✖


Jump to content

Двоичная черная дыра

Продолжительность: 35 секунд.
Компьютерное моделирование двойной системы черной дыры GW150914, как ее видит ближайший наблюдатель, во время ее последнего спирали, слияния и звонка. Звездное поле за черными дырами сильно искажается и кажется вращающимся и движущимся из-за сильного гравитационного линзирования , поскольку само пространство-время искажается и увлекается вращающимися черными дырами. [1]

Бинарная черная дыра ( BBH ), или двойная черная дыра , представляет собой систему, состоящую из двух черных дыр, находящихся на близкой орбите друг вокруг друга. Как и сами черные дыры, двойные черные дыры часто делятся на звездные большой массы двойные черные дыры, образовавшиеся либо как остатки двойных звездных систем , либо в результате динамических процессов и взаимного захвата; и двойные сверхмассивные черные дыры , предположительно образовавшиеся в результате слияния галактик .

В течение многих лет доказательство существования двойных черных дыр было затруднено из-за природы самих черных дыр и ограниченности доступных средств обнаружения. Однако в случае слияния пары черных дыр огромное количество энергии должно быть выделено в виде гравитационных волн с характерными формами волн , которые можно рассчитать с помощью общей теории относительности . [2] [3] [4] Таким образом, 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 доказать существование гравитационных волн. Слияния бинарных черных дыр могли бы стать одним из самых сильных известных источников гравитационных волн во Вселенной и, таким образом, дать хорошие шансы непосредственно обнаружить такие волны . Поскольку вращающиеся черные дыры испускают эти волны, орбита затухает, а орбитальный период уменьшается. Эта стадия называется спиральной двойной черной дырой. Черные дыры сольются, как только окажутся достаточно близко. После слияния одиночная дыра принимает стабильную форму через стадию, называемую кольцом вниз, 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 LIGO обнаружил GW150914 (обнаружен в сентябре 2015 года, объявлен в феврале 2016 года), характерную гравитационно-волновую характеристику двух сливающихся черных дыр звездной массы с массами около 30 солнечных. каждая из них происходит на расстоянии около 1,3 миллиарда световых лет от нас. За последние 20 мс спирали внутрь и слияния GW150914 выпустила около 3 солнечных масс в виде гравитационной энергии, достигнув пика со скоростью 3,6 × 10 49  Ватты – больше, чем совокупная мощность всего света, излучаемого всеми звездами наблюдаемой Вселенной, вместе взятыми. [6] [7] [8] Кандидаты в сверхмассивные двойные черные дыры были найдены, но еще не доказано категорически. [9]

возникновение

[ редактировать ]

Существование двойных черных дыр звездной массы было продемонстрировано благодаря первому обнаружению события слияния черных дыр GW150914 LIGO . [10]

Продолжительность: 1 секунда.
В этой визуализации двойная система, содержащая две сверхмассивные черные дыры и их аккреционные диски, первоначально видна сверху. Примерно через 25 секунд камера приближается к плоскости орбиты, чтобы выявить наиболее резкие искажения, вызванные их гравитацией. Различные цвета аккреционных дисков облегчают отслеживание того, где появляется свет от каждой черной дыры. [11]

Считается, что двойные сверхмассивные черные дыры (СМЧД) образуются в результате слияния галактик . Некоторыми вероятными кандидатами на роль двойных черных дыр являются галактики с двойными ядрами, которые все еще находятся далеко друг от друга. Примером активного двойного ядра является NGC 6240 . [12] Гораздо более близкие двойные черные дыры, вероятно, встречаются в одноядерных галактиках с двойными эмиссионными линиями. Примеры включают SDSS J104807.74+005543.5. [13] и EGSD2 J142033.66 525917.5 . [14] Ядра других галактик имеют периодические выбросы, что позволяет предположить, что крупные объекты вращаются вокруг центральной черной дыры, например, в OJ287 . [15]

Измерения пекулярной скорости мобильной СМЧД в галактике J0437+2456 указывают на то, что она является многообещающим кандидатом на то, чтобы принять либо отдающуюся, либо двойную СМЧД, либо продолжающееся слияние галактик. [16]

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

Проблема финального парсека

[ редактировать ]

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

Это замедляет черные дыры настолько, что они образуют связанную двойную систему, а дальнейшее динамическое трение крадет орбитальную энергию у пары до тех пор, пока они не окажутся на расстоянии нескольких парсеков друг от друга. Однако этот процесс также выбрасывает материю с орбитального пути, и по мере сжатия орбит объем пространства, через которое проходят черные дыры, уменьшается до тех пор, пока материи не остается настолько мало, что она не может вызвать слияние в течение возраста Вселенной.

Гравитационные волны могут вызвать значительную потерю орбитальной энергии, но только до тех пор, пока расстояние не уменьшится до гораздо меньшего значения, примерно 0,01–0,001 парсека.

наблюдалась пара в этом промежуточном диапазоне Тем не менее, сверхмассивные черные дыры, похоже, слились, и в PKS 1302-102 . [18] [19] Вопрос о том, как это происходит, является «проблемой конечного парсека». [20]

Был предложен ряд решений проблемы конечного парсека. Большинство из них включают в себя механизмы, позволяющие перенести дополнительную материю, звезду или газ, достаточно близко к двойной паре, чтобы извлечь энергию из двойной системы и вызвать ее сжатие. Если достаточное количество звезд пройдет рядом с вращающейся парой, их гравитационный выброс может объединить две черные дыры в астрономически правдоподобное время. [21]

Одним из механизмов, который, как известно, работает, хотя и нечасто, является третья сверхмассивная черная дыра, образовавшаяся в результате второго галактического столкновения. [22] Поскольку три черные дыры находятся в непосредственной близости, орбиты хаотичны и допускают три дополнительных механизма потери энергии:

  1. Черные дыры проходят по значительно большему объему галактики, взаимодействуя (и теряя энергию) с гораздо большим количеством материи.
  2. Орбиты могут стать сильно эксцентричными , что приводит к потере энергии из-за гравитационного излучения в точке наибольшего сближения.
  3. Две черные дыры могут передавать энергию третьей, возможно, выбрасывая ее. [23]

Исследователи в 2024 году показали, что модель самодействующей темной материи может извлечь достаточный орбитальный момент из двойной системы сверхмассивных черных дыр, чтобы поддерживать движение по спирали достаточно долго, чтобы перейти в режим слияния, движимый гравитационными волнами, тем самым обеспечивая решение проблемы последняя проблема с парсеком. Кроме того, было показано, что модель самодействия темной материи смягчает спектр деформации гравитационных волн на низких частотах, что согласуется с существующими измерениями временной решетки пульсаров , что предполагает возможность использования гравитационных волн от слияний сверхмассивных черных дыр в качестве зонд темной материи. [24] [25]

Жизненный цикл

[ редактировать ]

Вдохновляющий

[ редактировать ]

Первая стадия жизни двойной черной дыры — спиральная , постепенно сжимающаяся орбита. Первые этапы вдохновения занимают очень много времени, поскольку испускаемые гравитационные волны очень слабы, когда черные дыры удалены друг от друга. Помимо сжатия орбиты из-за излучения гравитационных волн, дополнительный угловой момент может быть потерян из-за взаимодействия с другим присутствующим веществом, например с другими звездами.

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

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

Слияние

[ редактировать ]

За этим следует падающая орбита, на которой две черные дыры встречаются, а затем происходит их слияние. В это время наблюдается пик излучения гравитационных волн. [27]

Звонок вниз

[ редактировать ]

Сразу после слияния теперь единая черная дыра «зазвенит». Этот звон затухает на следующем этапе, называемом « звонком» , за счет излучения гравитационных волн. Фаза звонка начинается, когда черные дыры приближаются друг к другу внутри фотонной сферы . В этой области большая часть излучаемых гравитационных волн уходит к горизонту событий, а амплитуда уходящих уменьшается. Дистанционно обнаруженные гравитационные волны имеют колебания с быстро уменьшающейся амплитудой, поскольку эхо события слияния возникает из-за все более и более узких спиралей вокруг образующейся черной дыры. [28] [29]

Наблюдение

[ редактировать ]

Первое наблюдение слияния двойных черных дыр звездной массы, GW150914 , было выполнено детектором LIGO . [10] [30] [31] Как наблюдалось с Земли, пара черных дыр с оценочной массой примерно в 36 и 29 раз больше солнечной, вращалась друг в друге и слилась, образовав черную дыру массой примерно 62 солнечных 14 сентября 2015 года в 09:50 UTC. [32] Три солнечных массы были преобразованы в гравитационное излучение за 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 произошло 440 +160
−180   мегапарсек от Земли, [34] между 600 миллионами и 1,8 миллиардами лет назад. [30] Наблюдаемый сигнал согласуется с предсказаниями численной теории относительности. [2] [3] [4]

Динамическое моделирование

[ редактировать ]

Некоторые упрощенные алгебраические модели можно использовать для случая, когда черные дыры находятся далеко друг от друга, на стадии вдохновения , а также для расчета окончательного звонка .

постньютоновские приближения Для вдохновения можно использовать . Они аппроксимируют уравнения поля общей теории относительности, добавляя дополнительные члены к уравнениям ньютоновской гравитации. Порядки, используемые в этих расчетах, можно назвать 2PN (постньютоновский второй порядок), 2,5PN или 3PN (постньютоновский третий порядок). Приближение эффективного одного тела (EOB) решает динамику двойной системы черных дыр путем преобразования уравнений к уравнениям одного объекта. Это особенно полезно там, где отношения масс велики, например, когда черная дыра звездной массы сливается с черной дырой в ядре галактики , но также может использоваться для систем равной массы.

Для этого теорию возмущений можно использовать черной дыры. Последняя черная дыра Керра искажена, и спектр производимых ею частот можно вычислить.

Описание всей эволюции, включая слияние, требует решения полных уравнений общей теории относительности. Это можно сделать с помощью численного моделирования относительности . Численная теория относительности моделирует пространство-время и моделирует его изменение во времени. В этих расчетах важно иметь достаточно мелких деталей вблизи черных дыр и при этом иметь достаточный объем, чтобы определить гравитационное излучение, распространяющееся до бесконечности. Чтобы уменьшить количество точек, чтобы численную задачу можно было решить за разумное время, можно использовать специальные системы координат, такие как координаты Бойера – Линдквиста или координаты «рыбий глаз».

Методы численной теории относительности постепенно совершенствовались по сравнению с первоначальными попытками, предпринятыми в 1960-х и 1970-х годах. [35] [36] Однако долгосрочное моделирование орбитальных черных дыр было невозможно до тех пор, пока три группы независимо друг от друга не разработали революционные новые методы моделирования спирали, слияния и кольца бинарных черных дыр. [2] [3] [4] в 2005 году.

При полных расчетах всего слияния несколько из вышеперечисленных методов могут использоваться вместе. В этом случае важно согласовать различные части модели, разработанные с использованием разных алгоритмов. Проект «Лазарь» соединил части на пространственноподобной гиперповерхности во время слияния. [37]

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

Создаваемая гравитационная волна важна для предсказания и подтверждения наблюдений. Когда движение по спирали достигает сильной зоны гравитационного поля, волны рассеиваются внутри зоны, образуя так называемый постньютоновский хвост (ПН-хвост). [37]

В фазе звонка черной дыры Керра перетаскивание системы координат создает гравитационную волну с частотой горизонта. Напротив, кольцо черной дыры Шварцшильда выглядит как рассеянная волна от поздней спиральной волны, но без прямой волны. [37]

Силу радиационной реакции можно рассчитать путем суммирования Паде потока гравитационных волн. Методом определения излучения является метод извлечения характеристики Коши CCE, который дает точную оценку потока на бесконечности без необходимости вычислений на все больших и больших конечных расстояниях.

Конечная масса образовавшейся черной дыры зависит от определения массы в общей теории относительности . Масса Бонди M B рассчитывается по формуле потери массы Бонди – Саха: , где f ( U ) — поток гравитационной волны в запаздывающее время U . f — поверхностный интеграл функции новостей на нулевой бесконечности, варьируемый телесным углом. Энергия Арновитта-Дезера-Миснера (ADM), или масса ADM , представляет собой массу, измеренную на бесконечном расстоянии, и включает в себя все испускаемое гравитационное излучение: .

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

Форма

[ редактировать ]

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

В числовые модели вставляются тестовые геодезические, чтобы увидеть, встречаются ли они с горизонтом событий. Когда две черные дыры приближаются друг к другу, из каждого из двух горизонтов событий в сторону другого выступает форма «утконоса». Этот выступ становится длиннее и уже, пока не встретится с выступом другой черной дыры. В этот момент горизонт событий имеет очень узкую Х-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 (кольцеобразной). Некоторые исследователи предположили, что это было бы возможно, если бы, например, несколько черных дыр на одной почти круговой орбите объединились. [39]

Откат от слияния черных дыр

[ редактировать ]
См. Также: Удар Пульсара § Удар черной дыры и Блуждающая черная дыра.

Неожиданный результат может произойти в случае слияния двойных черных дыр: гравитационные волны несут импульс, и сливающаяся пара черных дыр ускоряется, по-видимому, нарушая третий закон Ньютона . Центр тяжести может увеличить скорость удара более чем на 1000 км/с. [40] Наибольшие ударные скорости (около 5000 км/с) наблюдаются для двойных черных дыр равной массы и спина, когда направления вращения оптимально ориентированы так, чтобы быть встречными, параллельными плоскости орбиты или почти совмещенными с плоскостью орбиты. орбитальный угловой момент. [41] Этого достаточно, чтобы избежать больших галактик. При более вероятных ориентациях имеет место меньший эффект, возможно, всего лишь несколько сотен километров в секунду. Такая скорость может выбросить 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, следовательно, вероятность обнаружения гравитационных волн. Для невращающихся черных дыр максимальная скорость отдачи 175 км/с возникает при соотношении масс пять к одному. Когда спины выровнены в плоскости орбиты, возможна отдача двух одинаковых черных дыр со скоростью 5000 км/с. [42] Параметры, которые могут представлять интерес, включают точку слияния черных дыр, соотношение масс, вызывающее максимальный удар, и сколько массы/энергии излучается гравитационными волнами. 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]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Кредиты: проект SXS (Моделирование экстремального пространства-времени) .
  2. ^ Перейти обратно: а б с Преториус, Франс (2005). «Эволюция бинарных пространств-временей черных дыр». Письма о физических отзывах . 95 (12): 121101. arXiv : gr-qc/0507014 . Бибкод : 2005PhRvL..95l1101P . doi : 10.1103/PhysRevLett.95.121101 . ISSN   0031-9007 . ПМИД   16197061 . S2CID   24225193 .
  3. ^ Перейти обратно: а б с Кампанелли, М.; Лусто, Колорадо; Марронетти, П.; Злохауэр, Ю. (2006). «Точная эволюция вращающихся двойных черных дыр без вырезания». Письма о физических отзывах . 96 (11): 111101. arXiv : gr-qc/0511048 . Бибкод : 2006PhRvL..96k1101C . doi : 10.1103/PhysRevLett.96.111101 . ISSN   0031-9007 . ПМИД   16605808 . S2CID   5954627 .
  4. ^ Перейти обратно: а б с Бейкер, Джон Г.; Центрелла, Джоан ; Чой, Даэ-Иль; Коппитц, Майкл; ван Метер, Джеймс (2006). «Извлечение гравитационных волн из вдохновляющей конфигурации сливающихся черных дыр». Письма о физических отзывах . 96 (11): 111102. arXiv : gr-qc/0511103 . Бибкод : 2006PhRvL..96k1102B . doi : 10.1103/PhysRevLett.96.111102 . ISSN   0031-9007 . ПМИД   16605809 . S2CID   23409406 .
  5. ^ Абади, Дж.; и др. (2011). «Поиск гравитационных волн от спирали, слияния и кольца двойной черной дыры». Физический обзор D . 83 (12): 122005. arXiv : 1102.3781 . Бибкод : 2011PhRvD..83l2005A . doi : 10.1103/PhysRevD.83.122005 . S2CID   174250 .
  6. ^ «Наблюдение гравитационных волн в результате слияния двойных черных дыр» (PDF) . ЛИГО. 11 февраля 2016 г. Архивировано из оригинала (PDF) 16 февраля 2016 г. . Проверено 11 февраля 2016 г.
  7. ^ Харвуд, В. (11 февраля 2016 г.). «Эйнштейн был прав: ученые обнаружили прорыв гравитационных волн» . Новости CBS . Архивировано из оригинала 12 февраля 2016 года . Проверено 12 февраля 2016 г.
  8. ^ Дрейк, Надя (11 февраля 2016 г.). «Найдено! Гравитационные волны, или морщина в пространстве-времени» . Национальные географические новости . Архивировано из оригинала 12 февраля 2016 года . Проверено 12 февраля 2016 г.
  9. ^ Лю, Фукунь; Комосса, Стефани; Шартель, Норберт (22 апреля 2014 г.). «Уникальная пара скрытых черных дыр обнаружена гг XMM-Ньютон» . Кандидат в сверхмассивную двойную черную дыру размером в миллипарсек в галактике SDSS J120136.02+300305.5 . Проверено 23 декабря 2014 г.
  10. ^ Перейти обратно: а б с Б.П. Эбботт; и др. (Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo) (2016). «Наблюдение гравитационных волн в результате слияния двойных черных дыр». Письма о физических отзывах . 116 (6): 061102.arXiv : 1602.03837 . Бибкод : 2016PhRvL.116f1102A . doi : 10.1103/PhysRevLett.116.061102 . ПМИД   26918975 . S2CID   124959784 .
  11. ^ «Визуализация НАСА исследует дважды искривленный мир бинарных черных дыр» . НАСА. 15 апреля 2021 г. Проверено 16 апреля 2021 г.
  12. ^ С. Комосса; В. Бурвиц; Г. Хасингер; П. Предель; Дж. С. Каастра; Ю. Икебе (январь 2003 г.). «Открытие двойного активного галактического ядра в сверхяркой инфракрасной галактике NGC 6240 с помощью Чандры». Письма астрофизического журнала . 582 (1). Американское астрономическое общество: L15–L19. arXiv : astro-ph/0212099 . Бибкод : 2003ApJ...582L..15K . дои : 10.1086/346145 . S2CID   16697327 .
  13. ^ Хунъянь Чжоу; Тинггуй Ван; Сюэгуан Чжан; Сяобо Донг; Ченг Ли (26 февраля 2004 г.). «Скрытые бинарные квазарные ядра в SDSS J104807.74+005543.5?». Письма астрофизического журнала . 604 (1). Американское астрономическое общество: L33–L36. arXiv : astro-ph/0411167 . Бибкод : 2004ApJ...604L..33Z . дои : 10.1086/383310 . S2CID   14297940 .
  14. ^ Герке, Брайан Ф.; Ньюман, Джеффри А.; Лотц, Дженнифер ; Ян, Ренбин; Бармби, П.; Койл, Элисон Л.; Конселиче, Кристофер Дж.; Айвисон, Р.Дж.; Лин, Лихвай; Ку, Дэвид С.; Нандра, Кирпал; Салим, Самир; Смолл, Тодд; Вайнер, Бенджамин Дж.; Купер, Майкл С.; Дэвис, Марк; Фабер, С.М.; Гухатхакурта, Пурагра; и др. (6 апреля 2007 г.). «Обзор красного смещения галактики DEEP2: наблюдения AEGIS за двойным АЯГ на z = 0,7». Письма астрофизического журнала . 660 (1): L23–L26. arXiv : astro-ph/0608380 . Бибкод : 2007ApJ...660L..23G . дои : 10.1086/517968 . S2CID   14320681 .
  15. ^ Валтонен, М.В.; Миккола, С.; Мерритт, Д .; Гопакумар, А.; Лехто, HJ; Хивонен, Т.; Рампадарат, Х.; Сондерс, Р.; Баста, М.; Худек, Р. (февраль 2010 г.). «Измерение вращения первичной черной дыры в OJ287». Астрофизический журнал . 709 (2): 725–732. arXiv : 0912.1209 . Бибкод : 2010ApJ...709..725В . дои : 10.1088/0004-637X/709/2/725 . S2CID   119276181 .
  16. ^ Пеше, Д.В.; Сет, AC; Грин, Дж. Э.; Браатц, Дж.А.; Кондон, Джей-Джей; Кент, Британская Колумбия; Крайнович, Д. (март 2021 г.). «Беспокойная сверхмассивная черная дыра в галактике J0437+2456» . Астрофизический журнал . 909 (2): 141–153. arXiv : 2101.07932 . Бибкод : 2021ApJ...909..141P . дои : 10.3847/1538-4357/abde3d . S2CID   231648121 .
  17. ^ Грэм, Мэтью Дж.; Джорджовский, С.Г.; Стерн, Дэниел; Гликман, Эйлат; Дрейк, Эндрю Дж.; Махабал, Ашиш А.; Доналек, Чиро; Ларсон, Стив; Кристенсен, Эрик (7 января 2015 г.). «Возможная близкая сверхмассивная двойная черная дыра в квазаре с оптической периодичностью». Природа . 518 (7537): 74–6. arXiv : 1501.01375 . Бибкод : 2015Natur.518...74G . дои : 10.1038/nature14143 . ISSN   0028-0836 . ПМИД   25561176 . S2CID   4459433 .
  18. ^ Д'Орацио, Дэниел Дж.; Хайман, Золтан; Шиминович, Давид (17 сентября 2015 г.). «Релятивистский импульс как причина периодичности в кандидате в массивную двойную черную дыру». Природа . 525 (7569): 351–353. arXiv : 1509.04301 . Бибкод : 2015Natur.525..351D . дои : 10.1038/nature15262 . ПМИД   26381982 . S2CID   205245606 .
  19. ^ Прощай, Деннис (16 сентября 2015 г.). «Больше доказательств грядущего столкновения черных дыр» . Нью-Йорк Таймс .
  20. ^ Милосавлевич, Милош; Мерритт, Дэвид (октябрь 2003 г.). «Последняя проблема парсека» (PDF) . Материалы конференции AIP . 686 (1). Американский институт физики: 201–210. arXiv : astro-ph/0212270 . Бибкод : 2003AIPC..686..201M . дои : 10.1063/1.1629432 . S2CID   12124842 .
  21. ^ Мерритт, Дэвид (2013). Динамика и эволюция галактических ядер . Принстон: Издательство Принстонского университета. ISBN  978-0-691-12101-7 .
  22. ^ Рю, Тэхо; Перна, Розальба ; Хайман, Золтан; Острайкер, Иеремия П.; Стоун, Николас К. (2018). «Взаимодействие между несколькими сверхмассивными черными дырами в ядрах галактик: решение последней проблемы парсека» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 473 (3): 3410–3433. arXiv : 1709.06501 . Бибкод : 2018MNRAS.473.3410R . дои : 10.1093/mnras/stx2524 . S2CID   119083047 .
  23. ^ Ивасава, Масаки; Фунато, Йоко; Макино, Дзюнъитиро (2006). «Эволюция тройки массивных черных дыр I - двойно-одиночные системы равной массы». Астрофиз. Дж . 651 (2): 1059–1067. arXiv : astro-ph/0511391 . Бибкод : 2006ApJ...651.1059I . дои : 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 меньшем, чем время Хаббла, прежде чем выбросить одну ЧД через рогатку.
  24. ^ Алонсо-Альварес, Гонсало; Клайн, Джеймс М.; Дьюар, Кейтлин (9 июля 2024 г.). «Самовзаимодействующая темная материя решает последнюю парсековую проблему слияния сверхмассивных черных дыр» . Физ. Преподобный Летт . 133 (2): 021401. arXiv : 2401.14450 . doi : 10.1103/PhysRevLett.133.021401 . Проверено 9 июля 2024 г.
  25. ^ Стивенс, Маррик (9 июля 2024 г.). «Темная материя может объединить черные дыры» . Физика . 17 . Физика 17, с79:с79. arXiv : 2401.14450 . doi : 10.1103/PhysRevLett.133.021401 . Проверено 9 июля 2024 г.
  26. ^ «Введение в LIGO и гравитационные волны: вдохновляющие гравитационные волны» . Научное сотрудничество ЛИГО.
  27. ^ Перейти обратно: а б Ори, Амос; Торн, Кип С. (28 ноября 2000 г.). «Переход от спирали к погружению компактного тела на круговой экваториальной орбите вокруг массивной вращающейся черной дыры». Физический обзор D . 62 (12): 124022. arXiv : gr-qc/0003032 . Бибкод : 2000PhRvD..62l4022O . дои : 10.1103/PhysRevD.62.124022 .
  28. ^ «Для кого звенит черная дыра» . www.aei.mpg.de. ​
  29. ^ Капано, Коллин Д.; Каберо, Мириам; Вестервек, Джулиан; Абеди, Джахед; Каста, Шилпа; Нитц, Александр Х.; Ван, И-Фань; Нильсен, Алекс Б.; Кришнан, Бадри (28 ноября 2023 г.). «Многомодовый квазинормальный спектр возмущенной черной дыры». Письма о физических отзывах . 131 (22): 221402. arXiv : 2105.05238 . Бибкод : 2023PhRvL.131v1402C . doi : 10.1103/PhysRevLett.131.221402 . ПМИД   38101361 .
  30. ^ Перейти обратно: а б Кастельвекки, Давиде; Витце, Витце (11 февраля 2016 г.). «Наконец-то найдены гравитационные волны Эйнштейна» . Новости природы . дои : 10.1038/nature.2016.19361 . S2CID   182916902 . Проверено 11 февраля 2016 г.
  31. ^ «Гравитационные волны обнаружены через 100 лет после предсказания Эйнштейна» . www.nsf.gov . ННФ – Национальный научный фонд . Проверено 11 февраля 2016 г.
  32. ^ Эбботт, Бенджамин П.; и др. (Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo) (11 февраля 2016 г.). «Свойства слияния бинарных черных дыр GW150914». Письма о физических отзывах . 116 (24): 241102. arXiv : 1602.03840 . Бибкод : 2016PhRvL.116x1102A . doi : 10.1103/PhysRevLett.116.241102 . ПМИД   27367378 . S2CID   217406416 .
  33. ^ Крамер, Сара (11 февраля 2016 г.). «Это столкновение было в 50 раз мощнее, чем все звезды во Вселенной вместе взятые» . Технический инсайдер . Проверено 12 февраля 2016 г.
  34. ^ Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo (2016). «Улучшенный анализ GW150914 с использованием модели формы волны, полностью прецессирующей вращение». Физический обзор X . 6 (4): 041014. arXiv : 1606.01210 . Бибкод : 2016PhRvX...6d1014A . дои : 10.1103/PhysRevX.6.041014 . S2CID   18217435 .
  35. ^ Хан, Сьюзен Г.; Линдквист, Ричард В. (1964). «Задача двух тел в геометродинамике». Анналы физики . 29 (2): 304–331. Бибкод : 1964AnPhy..29..304H . дои : 10.1016/0003-4916(64)90223-4 . ISSN   0003-4916 .
  36. ^ Смарр, Ларри; Чадеж, Андрей; ДеВитт, Брайс; Эппли, Кеннет (1976). «Столкновение двух черных дыр: теоретические основы». Физический обзор D . 14 (10): 2443–2452. Бибкод : 1976PhRvD..14.2443S . дои : 10.1103/PhysRevD.14.2443 . ISSN   0556-2821 .
  37. ^ Перейти обратно: а б с Николс, Дэвид А.; Янбэй Чен (2012). «Гибридный метод понимания слияний черных дыр: вдохновляющий случай». Физический обзор D . 85 (4): 044035. arXiv : 1109.0081 . Бибкод : 2012PhRvD..85d4035N . дои : 10.1103/PhysRevD.85.044035 . S2CID   30890236 .
  38. ^ Тибо [ нужны разъяснения ]
  39. ^ Перейти обратно: а б с Коэн, Майкл И.; Джеффри Д. Каплан; Марк А. Шил (2012). «О тороидальных горизонтах в спиральных бинарных черных дырах». Физический обзор D . 85 (2): 024031. arXiv : 1110.1668 . Бибкод : 2012PhRvD..85b4031C . дои : 10.1103/PhysRevD.85.024031 . 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». Письма о физических отзывах . 98 (23): 231102. arXiv : gr-qc/0702133 . Бибкод : 2007PhRvL..98w1102C . doi : 10.1103/PhysRevLett.98.231102 . ПМИД   17677894 . S2CID   29246347 .
  42. ^ Лусто, Карлос; Злохауэр, Йосеф (2011). «Зависание: еще большие отдачи из-за частичного спин-орбитального выравнивания двойных черных дыр». Письма о физических отзывах . 107 (23): 231102. arXiv : 1108.2009 . Бибкод : 2011PhRvL.107w1102L . doi : 10.1103/PhysRevLett.107.231102 . ПМИД   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, округ Колумбия; и др. (2017). «Потенциальная сверхмассивная черная дыра CXO J101527.2+625911» . Астрофизический журнал . 840 (2): 71–77. arXiv : 1704.05549 . Бибкод : 2017ApJ...840...71K . дои : 10.3847/1538-4357/aa6030 . S2CID   119401892 .
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы по теме бинарных черных дыр .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Binary_black_hole&oldid=1235962478"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: b165b4f184571193eea0d2fa13652dba__1721610900
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/b1/ba/b165b4f184571193eea0d2fa13652dba.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Binary black hole - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)