr-qc/0511048 . Bibcode :2006PhRvL..96k1101C. doi :10.1103/PhysRevLett.96.111101. ISSN  0031-9007. PMID  16605808. S2CID  5954627.
  4. ^ abc Бейкер, Джон Г.; Центрелла, Джоан ; Чой, Дэ-Ил; Коппиц, Майкл; ван Метер, Джеймс (2006). «Извлечение гравитационно-волн из спиральной конфигурации сливающихся черных дыр». Physical Review Letters . 96 (11): 111102. arXiv : gr-qc/0511103 . Bibcode : 2006PhRvL..96k1102B. doi : 10.1103/PhysRevLett.96.111102. ISSN  0031-9007. PMID  16605809. S2CID  23409406.
  5. ^ Abadie, J.; Abbott, BP; Abbott, R.; Abernathy, M.; Accadia, T.; Acernese, F.; Adams, C.; Adhikari, R.; Ajith, P.; Allen, B.; Allen, GS; Amador Ceron, E.; Amin, RS; Anderson, SB; Anderson, WG; et al. ( LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration ) (2011-06-06). "Поиск гравитационных волн от двойной черной дыры inspiral, merger, and ringdown". Physical Review D. 83 ( 12): 122005. arXiv : 1102.3781 . Bibcode : 2011PhRvD..83l2005A . doi : 10.1103/PhysRevD.83.122005. ISSN  1550-7998. S2CID  174250.
  6. ^ "Наблюдение гравитационных волн от слияния двойных черных дыр" (PDF) . LIGO. 11 февраля 2016 г. Архивировано из оригинала (PDF) 16 февраля 2016 г. Получено 11 февраля 2016 г.
  7. ^ Харвуд, У. (11 февраля 2016 г.). «Эйнштейн был прав: ученые совершили прорыв в обнаружении гравитационных волн». CBS News . Архивировано из оригинала 12 февраля 2016 г. Получено 12 февраля 2016 г.
  8. ^ Дрейк, Надя (11 февраля 2016 г.). «Найдено! Гравитационные волны или излом в пространстве-времени». National Geographic News . Архивировано из оригинала 12 февраля 2016 г. Получено 12 февраля 2016 г.
  9. ^ Лю, Фукунь; Комосса, Стефани; Шартель, Норберт (22 апреля 2014 г.). «Уникальная пара скрытых черных дыр обнаружена yy XMM-Newton». Миллипарсековый кандидат на сверхмассивную двойную черную дыру в галактике SDSS J120136.02+300305.5 . Получено 23 декабря 2014 г.
  10. ^ abc Abbott, BP; Abbott, R.; Abbott, TD; Abernathy, MR; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P.; Adhikari, RX; Adya, VB; Affeldt, C.; Agathos, M.; Agatsuma, K.; Aggarwal, N.; et al. ( Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo ) (2016-02-11). "Наблюдение гравитационных волн от слияния бинарных черных дыр". Physical Review Letters . 116 (6): 061102. arXiv : 1602.03837 . Bibcode : 2016PhRvL.116f1102A. doi : 10.1103/PhysRevLett.116.061102. ISSN  0031-9007. PMID  26918975. S2CID  124959784.{{cite journal}}: CS1 maint: дата и год ( ссылка )
  11. ^ "NASA Visualization Probes the Doubly Warped World of Binary Black Holes". NASA. 15 апреля 2021 г. Получено 16 апреля 2021 г.
  12. ^ Комосса, С.; Бурвиц, В.; Хасингер, Г.; Предель, П.; Каастра, Дж. С.; Икебе, И. (2003-01-01). «Открытие двойного активного галактического ядра в сверхъяркой инфракрасной галактике NGC 6240 с помощью Chandra». Астрофизический журнал . 582 (1). Американское астрономическое общество: L15–L19. arXiv : astro-ph/0212099 . Bibcode : 2003ApJ...582L..15K. doi : 10.1086/346145. ISSN  0004-637X. S2CID  16697327.
  13. ^ Чжоу, Хонгян; Ван, Тингуй; Чжан, Сюэгуан; Дун, Сяобо; Ли, Чэн (2004-03-20). «Затененные двойные ядра квазаров в SDSS J104807.74+005543.5?». Астрофизический журнал . 604 (1). Американское астрономическое общество: L33–L36. arXiv : astro-ph/0411167 . Bibcode : 2004ApJ...604L..33Z. doi : 10.1086/383310. ISSN  0004-637X. S2CID  14297940.
  14. ^ Gerke, Brian F.; Newman, Jeffrey A.; Lotz, Jennifer ; Yan, Renbin; Barmby, P.; Coil, Alison L.; Conselice, Christopher J.; Ivison, RJ; Lin, Lihwai; Koo, David C.; Nandra, Kirpal; Salim, Samir; Small, Todd; Weiner, Benjamin J.; Cooper, Michael C.; Davis, Marc; Faber, SM; Guhathakurta, Puragra; et al. (6 апреля 2007 г.). "The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: AEGIS Observations of a Dual AGN at z = 0.7". The Astrophysical Journal Letters . 660 (1): L23–L26. arXiv : astro-ph/0608380 . Библиографический код : 2007ApJ...660L..23G. doi : 10.1086/517968. S2CID  14320681.
  15. ^ Валтонен, М. Дж.; Миккола, С.; Мерритт, Д .; Гопакумар, А.; Лехто, Х. Дж.; Хювёнен, Т.; Рампадарат, Х.; Сондерс, Р.; Баста, М.; Худек, Р. (2010-02-01). «Измерение спина первичной черной дыры в OJ287». The Astrophysical Journal . 709 (2): 725–732. arXiv : 0912.1209 . Bibcode :2010ApJ...709..725V. doi :10.1088/0004-637X/709/2/725. ISSN  0004-637X. S2CID  119276181.
  16. ^ Pesce, DW; Seth, AC; Greene, JE; Braatz, JA; Condon, JJ; Kent, BR; Krajnović, D. (март 2021 г.). «Беспокойная сверхмассивная черная дыра в галактике J0437+2456». Astrophysical Journal . 909 (2): 141–153. arXiv : 2101.07932 . Bibcode : 2021ApJ...909..141P. doi : 10.3847/1538-4357/abde3d . S2CID  231648121.
  17. ^ Грэм, Мэтью Дж.; Джорговски, С.Г.; Стерн, Дэниел; Гликман, Эйлат; Дрейк, Эндрю Дж.; Махабал, Ашиш А.; Донелек, Сиро; Ларсон, Стив; Кристенсен, Эрик (7 января 2015 г.). «Возможная тесная сверхмассивная двойная черная дыра в квазаре с оптической периодичностью». Nature . 518 (7537): 74–6. arXiv : 1501.01375 . Bibcode :2015Natur.518...74G. doi :10.1038/nature14143. ISSN  0028-0836. PMID  25561176. S2CID  4459433.
  18. ^ D'Orazio, Daniel J.; Haiman, Zoltán; Schiminovich, David (17 сентября 2015 г.). «Релятивистский импульс как причина периодичности в массивном кандидате на двойную черную дыру». Nature . 525 (7569): 351–353. arXiv : 1509.04301 . Bibcode :2015Natur.525..351D. doi :10.1038/nature15262. PMID  26381982. S2CID  205245606.
  19. ^ Овербай, Деннис (16 сентября 2015 г.). «Еще больше доказательств грядущего столкновения черных дыр». The New York Times .
  20. ^ Милосавлевич, Милош; Мерритт, Дэвид (октябрь 2003 г.). «Последняя проблема парсека» (PDF) . Труды конференции AIP . 686 (1). Американский институт физики: 201–210. arXiv : astro-ph/0212270 . Bibcode : 2003AIPC..686..201M. doi : 10.1063/1.1629432. S2CID  12124842.
  21. ^ Мерритт, Дэвид (2013). Динамика и эволюция ядер галактик. Принстон: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-12101-7.
  22. ^ Лэмб, Уильям (8 августа 2024 г.). «Не будь таким холодным – Самовзаимодействующая темная материя как решение «окончательной проблемы парсека»». Astrobites .
  23. ^ Алонсо-Альварес, Гонсало; Клайн, Джеймс М.; Дьюар, Кейтлин (9 июля 2024 г.). «Самовзаимодействующая темная материя решает окончательную проблему парсека слияний сверхмассивных черных дыр». Physical Review Letters . 133 (2) 021401. arXiv : 2401.14450 . Bibcode : 2024PhRvL.133b1401A. doi : 10.1103/PhysRevLett.133.021401 . PMID  39073950. Для бесстолкновительной холодной DM трение выделяет так много энергии, что шип разрушается и не может преодолеть последний парсек, в то время как для самовзаимодействующей DM изотермическое ядро ​​гало может действовать как резервуар для энергии, высвобождаемой из орбит СМЧД.
  24. ^ Рю, Таехо; Перна, Розальба ; Хайман, Золтан; Острикер, Джеремайя П.; Стоун, Николас К. (2018). «Взаимодействие между несколькими сверхмассивными черными дырами в ядрах галактик: решение проблемы окончательного парсека». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 473 (3): 3410–3433. arXiv : 1709.06501 . Bibcode : 2018MNRAS.473.3410R. doi : 10.1093/mnras/stx2524 . S2CID  119083047.
  25. ^ Ивасава, Масаки; Фунато, Йоко; Макино, Дзюнъитиро (2006). «Эволюция тройных массивных черных дыр I – системы с двойной и одиночной звездой равной массы». Astrophys. J . 651 (2): 1059–1067. arXiv : astro-ph/0511391 . Bibcode :2006ApJ...651.1059I. doi :10.1086/507473. S2CID  14816623. Мы обнаружили, что в большинстве случаев две из трех ЧД сливаются посредством гравитационно-волнового (ГВ) излучения в масштабе времени, намного короче времени Хаббла, прежде чем выбросить одну ЧД через рогатку.
  26. ^ "Введение в LIGO и гравитационные волны: Спиральные гравитационные волны". Научное сотрудничество LIGO.
  27. ^ ab Ori, Amos; Thorne, Kip S. (28 ноября 2000 г.). «Переход от спирального к погружному для компактного тела на круговой экваториальной орбите вокруг массивной вращающейся черной дыры». Physical Review D. 62 ( 12): 124022. arXiv : gr-qc/0003032 . Bibcode : 2000PhRvD..62l4022O. doi : 10.1103/PhysRevD.62.124022.
  28. ^ «По ком звенит черная дыра». www.aei.mpg.de .
  29. ^ Capano, Collin D.; Cabero, Miriam; Westerweck, Julian; Abedi, Jahed; Kastha, Shilpa; Nitz, Alexander H.; Wang, Yi-Fan; Nielsen, Alex B.; Krishnan, Badri (28 ноября 2023 г.). "Многомодовый квазинормальный спектр из возмущенной черной дыры". Physical Review Letters . 131 (22): 221402. arXiv : 2105.05238 . Bibcode :2023PhRvL.131v1402C. doi :10.1103/PhysRevLett.131.221402. PMID  38101361.
  30. ^ ab Castelvecchi, Davide; Witze, Witze (11 февраля 2016 г.). «Наконец-то найдены гравитационные волны Эйнштейна». Nature News . doi :10.1038/nature.2016.19361. S2CID  182916902 . Получено 11.02.2016 .
  31. ^ «Гравитационные волны обнаружены через 100 лет после предсказания Эйнштейна». www.nsf.gov . NSF – Национальный научный фонд . Получено 2016-02-11 .
  32. ^ Эбботт, Бенджамин П. и др. (LIGO Scientific Collaboration и Virgo Collaboration) (11 февраля 2016 г.). "Свойства слияния бинарных черных дыр GW150914". Physical Review Letters . 116 (24): 241102. arXiv : 1602.03840 . Bibcode : 2016PhRvL.116x1102A. doi : 10.1103/PhysRevLett.116.241102. PMID  27367378. S2CID  217406416.
  33. ↑ Крамер, Сара (11 февраля 2016 г.). «Это столкновение было в 50 раз мощнее, чем все звезды во Вселенной вместе взятые». Tech Insider . Получено 12 февраля 2016 г.
  34. ^ Abbott, BP; Abbott, R.; Abbott, TD; Abernathy, MR; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P.; Adhikari, RX; Adya, VB; Affeldt, C.; Agathos, M.; Agatsuma, K.; Aggarwal, N.; et al. ( Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo ) (21 октября 2016 г.). "Улучшенный анализ GW150914 с использованием модели полностью прецессирующей спиновой формы волны". Physical Review X. 6 ( 4): 041014. arXiv : 1606.01210 . Bibcode : 2016PhRvX...6d1014A. doi : 10.1103/PhysRevX.6.041014. ISSN  2160-3308. S2CID  18217435.{{cite journal}}: CS1 maint: дата и год ( ссылка )
  35. ^ Хан, Сьюзен Г.; Линдквист, Ричард В. (1964). «Проблема двух тел в геометродинамике». Annals of Physics . 29 (2): 304–331. Bibcode : 1964AnPhy..29..304H. doi : 10.1016/0003-4916(64)90223-4. ISSN  0003-4916.
  36. ^ Смарр, Ларри; Чадеж, Андрей; ДеВитт, Брайс; Эппли, Кеннет (1976). «Столкновение двух черных дыр: Теоретическая основа». Physical Review D. 14 ( 10): 2443–2452. Bibcode : 1976PhRvD..14.2443S. doi : 10.1103/PhysRevD.14.2443. ISSN  0556-2821.
  37. ^ abc Николс, Дэвид А.; Чен, Янбэй (2012). «Гибридный метод понимания слияний черных дыр: вдохновляющий случай». Physical Review D. 85 ( 4): 044035. arXiv : 1109.0081 . Bibcode : 2012PhRvD..85d4035N. doi : 10.1103/PhysRevD.85.044035. ISSN  1550-7998. S2CID  30890236.
  38. ^ Дамур, Тибо; Нагар, Алессандро; Поллни, Денис; Рейссвиг, Кристиан (2012). «Энергия против углового момента в двойных черных дырах». Physical Review Letters . 108 (13): 131101. arXiv : 1110.2938 . Bibcode : 2012PhRvL.108m1101D. doi : 10.1103/PhysRevLett.108.131101 . ISSN  0031-9007. PMID  22540688.
  39. ^ abc Коэн, Майкл И.; Каплан, Джеффри Д.; Шил, Марк А. (2012). «Тороидальные горизонты в двойных спиральных черных дырах». Physical Review D. 85 ( 2): 024031. arXiv : 1110.1668 . Bibcode : 2012PhRvD..85b4031C. doi : 10.1103/PhysRevD.85.024031. ISSN  1550-7998. S2CID  37654897.
  40. ^ Пиетиля, Харри; Хейнямяки, Пекка; Миккола, Сеппо; Валтонен, Маури Дж. (10 января 1996 г.). Анизотропное гравитационное излучение при слиянии черных дыр . Конференция по релятивистской астрофизике . CiteSeerX 10.1.1.51.2616 . 
  41. ^ Кампанелли, Мануэла ; Лусто, Карлос ; Злохауэр, Йосеф; Мерритт, Дэвид (7 июня 2007 г.). «Максимальная гравитационная отдача». Physical Review Letters . 98 (23): 231102. arXiv : gr-qc/0702133 . Bibcode : 2007PhRvL..98w1102C. doi : 10.1103/PhysRevLett.98.231102. PMID  17677894. S2CID  29246347.
  42. ^ Lousto, Carlos ; Zlochower, Yosef (2011). "Hangup Kicks: Still Larger Recoils by Partial Spin–Orbit Alignment of Black-Hole Binaries". Physical Review Letters . 107 (23): 231102. arXiv : 1108.2009 . Bibcode :2011PhRvL.107w1102L. doi :10.1103/PhysRevLett.107.231102. PMID  22182078. S2CID  15546595.
  43. ^ Пиетиля, Харри; Хейнямяки, Пекка; Миккола, Сеппо; Валтонен, Маури Дж. (1995). «Анизотропное гравитационное излучение в задачах трех и четырех черных дыр». Небесная механика и динамическая астрономия . 62 (4): 377–394. Бибкод : 1995CeMDA..62..377P. CiteSeerX 10.1.1.51.2616 . дои : 10.1007/BF00692287. S2CID  122956625. 
  44. ^ Ким, Д.-К.; и др. (2017). "Потенциальная отскакивающая сверхмассивная черная дыра CXO J101527.2+625911". Astrophysical Journal . 840 (2): 71–77. arXiv : 1704.05549 . Bibcode : 2017ApJ...840...71K. doi : 10.3847/1538-4357/aa6030 . S2CID  119401892.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Двойные черные дыры .