쌍성 블랙홀

Binary black hole
블랙홀 바이너리 시스템 GW150914의 컴퓨터 시뮬레이션(인스피럴, 머지, 링다운 중 근처 관찰자에 의해 확인됨).시공간 자체가 회전하는 블랙홀에 [1]의해 왜곡되고 끌려다니기 때문에 블랙홀 뒤에 있는 별장은 심하게 일그러지고 있으며 극단적인 중력 렌즈에 의해 회전하고 움직이는 것으로 보인다.

바이너리 블랙홀(BBH)은 서로 가까운 궤도에 있는 두 개의 블랙홀로 구성된 시스템입니다.블랙홀 자체와 마찬가지로, 쌍성 블랙홀은 종종 고질량 쌍성계의 잔재 또는 동적 과정과 상호 포획에 의해 형성된 항성 쌍성 블랙홀과 은하계 합병의 결과로 추정되는 쌍성 초대질량 블랙홀로 나뉩니다.

오랫동안, 쌍성 블랙홀의 존재를 증명하는 것은 블랙홀 자체의 특성과 이용 가능한 제한된 탐지 수단 때문에 어렵게 되었다.그러나 한 쌍의 블랙홀이 합쳐질 경우, 일반상대성이론을 [2][3][4]사용하여 계산할 수 있는 독특한 파형과 함께 엄청난 양의 에너지가 중력파로 방출되어야 한다.따라서, 20세기 후반과 21세기 초, 쌍성 블랙홀은 그러한 파동의 잠재적 원천이자 중력파가 존재함을 증명할 수 있는 수단으로 과학적으로 큰 관심을 끌었다.쌍성 블랙홀 병합은 우주에서 가장 강력한 중력파 원천 중 하나이며, 따라서 그러한 파동을 직접적으로 탐지할 수 있는 좋은 기회를 제공합니다.궤도를 도는 블랙홀이 이러한 파동을 방출함에 따라 궤도는 쇠퇴하고 공전 주기는 감소합니다.이 단계를 바이너리 블랙홀 인스피럴이라고 합니다.블랙홀들이 충분히 가까워지면 합쳐질 것이다.일단 병합되면, 단일 구멍은 링다운이라고 불리는 단계를 통해 안정된 형태로 안착합니다. 여기서 형상의 왜곡은 더 많은 중력파로 [5]소멸됩니다.1초의 마지막 순간에 블랙홀은 매우 빠른 속도에 도달할 수 있으며 중력파 진폭이 최고조에 달합니다.

LIGO가 GW150914(2015년 9월 검출, 2016년 2월 발표)를 검출함으로써 항성질량 쌍성 블랙홀(및 중력파)의 존재가 최종 확인되었습니다.GW150914는 각각 약 13억 광년 떨어진 곳에서 태양질량 약 30개의 항성질량 블랙홀이 합쳐지는 독특한 중력파 신호입니다.GW150914는 마지막 20밀리초 동안 3개의 태양 질량을 중력 에너지로 방출하여 3.6×10와트의49 속도로 정점을 찍었습니다. 이는 관측 가능한 우주의 모든 별들이 방사하는 모든 빛의 힘을 [6][7][8]합친 것보다 더 큽니다.초거대 쌍성 블랙홀 후보들이 발견되었지만, 아직 확실하게 [9]증명되지는 않았습니다.

발생.

이 시각화에서는 처음에는 두 개의 초대질량 블랙홀과 그 부착 원반을 포함하는 쌍성계를 위에서 볼 수 있습니다.약 25초 후, 카메라는 궤도면에 근접하여 그들의 중력에 의해 생성된 가장 극적인 왜곡을 드러낸다.부착 원반의 다른 색상으로 인해 각 블랙홀의 빛이 어디에서 [10]나오는지 쉽게 추적할 수 있습니다.

초질량 블랙홀 쌍성은 은하 병합 과정에서 형성되는 것으로 알려져 있습니다.쌍성 블랙홀의 후보들 중 일부는 여전히 멀리 떨어져 있는 이중 핵을 가진 은하들이다.활성 이중핵의 예로는 NGC 6240이 [11]있습니다.이중 방출선을 가진 단일 중심 은하에서는 훨씬 더 가까운 블랙홀 쌍성이 존재할 가능성이 높습니다.예를 들어 SDSS J104807.74+005543.5[12] 및 EGSD2 J142033.66 525917.[13]5 등이 있습니다.다른 은하핵은 OJ287과 [14]같이 중심 블랙홀 주위를 도는 큰 물체를 암시하는 주기적인 방출을 가지고 있습니다.

은하 J0437+2456에서 이동성 SMBH의 특이 속도를 측정한 결과, 반동성 SMBH 또는 쌍성 SMBH 또는 진행 중인 은하 [15]병합을 진행할 수 있는 유망한 후보임을 알 수 있습니다.

퀘이사 PG 1302-102는 공전 [16]주기가 1900일인 쌍성 블랙홀을 가지고 있는 것으로 보인다.

LIGO가 [17]블랙홀 병합 이벤트 GW150914를 처음으로 발견함으로써 항성-질량 쌍성 블랙홀이 존재한다는 것이 입증되었습니다.

최종 파섹 문제

두 은하가 충돌할 때, 중심부에 있는 초대질량 블랙홀은 정면으로 부딪힐 가능성이 매우 낮으며, 어떤 메커니즘이 그들을 하나로 모으지 않는 한, 사실상 쌍곡선 궤적을 따라 서로를 스쳐 지나갈 가능성이 높습니다.가장 중요한 메커니즘은 운동 에너지를 블랙홀에서 근처 물질로 전달하는 동적 마찰이다.블랙홀이 별을 통과할 때, 중력 새총은 블랙홀을 감속하면서 별을 가속시킵니다.

이것은 블랙홀이 결합 쌍성계를 형성할 정도로 속도를 늦추고, 나아가 동적인 마찰은 블랙홀이 서로 몇 파섹 이내에 궤도를 돌 때까지 쌍성으로부터 궤도 에너지를 빼앗아 갑니다.그러나 이 과정은 또한 궤도 경로에서 물질을 방출하고, 궤도가 줄어들면서 블랙홀이 통과하는 공간의 부피가 줄어들어 우주의 나이 내에 합병을 일으킬 수 없을 정도로 물질이 거의 남아 있지 않을 때까지 계속된다.

중력파는 궤도 에너지의 상당한 손실을 일으킬 수 있지만, 그 분리가 훨씬 더 작은 값(약 0.01~0.001파섹)으로 줄어들 때까지 발생하지 않는다.

그럼에도 불구하고 초대질량 블랙홀은 병합된 것으로 보이며, 이 중간 범위에 있는 쌍으로 보이는 것은 PKS 1302-102에서 [18][19]관찰되었습니다.이것이 어떻게 발생하는지에 대한 질문은 "최종 파섹 문제"[20]입니다.

최종 파섹 문제에 대한 많은 해결책이 제안되었습니다.대부분은 별이나 가스 같은 추가 물질을 쌍성으로부터 에너지를 추출하여 수축시킬 수 있을 만큼 가까이 가져오는 메커니즘을 수반합니다.만약 충분한 수의 별들이 공전하는 쌍성에 가까이 간다면, 그들의 중력 방출은 천문학적으로 그럴듯한 시간 내에 두 [21]블랙홀을 하나로 모을 수 있습니다.

드물게 효과가 있는 것으로 알려진 메커니즘 중 하나는 두 번째 은하 [22]충돌로 인한 세 번째 초대질량 블랙홀입니다.세 개의 블랙홀이 근접해 있으면 궤도는 혼란스럽고 세 개의 추가적인 에너지 손실 메커니즘이 허용된다.

  1. 블랙홀은 훨씬 더 많은 양의 물질과 상호작용을 하면서 실질적으로 더 큰 부피의 은하를 통해 궤도를 돈다.
  2. 궤도는 매우 이심률이 높아져 가장 가까운 지점에서 중력 복사에 의해 에너지가 손실될 수 있습니다.
  3. 두 개의 블랙홀은 에너지를 세 번째 블랙홀로 전달하여 [23]방출할 수 있습니다.

라이프 사이클

인스피럴

쌍성 블랙홀의 수명의 첫 번째 단계는 인스피럴로, 점차 줄어드는 궤도입니다.인스피럴의 첫 단계는 블랙홀이 서로 멀리 떨어져 있을 때 방출되는 중력파가 매우 약하기 때문에 매우 오랜 시간이 걸립니다.중력파의 방출로 인해 궤도가 축소될 뿐만 아니라, 다른 별과 같은 존재하는 다른 물질과의 상호작용으로 인해 여분의 각운동량이 손실될 수 있습니다.

블랙홀의 궤도가 줄어들면 속도가 빨라지고 중력파 방출이 증가한다.블랙홀이 가까워지면 중력파가 궤도를 빠르게 수축시킵니다.

마지막 안정 궤도 또는 가장 안쪽 안정 원형 궤도(ISCO)는 인스피럴에서 병합으로 전환되기 전의 가장 안쪽 전체 궤도입니다.

합병

이것은 두 블랙홀이 만나는 궤도가 급감한 후 병합이 뒤따른다.중력파 방출은 이때 최고조에 달합니다.

링다운

합병 직후, 현재 단일 블랙홀이 "반지"를 울릴 것이다.이 울림은 링다운이라고 불리는 다음 단계에서 중력파의 방출에 의해 감쇠된다.링다운 단계는 블랙홀이 광자구 내에서 서로 가까워질 때 시작됩니다.이 영역에서는 대부분의 방출된 중력파가 사건의 지평선을 향해 가고 탈출하는 중력파의 진폭이 감소합니다.원격으로 검출된 중력파는 빠르게 감소하는[clarify] 진동을 가지고 있는데, 그 이유는 병합 사건의 메아리가 블랙홀 주변의 점점 더 조여진 나선형으로 인해 발생하기 때문입니다.

관찰

항성-질량 쌍성 블랙홀 병합의 첫 번째 관측인 GW150914는 LIGO [17][24][25]검출기에 의해 수행되었다.지구에서 관측한 바와 같이, 2015년 9월 14일 09시 50분 [26]UTC에 태양의 약 36배와 29배의 질량을 가진 블랙홀 한 쌍이 서로 회전하며 합쳐져 약 62 태양 질량의 블랙홀이 형성되었다.세 개의 태양 질량이 1초 만에 중력 방사선으로 변환되었고, 이는 관측 [27]가능한 우주에 있는 모든 별의 총 출력 힘의 50배인 3.6×1056 erg/[17]s (초당 200 태양 질량)의 피크 출력으로 변환되었다.이 합병은 [28]6억 년에서 18억 [24]년 전에 지구에서 440+160-180
 메가파섹 떨어진 곳에서 일어났다.관측된 신호는 수치상대성 [2][3][4]이론의 예측과 일치한다.

동적 모델링

일부 단순화된 대수적 모델은 블랙홀이 멀리 떨어져 있는 경우, 인스피럴 단계 및 최종 링다운을 해결하기 위해 사용될 수 있습니다.

Inspiral에는 포스트 뉴턴 근사치를 사용할 수 있습니다.이것들은 뉴턴 중력의 방정식에 추가 항을 추가하는 일반 상대성 장 방정식에 가깝다.이 계산에서 사용되는 주문은 2PN(뉴턴 이후의 2차) 2.5로 칭할 수 있습니다.PN 또는 3PN(뉴턴 이후의 3차).EOB(Effective-One-Body) 근사치는 방정식을 단일 물체의 방정식으로 변환함으로써 이진 블랙홀 시스템의 역학을 해결합니다.이는 항성질량 블랙홀이 은하핵 블랙홀과 합쳐지는 것과 같이 질량비가 큰 경우에 특히 유용하지만, 같은 질량의 시스템에도 사용할 수 있습니다.

링다운의 경우 블랙홀 섭동 이론을 사용할 수 있다.최종 커 블랙홀은 왜곡되어 생성되는 주파수의 스펙트럼을 계산할 수 있습니다.

합병을 포함한 전체 진화에 대한 설명은 일반 상대성 이론의 완전한 방정식을 풀어야 한다.이것은 수치상대성 시뮬레이션에서 할 수 있다.수치상대성이론은 시공간을 모델링하고 시간의 경과에 따른 변화를 시뮬레이션합니다.이러한 계산에서는 블랙홀에 근접한 충분한 미세 디테일을 가지면서도 무한대로 전파되는 중력 복사를 결정하기에 충분한 부피를 갖는 것이 중요합니다.적절한 시간 내에 수치 문제를 다루기 쉽도록 점 수를 줄이기 위해 Boyer-Lindquist 좌표 또는 Fish-Eye 좌표와 같은 특수 좌표계를 사용할 수 있다.

수치상대성 기법은 1960년대와 [29][30]1970년대의 초기 시도보다 꾸준히 개선되었다.그러나 2005년 세 그룹이 독립적으로 바이너리[2][3][4] 블랙홀의 인스피럴, 병합, 링다운을 모델링하는 획기적인 방법을 개발하기 전까지는 궤도를 도는 블랙홀의 장기 시뮬레이션이 불가능했다.

전체 합병의 전체 계산에서 위의 방법 중 몇 가지를 함께 사용할 수 있습니다.그런 다음 서로 다른 알고리즘을 사용하여 산출한 여러 모델의 조각을 맞추는 것이 중요합니다.Lazarus Project는 [31]합병 당시 우주와 같은 하이퍼서페이스의 부품을 연결했다.

계산 결과에는 결합 에너지가 포함될 수 있습니다.안정된 궤도에서는 결합 에너지는 파라미터 섭동에 상대적인 국소 최소값이다.가장 안쪽의 안정적인 원형 궤도에서는 국소 최소값이 변곡점이 됩니다.

생성된 중력 파형은 관측 예측과 확정에 중요하다.흡기 작용이 중력장의 강한 영역에 도달하면, 파도는 뉴턴 이후의 [31]꼬리라고 불리는 것을 생성하면서 그 영역 내에서 흩어집니다.

Kerr 블랙홀의 링다운 단계에서는 프레임 드래그에 의해 수평 주파수의 중력파가 발생합니다.이와는 대조적으로 슈바르츠실트 블랙홀 링다운은 직파는 [31]없지만 후기 인스피럴의 산란파처럼 보인다.

방사선 반력은 중력파 플럭스의 파데 재분사를 통해 계산할 수 있다.방사선을 확립하는 기술은 코시 특성 추출 기법 CCE로, 무한대에서의 플럭스의 면밀한 추정을 제공하며, 이는 점점 더 큰 유한 거리를 계산할 필요가 없다.

결과 블랙홀의 최종 질량은 일반 상대성 이론에서 질량의 정의에 따라 달라집니다.Bondi 질량B M은 Bondi-Sach 질량 손실 공식 d - ( U) { display {_ { B { - ( U )로부터 계산되며, f(U)는 지각 U 표면에서의 중력파 플럭스이다.알노윗-디저-미스너(ADM) 에너지 또는 ADM 질량은 무한 거리에서 측정된 질량이며 방출되는 모든 중력 방사선을 포함한다. ( +δ - U ( ) V { \ \ }

각운동량도 중력복사에 의해 손실된다.이것은 주로 초기 궤도의 z축에 있습니다.다극 메트릭 파형의 곱과 지연된 [32]시간에 대한 뉴스 함수 보완을 통합하여 계산됩니다.

모양.

해결해야 할 문제 중 하나는 블랙홀 병합 중 이벤트 호라이즌의 형상 또는 토폴로지입니다.

수치 모델에서는 테스트 측지선을 삽입하여 사건의 지평선과 조우하는지 여부를 확인합니다.두 개의 블랙홀이 서로 가까워질 때, 두 개의 사건 지평선 각각에서 다른 사건 지평선을 향해 "오리새" 모양이 튀어나옵니다.이 돌기는 다른 블랙홀의 돌기와 만날 때까지 더 길고 좁게 뻗어 있습니다.이 시점에서 이벤트 지평선은 미팅 포인트에서 매우 좁은 X자 모양을 가집니다.돌기가 가늘게 당겨져 [33]있다.만남의 지점은 [33]브리지라고 불리는 대략 원통형 연결부로 확장됩니다.

2011년 현재 시뮬레이션에서는 트로이덜 위상(고리 모양)을 가진 사건 지평선이 생성되지 않았다.일부 연구자들은 예를 들어, 거의 원형 궤도에 있는 여러 블랙홀이 [33]합쳐진다면 가능할 것이라고 제안했다.

블랙홀 합병 반동

중력파가 운동량을 전달하고, 합류하는 블랙홀 쌍이 가속된다는 점에서, 이원 블랙홀이 합쳐지면 뉴턴의 제3법칙에 위배되는 것으로 보이는 예기치 않은 결과가 발생할 수 있다.무게 중심은 1000km/s 이상의 킥 [34]속도를 더할 수 있습니다.최대 킥 속도(5000km/s에 근접)는 같은 질량과 같은 스핀 크기의 블랙홀 쌍성에 대해 발생하며, 스핀 방향이 궤도 평면과 평행하거나 궤도 각 [35]운동량과 거의 일치하도록 최적으로 정렬되어 있을 때 발생한다.이것은 큰 은하를 탈출하기에 충분합니다.방향성이 높을수록 더 작은 효과가 발생하는데, 아마도 초당 수백 킬로미터에 불과할 것입니다.이러한 속도는 구상 성단에서 병합하는 쌍성 블랙홀을 방출할 수 있으며, 따라서 구상 성단 중심부에 거대한 블랙홀이 형성되는 것을 방지할 수 있습니다.이것은, 차례로, 이후의 합병의 가능성을 줄여, 중력파를 검출할 수 있는 기회를 감소시킨다.회전하지 않는 블랙홀의 경우 질량에 대해 최대 175km/s의 반동 속도가 5:1의 비율로 발생한다.스핀이 궤도면에 정렬되면 동일한 블랙홀 [36]2개로 5000km/s의 반동이 가능하다.관심 있는 매개 변수에는 블랙홀이 병합하는 지점, 최대 킥을 생성하는 질량비, 중력파를 통해 방출되는 질량/에너지 양이 포함됩니다.정면 충돌의 경우 이 비율은 0.002 또는 0.[37]2%로 계산됩니다.반동 초질량 블랙홀의 가장 좋은 후보 중 하나는 CXO J101527.2+625911입니다.[38]

우주 여행을 위한 Halo 드라이브

바이너리 블랙홀이 "헤일로 드라이브"를 사용하여 에너지와 운동량을 우주선으로 전달할 수 있다는 가설이 제기되었는데, 이는 블랙홀의 뒤쪽과 주변을 도는 일련의 제로 지오데식들에 의해 만들어진 홀로그램 반사를 이용하여 우주선으로 돌아올 수 있다는 것이다.이러한 null 지오데식스를 통과하는 반사는 레이저 공동의 한쪽 끝을 형성하고 우주선의 거울은 레이저 공동의 다른 끝을 형성합니다.따라서 행성 크기의 우주선조차도 접근하는 블랙홀의 상대 속도를 초과하는 속도로 가속할 것이다.만약 사실이라면, 이 쌍성 블랙홀의 네트워크는 [39]은하를 가로질러 여행할 수 있게 해줄지도 모릅니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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