الفلك

الثنائيات تتكون من ثقب أسود وثقب غير أسود؟

الثنائيات تتكون من ثقب أسود وثقب غير أسود؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

هل هناك أي أنظمة ثنائية معروفة يكون أحد أعضائها عبارة عن ثقب أسود والآخر ليس ثقبًا أسود (نجم التسلسل الرئيسي ، نجم عملاق ، نجم نيوتروني ، قزم أبيض ، أيا كان)؟

يبدو أن البحث في Googling لا يؤدي إلا إلى مناقشة الثنائيات التي يكون فيها المكونان عبارة عن ثقوب سوداء. هل هناك سبب فيزيائي فلكي يجعل هذا النوع من النظام الذي أتحدث عنه لا يتشكل؟ أعتقد أنني أتذكر أن مراصد الموجات الثقالية تحدثت عن عمليات اندماج الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية ، ولكن هل هذه الأنظمة افتراضية تمامًا حتى الآن؟

أعتقد أن القوس A * قريب نوعًا ما من أن يكون مثالًا ، إذا عدته والنجوم التي تدور حوله (أو تدور حول مركزها المشترك) كنظام متعدد النجوم.


ثقب أسود ونجم تسلسل رئيسي / نجم عملاق

يمكننا أن نلاحظ الأنظمة الثنائية التي تحتوي على ثقب أسود من خلال البحث عن الانبعاثات من أقراص التراكم التي قد تتشكل عندما يتم نقل المادة من النجم المرافق. تعتبر ثنائيات الأشعة السينية والميكروبات من الأنواع البارزة بشكل خاص.

لا يجب أن يكون الجسم المضغوط عبارة عن ثقب أسود - تظهر النجوم النيوترونية أيضًا في بعض الأحيان - ولكن في بعض الحالات ، تشير القياسات إلى أن البقايا عبارة عن ثقب أسود. في حالات أخرى ، إما أن تكون كتلة الجسم المضغوط مقيدة بشكل سيئ أو يمكن أن تظل نجمًا نيوترونيًا هائلًا ، لذلك بالنسبة للعديد من الأنظمة ، تظل طبيعة هذا الجسم غير معروفة.

أمثلة:

  • Cygnus X-1: النجم المرافق هنا هو HDE 226868 ، نجم ضخم من نوع O.
  • V404 Cygni: النجم المرافق هو نجم من النوع K (أقل ضخامة بكثير من HDE 226868) ؛ يشكل النظام أ ميكروكوازار، مع انبعاث أشعة سينية عالية الطاقة من حين لآخر.

الثقب الأسود والقزم الأبيض

يبدو افتراضًا منطقيًا أن الثقوب السوداء / أنظمة الأقزام البيضاء يجب أن تكون ممكنة ، وهي كذلك بالفعل. يمكن أن يؤدي فقدان الكتلة من خلال التراكم بواسطة جسم مصاحب إلى تغيير المستقبل التطوري للنجم (انظر مفارقة ألغول لحالة غريبة بشكل خاص) ، ولكن بالنسبة للعديد من الأنظمة ذات الثقب الأسود ، يجب أن يستمر النجم "الطبيعي" في التقدم من خلال التسلسل الرئيسي وما بعد- تطور التسلسل الرئيسي ، وربما يصبح قزمًا أبيض.

لا يزال من الممكن أن يحدث نقل المادة في هذه المرحلة ، بالطبع ، لذلك قد يستمر الانبعاث ، على الرغم من إمكانية تغيير طبيعة الإشعاع. صحيح أنه لا يوجد العديد من الأنظمة المعروفة من هذا النوع ، ولكن من شبه المؤكد أن هناك المزيد.

أمثلة:

  • X9: النجم المرافق هو قزم أبيض يدور بالقرب من الثقب الأسود. بهراميان وآخرون. واثقون من أن الرفيق قزم أبيض ، وأن الكائن الرئيسي على الأرجح هو ثقب أسود.

الثقب الأسود والنجم النيوتروني

ربما يكون هذا النوع من الأنظمة هو الأكثر إثارة للاهتمام من وجهة نظر الجاذبية. يجب أن ينتجوا موجات جاذبية يمكن اكتشافها بواسطة ليجو.1 لا يزال يتعين على LIGO مراقبة مثل هذا النظام ، والذي يبدو محيرًا بعض الشيء ، على الرغم من وجود شيء مثل العملاق الأزرق في دجاجة X-3 يمكن أن يتطور إلى نجم نيوتروني في المستقبل. هذه حالة تتطلب المزيد من البيانات والملاحظات.


1 ربما سمعت عن الشائعات التي تفيد بأن ليجو قد اكتشف اندماجًا محتملًا بين نجم نيوتروني ونجم نيوتروني ، مما يعني أن حساسيته للأنظمة الثنائية بين النجوم النيوترونية يمكن أن تكون عالية بما يكفي بالفعل للاكتشافات ، كما هو متوقع. اتضح أنه كان مجرد نظام ثنائي للثقب الأسود[1] - ليست غريبة كما كان يأمل بعض الناس.


بشكل عام ، سيكون من الصعب اكتشاف هذه الثنائيات ، ولكن لا يوجد سبب لعدم تشكيلها.
فئة كاملة من الكائنات ، يُعتقد في الواقع أن ثنائيات X-Ray تستضيف زوجًا من الكائنات BH وغير BH. الفكرة هنا هي أن لمعان الأشعة السينية ينشأ من الكتلة المتراكمة من الرفيق من خلال Roche-Lobe-overflow.
تسقط الكتلة من المرافق أو `` المتبرع '' أسفل بئر الجاذبية لـ BH ، وتندفع في قرص التراكم الخاص بها وتخلق Bremsstrahlung حيث أنها تتسارع بعنف. يقع هذا الإشعاع في الطول الموجي للأشعة السينية ويهرب من النظام الثنائي ، ليتم التقاطه بواسطة تلسكوباتنا لاحقًا.

في عدد قليل من الحالات ، نجحنا في تحديد ماهية الرفيق الثنائي ، الذي تم تصويره في هذا الرسم الشهير بواسطة Orosz:

انظر أيضا هنا لمزيد من المعلومات

يوضح هذا الرسم المسافة الثنائية والحجم التقريبي لقرص التنامي وحجم النجم المصاحب. النجوم المصاحبة ضخمة جدًا ، لأنها وصلت إلى مرحلة العملاق الأحمر ، ليس لأن لديها بعض الخصائص الشاذة الأخرى.

هذه المرحلة هي نهاية طبيعية لحياة النجم ، تمامًا مثل ما ستختبره شمسنا. في هذه الحالة فقط ، يوجد هذا الثقب الأسود في المنطقة المجاورة له مد وجزر قوي جدًا ، وهو قادر على تجريد أجزاء من الغلاف الخارجي للنجم المتطور.

هذا الرسم عمره بضع سنوات الآن ، لذلك لست متأكدًا من الحالة الأخيرة المتعلقة بالعدد الإجمالي لتلك الكائنات. يوجد أيضًا العديد من المرشحين الثنائيين BH غير المؤكدين من بين السكان الثنائيين للأشعة السينية ، ولا أعرف حتى أي شيء عن أزواج الأشياء الغريبة BH. ولكن ربما يمكن لشخص آخر التعليق على ذلك.


قبل اكتشاف مصادر الموجات الثقالية ، كان فقط الثقوب السوداء المؤكدة ذات الحجم النجمي هي تلك التي تم اكتشافها في الأنظمة الثنائية ذات النجوم "العادية".

تم الكشف عن هذه أكثر من خلال الأشعة السينية المنبعثة من المواد الساخنة التي تتراكم من رفيق "العادي". الفئتان الرئيسيتان هما ثنائيات الأشعة السينية ذات الكتلة العالية والكتلة المنخفضة: في الأول ، قام الثقب الأسود بتجميع الريح من رفيق نجمي ضخم. في الأخير ، يتم نقل الكتلة عن طريق تدفق روش الفص.

يتم تأكيد حالة الثقب الأسود عن طريق قياس الكتلة الديناميكية للرفيق غير المرئي والتي تتجاوز أي حد أعلى معقول لنجم نيوتروني مستقر. اقرأ مراجعة McClintock (2003).


الثقب الأسود للأشعة السينية GRS 1915 + 105 له رياح قرص مغناطيسي متغير (علم الفلك)

قام راتيش وزملاؤه في ورقتهم بالتحقيق في أصل وهندسة رياح قرص التراكم في GRS 1915 + 105. قاموا بتحليل أطياف GRS 1915 + 105 في الفئتين الناعمة والصلبة ، باستخدام التحليل الطيفي عالي الدقة المقدم من Chandra HETGS. أفادوا أن المصدر يعرض رياحًا قرصية مغناطيسية متغيرة.

منحنى خفيف GRS 1915 + 105 في الحالة اللينة مع حاوية بحجم 100 ثانية. الائتمان: Ratheesh et al. ، 2020.

ثنائيات الثقب الأسود للأشعة السينية (BHXBs) هي أنظمة ثنائية تتكون من ثقب أسود يدور حول رفيق نجمي ، عادةً ما يكون نجمًا متطورًا منخفض الكتلة. في BHXBs ، يتم إنتاج الأشعة السينية عن طريق تراكم المواد من نجم مرافق ثانوي إلى ثقب أسود أساسي. عادة ما يتم اكتشاف مثل هذه الأنظمة في نوبات عندما يزداد تدفق الأشعة السينية بشكل كبير. نظرًا لتنوعها العالي وتدفقها العالي للأشعة السينية ، تعد BHXBs أهدافًا ممتازة لدراسة العلاقة بين آليات التراكم والقذف.

GRS 1915 + 105 هو أحد ألمع الثقب الأسود العابر (BHB) في الأشعة السينية ، ويوفر سرير اختبار فريدًا لدراسة العلاقة بين آليات التراكم والقذف في BHBs. على وجه الخصوص ، يمكن استخدام هذا المصدر لدراسة رياح القرص التراكمي وكيف يعتمد على تغيرات الحالة في BHBs.

الآن ، أجرى Ajay Ratheesh وزملاؤه تحليلًا طيفيًا عالي الدقة للأشعة السينية لـ GRS 1915 + 105 باستخدام مطياف شاندرا عالي الطاقة للشبكات (HETGS). كان الهدف الرئيسي من الدراسة هو التحقيق في أصل وهندسة رياح القرص التراكمي في BHXB.

في الحالة اللينة لـ GRS 1915 + 105 ، وجدوا سلسلة من خطوط امتصاص الرياح التي تتبع اعتمادًا غير خطي على عرض السرعة وانحراف السرعة والعرض المكافئ فيما يتعلق بالتأين ، مما يشير إلى وجود مكونات متعددة أو تدفق خارجي طبقي. في الحالة الصعبة وجدوا فقط خط امتصاص Fe XXVI باهت. قاموا بنمذجة خطوط الامتصاص في كلتا الحالتين باستخدام نموذج رياح MHD مخصص للتحقيق في الأصل المغناطيسي للرياح وللتحقيق في سبب التباين في تدفق الخطوط المرصودة بين الحالتين.

يوفر نموذج الرياح لقرص MHD ملاءمة جيدة لكلتا الحالتين ، مما يشير إلى إمكانية وجود أصل مغناطيسي للرياح. تتميز مكونات التأين المتعددة للريح بأنها طبقية لنفس التدفق المغناطيسي.

& # 8220 وجدنا أن التباين الملحوظ في تدفق الخطوط بين الحالات اللينة والصلبة لا يمكن تفسيره بالتأين الضوئي وحده ، ولكن على الأرجح يرجع إلى زيادة كبيرة (ثلاثة أوامر من حيث الحجم) في كثافة الرياح. & # 8221 ، قال راتيش.

وخلصوا إلى أن ، & # 8220 .. معدل التدفق الكتلي للرياح في GRS 1915 + 105 يمكن مقارنته بمعدل التراكم. تشير هذه النتيجة إلى وجود صلة وثيقة بين عمليات التراكم والطرد التي تؤدي إلى تغيرات الحالة في ثنائيات الثقب الأسود. & # 8221

المرجعي: Ajay Ratheesh و Francesco Tombesi و Kiego Fukumura و Paolo Soffitta و Enrico Costa و Demosthenes Kazanas & # 8220A رياح قرص مغناطيسي متغير في الثقب الأسود X-ray binary GRS 1915 + 105؟ & # 8221، arXiv، pp. 1-11 ، 2020. https://arxiv.org/abs/2012.09023v1

حقوق نشر هذه المقالة مملوكة بالكامل لمؤلفنا S. Aman .. لا يُسمح لأحد بإعادة استخدامها إلا من خلال منح الائتمان المناسب له أو لنا.


صمدت نظرية أينشتاين للنسبية العامة - فكرة أن الجاذبية هي مادة تزيح الزمكان - صمدت لأكثر من 100 عام من التدقيق والاختبار ، بما في ذلك أحدث اختبار من تعاون Event Horizon Telescope ، الذي نُشر اليوم في العدد الأخير من رسائل المراجعة البدنية . بالنسبة الى.

يكشف تحليل ملاحظات Event Horizon Telescope من 2009-2017 عن التطور المضطرب لصورة الثقب الأسود * M87

في عام 2019 ، تم تسليم Event Horizon Telescope (EHT) Collaboration .


محتويات

يُعتقد أن ثنائيات الثقوب السوداء الهائلة تتشكل أثناء عمليات اندماج المجرات. من المحتمل أن تكون بعض المجرات المرشحة للثقوب السوداء الثنائية هي المجرات ذات النوى المزدوجة التي لا تزال متباعدة. مثال على نواة مزدوجة هو NGC 6240. [11] من المحتمل أن تكون ثنائيات الثقوب السوداء الأقرب في مجرات أحادية النواة ذات خطوط انبعاث مزدوجة. تتضمن الأمثلة SDSS J104807.74 + 005543.5 [12] و EGSD2 J142033.66 525917.5. [11] نوى مجرية أخرى لها انبعاثات دورية تشير إلى أجسام كبيرة تدور حول ثقب أسود مركزي ، على سبيل المثال في OJ287. [13]

تشير قياسات السرعة الغريبة لـ SMBH المحمول في المجرة J0437 + 2456 إلى أنها مرشح واعد لاستضافة إما ارتداد أو ثنائي SMBH ، أو اندماج مجري مستمر. [14]

يبدو أن الكوازار PG 1302-102 يحتوي على ثقب أسود ثنائي مع فترة مدارية تبلغ 1900 يوم. [15]

تم إثبات وجود ثقوب سوداء ثنائية الكتلة النجمية ، من خلال الاكتشاف الأول لحدث اندماج الثقب الأسود GW150914 بواسطة LIGO. [16]

عندما تصطدم مجرتان ، من غير المرجح أن تصطدم الثقوب السوداء الهائلة في مركزهما وجهاً لوجه ، ومن المرجح في الواقع أن تتخطى بعضها البعض على مسارات زائدية إذا لم تجمعها آلية ما. الآلية الأكثر أهمية هي الاحتكاك الديناميكي ، الذي ينقل الطاقة الحركية من الثقوب السوداء إلى المادة القريبة. عندما يمر الثقب الأسود بنجم ، فإن مقلاع الجاذبية يسرع النجم بينما يبطئ الثقب الأسود.

يؤدي هذا إلى إبطاء الثقوب السوداء بدرجة كافية بحيث تشكل نظامًا ثنائيًا وثنائيًا ومزيدًا من الاحتكاك الديناميكي يسرق الطاقة المدارية من الزوج حتى يدوران في مدار بضع فرسخ من بعضهما البعض. ومع ذلك ، فإن هذه العملية تقوم أيضًا بإخراج المادة من المسار المداري ، ومع تقلص المدارات ، يتقلص حجم الفضاء الذي تمر من خلاله الثقوب السوداء ، حتى يتبقى القليل جدًا من المادة بحيث لا يمكن أن يتسبب في اندماج في عصر الكون.

يمكن أن تسبب موجات الجاذبية خسارة كبيرة في الطاقة المدارية ، ولكن ليس حتى يتقلص الفصل إلى قيمة أصغر بكثير ، حوالي 0.01-0.001 فرسخ فلكي.

ومع ذلك ، يبدو أن الثقوب السوداء فائقة الكتلة قد اندمجت ، وقد لوحظ ما يبدو أنه زوج في هذا النطاق المتوسط ​​، في PKS 1302-102. [17] [18] السؤال عن كيفية حدوث ذلك هو "مشكلة الفرسخ الأخيرة". [19]

تم اقتراح عدد من الحلول لمشكلة الفرسخ النهائية. تتضمن معظمها آليات لجلب مادة إضافية ، سواء كانت نجومًا أو غازات ، قريبة بدرجة كافية من الزوج الثنائي لاستخراج الطاقة من الثنائي وتسبب في انكماشها. إذا مر عدد كافٍ من النجوم بالقرب من الزوج المداري ، فإن طردها الثقالي يمكن أن يجمع الثقوب السوداء معًا في وقت معقول فلكيًا. [20]

إحدى الآليات المعروف أنها تعمل ، على الرغم من ندرة حدوثها ، هي وجود ثقب أسود فائق ثالث ناتج عن تصادم مجري ثان. [21] مع وجود ثلاثة ثقوب سوداء على مقربة شديدة ، تكون المدارات فوضوية وتسمح بثلاث آليات إضافية لفقدان الطاقة:

  1. تدور الثقوب السوداء عبر حجم أكبر بكثير من المجرة ، وتتفاعل مع (وتفقد الطاقة إلى) كمية أكبر بكثير من المادة ،
  2. يمكن أن تصبح المدارات شديدة الانحراف ، مما يسمح بفقدان الطاقة عن طريق إشعاع الجاذبية عند نقطة الاقتراب الأقرب ، و
  3. يمكن لاثنين من الثقوب السوداء نقل الطاقة إلى الثالث ، وربما يقذفها. [22]

تحرير انسبايرال

المرحلة الأولى من حياة الثقب الأسود الثنائي هي إنسبيرال، مدار يتقلص تدريجياً. تستغرق المراحل الأولى من الماسحة وقتًا طويلاً جدًا ، حيث تكون موجات الجاذبية المنبعثة ضعيفة جدًا عندما تكون الثقوب السوداء بعيدة عن بعضها البعض. بالإضافة إلى تقلص المدار بسبب انبعاث موجات الجاذبية ، فقد يُفقد الزخم الزاوي الإضافي بسبب التفاعلات مع المواد الأخرى الموجودة ، مثل النجوم الأخرى.

مع تقلص مدار الثقوب السوداء ، تزداد السرعة وتزداد انبعاث موجات الجاذبية. عندما تقترب الثقوب السوداء ، تتسبب موجات الجاذبية في تقلص المدار بسرعة.

المدار المستقر الأخير أو المدار الدائري المستقر الأعمق (ISCO) هو المدار الأعمق الكامل قبل الانتقال من Inspiral إلى الاندماج.

تحرير الاندماج

ويتبع ذلك مدار هابط يلتقي فيه الثقبان الأسودان ، ويليه الاندماج. تبلغ ذروة انبعاث موجات الجاذبية في هذا الوقت.

Ringdown تحرير

فور الاندماج ، سوف "يرن" الثقب الأسود الفردي الآن. يتم تثبيط هذا الرنين في المرحلة التالية ، والتي تسمى رنين، عن طريق انبعاث موجات الجاذبية. تبدأ مرحلة الحلقة عندما تقترب الثقوب السوداء من بعضها البعض داخل كرة الفوتون. في هذه المنطقة ، تتجه معظم موجات الجاذبية المنبعثة نحو أفق الحدث ، وتقل سعة تلك الموجات الهاربة. موجات الجاذبية المكتشفة عن بعد لها تذبذب سريع الاختزال ، حيث ينتج صدى حدث الاندماج عن لولب أكثر إحكاما وأكثر إحكاما حول الثقب الأسود الناتج.

تم إجراء الملاحظة الأولى لدمج الثقوب السوداء الثنائية ذات الكتلة النجمية ، GW150914 ، بواسطة كاشف LIGO. [16] [23] [24] كما لوحظ من الأرض ، فإن زوجًا من الثقوب السوداء بكتل تقدر بحوالي 36 و 29 مرة من كتلة الشمس تلتف ببعضها البعض وتندمج لتشكل 62 ثقبًا أسودًا شمسيًا (تقريبيًا) في 14 سبتمبر 2015 ، الساعة 09:50 بالتوقيت العالمي المنسق. [25] تم تحويل ثلاث كتل شمسية إلى إشعاع ثقالي في الجزء الأخير من الثانية ، بقوة ذروة 3.6 × 10 56 ergs / ثانية (200 كتلة شمسية في الثانية) ، [16] وهو ما يعادل 50 ضعف إجمالي الطاقة الناتجة من كل النجوم في الكون المرئي. [26] تم الاندماج 440 +160
−180 ميغا فرسخ من الأرض ، [27] بين 600 مليون و 1.8 مليار سنة مضت. [23] تتوافق الإشارة المرصودة مع تنبؤات النسبية العددية. [2] [3] [4]

يمكن استخدام بعض النماذج الجبرية المبسطة للحالة التي تكون فيها الثقوب السوداء متباعدة ، خلال إنسبيرال المرحلة ، وكذلك لحل النهائي رنين.

يمكن استخدام تقريب ما بعد نيوتن للالهامبيرال. هذه تقريبية معادلات مجال النسبية العامة مضيفة شروطًا إضافية إلى المعادلات في الجاذبية النيوتونية. يمكن تسمية الطلبات المستخدمة في هذه الحسابات بـ 2PN (بعد الترتيب الثاني النيوتوني) 2.5PN أو 3PN (المركز الثالث بعد نيوتوني). يحل الجسد الواحد الفعال (EOB) ديناميكيات نظام الثقب الأسود الثنائي عن طريق تحويل المعادلات إلى تلك الخاصة بجسم واحد. يكون هذا مفيدًا بشكل خاص عندما تكون نسب الكتلة كبيرة ، مثل اندماج ثقب أسود ذو كتلة نجمية مع ثقب أسود في قلب المجرة ، ولكن يمكن أيضًا استخدامه لأنظمة الكتلة المتساوية.

بالنسبة إلى الحلقة ، يمكن استخدام نظرية اضطراب الثقب الأسود. ثقب أسود كير مشوه ، ويمكن حساب طيف الترددات التي ينتجها.

لحل التطور بأكمله ، بما في ذلك الاندماج ، يتطلب حل المعادلات الكاملة للنسبية العامة. يمكن القيام بذلك في محاكاة النسبية العددية. تعمل النسبية العددية على نماذج الزمكان وتحاكي تغيره بمرور الوقت. من المهم في هذه الحسابات الحصول على تفاصيل دقيقة كافية بالقرب من الثقوب السوداء ، ومع ذلك يكون لديك حجم كافٍ لتحديد إشعاع الجاذبية الذي ينتشر إلى ما لا نهاية. من أجل جعل هذا يحتوي على عدد قليل من النقاط التي يمكن تتبعها للحساب في وقت معقول ، يمكن استخدام أنظمة إحداثيات خاصة مثل إحداثيات Boyer-Lindquist أو إحداثيات عين السمكة.

تحسنت تقنيات النسبية العددية بشكل مطرد من المحاولات الأولية في الستينيات والسبعينيات. [28] [29] المحاكاة طويلة المدى للثقوب السوداء التي تدور حول الثقوب السوداء لم تكن ممكنة حتى طورت ثلاث مجموعات بشكل مستقل طرقًا جديدة رائدة لنمذجة الثقب الأسود الثنائي ، والاندماج ، والحلق الدائري [2] [3] [4] في 2005.

في الحسابات الكاملة لعملية اندماج كاملة ، يمكن استخدام العديد من الطرق المذكورة أعلاه معًا. من المهم بعد ذلك ملاءمة الأجزاء المختلفة للنموذج التي تم إعدادها باستخدام خوارزميات مختلفة. قام مشروع Lazarus Project بربط الأجزاء على سطح فضاء شبيه بالفضاء وقت الاندماج. [30]

يمكن أن تتضمن نتائج الحسابات طاقة الربط. في مدار مستقر ، تكون طاقة الربط هي الحد الأدنى المحلي بالنسبة لاضطراب المعلمات. في المدار الدائري الأكثر استقرارًا ، يصبح الحد الأدنى المحلي نقطة انعطاف.

شكل موجة الجاذبية الناتج مهم للتنبؤ بالرصد والتأكيد. عندما يصل الإلهام إلى المنطقة القوية لحقل الجاذبية ، تنتشر الموجات داخل المنطقة منتجة ما يسمى بذيل ما بعد نيوتن (PN tail). [30]

في مرحلة الحلقة الداخلية لثقب كير الأسود ، ينتج عن سحب الإطار موجة جاذبية بتردد الأفق. على النقيض من ذلك ، تبدو حلقة شوارزشيلد للثقب الأسود مثل الموجة المتناثرة من الملهمة المتأخرة ، ولكن بدون موجة مباشرة. [30]

يمكن حساب قوة رد الفعل الإشعاعي عن طريق إعادة بادي لتدفق موجة الجاذبية. تقنية لتحديد الإشعاع هي تقنية استخراج خاصية كوشي CCE التي تعطي تقديرًا دقيقًا للتدفق عند اللانهاية ، دون الحاجة إلى الحساب على مسافات محدودة أكبر وأكبر.

تعتمد الكتلة النهائية للثقب الأسود الناتج على تعريف الكتلة في النسبية العامة. كتلة بوندي مب محسوب من صيغة خسارة الكتلة Bondi-Sach. د M B د U = - f (U) >> = - f (U)>. مع f (U) ، تدفق موجة الجاذبية في الوقت المتخلف U. f هو تكامل سطحي لوظيفة News في اللانهاية الصفرية المتغيرة بزاوية صلبة. طاقة Arnowitt-Deser-Misner (ADM) أو كتلة ADM هي الكتلة التي تم قياسها على مسافة غير محدودة وتتضمن كل إشعاع الجاذبية المنبعث. M A D M = M B (U) + ∫ - ∞ U F (V) د V = م(U) + int _ <- infty> ^F (V) dV>.

يُفقد الزخم الزاوي أيضًا في إشعاع الجاذبية. يقع هذا بشكل أساسي في المحور z للمدار الأولي. يتم حسابه من خلال دمج منتج الشكل الموجي متعدد الأقطاب مع وظيفة الأخبار المكملة خلال الوقت المتخلف. [31]

إحدى المشكلات التي يجب حلها هي شكل أو طوبولوجيا أفق الحدث أثناء اندماج الثقب الأسود.

في النماذج العددية ، يتم إدراج الجيوديسيا الاختبارية لمعرفة ما إذا كانت ستواجه أفق حدث أم لا. عندما يقترب ثقبان أسودان من بعضهما البعض ، يبرز شكل "منقار البط" من كل من أفق الحدثين باتجاه الآخر. يمتد هذا النتوء لفترة أطول وأضيق حتى يقابل النتوء من الثقب الأسود الآخر. في هذا الوقت ، يكون لأفق الحدث شكل X ضيق جدًا عند نقطة الالتقاء. يتم سحب النتوءات في خيط رفيع. [32] تتسع نقطة الالتقاء إلى وصلة أسطوانية تقريبًا تسمى أ كوبري. [32]

عمليات المحاكاة اعتبارًا من 2011 [تحديث] لم تنتج أي آفاق حدث مع طوبولوجيا حلقي (على شكل حلقة). اقترح بعض الباحثين أنه سيكون من الممكن ، على سبيل المثال ، أن تلتحم عدة ثقوب سوداء في نفس المدار شبه الدائري. [32]

يمكن أن تحدث نتيجة غير متوقعة مع الثقوب السوداء الثنائية التي تندمج ، حيث تحمل موجات الجاذبية زخمًا ويتسارع زوج الثقب الأسود المندمج على ما يبدو في انتهاك قانون نيوتن الثالث. يمكن أن يضيف مركز الجاذبية أكثر من 1000 كم / ثانية من سرعة الركلة. [33] تحدث أكبر سرعات ركلة (تقترب من 5000 كم / ثانية) لثنائيات الثقوب السوداء متساوية الكتلة وذات حجم دوران متساوٍ ، عندما تكون اتجاهات الدوران موجهة على النحو الأمثل لتكون محاذاة معاكسة ، موازية للمستوى المداري أو تقريبًا تتماشى مع الزخم الزاوي المداري. [34] هذا يكفي للهروب من المجرات الكبيرة. مع وجود توجهات أكثر احتمالا يحدث تأثير أصغر ، ربما بضع مئات من الكيلومترات في الثانية. سيؤدي هذا النوع من السرعة إلى إخراج ثقوب سوداء ثنائية مدمجة من عناقيد كروية ، وبالتالي منع تكوين ثقوب سوداء ضخمة في نوى عنقودية كروية. وهذا بدوره يقلل من فرص عمليات الاندماج اللاحقة ، وبالتالي فرصة اكتشاف موجات الجاذبية. بالنسبة للثقوب السوداء غير الدوارة ، تحدث سرعة ارتداد قصوى تبلغ 175 كم / ثانية للكتل بنسبة خمسة إلى واحد. عندما يتم محاذاة الدورات في المستوى المداري ، يكون الارتداد 5000 كم / ثانية ممكنًا مع وجود ثقبين أسودين متطابقين. [35] تشمل المعلمات التي قد تكون ذات أهمية النقطة التي تندمج عندها الثقوب السوداء ، ونسبة الكتلة التي تنتج أقصى ركلة ، ومقدار الكتلة / الطاقة التي تشع عبر موجات الجاذبية. في حالة الاصطدام المباشر ، يتم حساب هذا الكسر عند 0.002 أو 0.2٪. [36] أحد أفضل المرشحين للثقوب السوداء فائقة الكتلة هي CXO J101527.2 + 625911. [37]

تم الافتراض بأن الثقوب السوداء الثنائية يمكنها نقل الطاقة والزخم إلى مركبة فضائية باستخدام "محرك الهالة" ، مستغلاً الانعكاس الهولوغرافي الناتج عن مجموعة من الجيوديسيايات الفارغة التي تدور خلف أحد الثقوب السوداء ثم حولها قبل العودة إلى المركبة الفضائية. سيشكل الانعكاس الذي يمر عبر هذه الجيوديسية الفارغة أحد طرفي تجويف الليزر ، مع وجود مرآة على المركبة الفضائية تشكل الطرف الآخر من تجويف الليزر. وبذلك تتسارع المركبة الفضائية بحجم الكوكب إلى سرعات تتجاوز السرعة النسبية للثقب الأسود التي تقترب. إذا كان هذا صحيحًا ، فقد تسمح شبكة من هذه الثقوب السوداء الثنائية بالسفر عبر المجرة. [38]


& # 039heartbeat & # 039 من الثقب الأسود & # 039 سمع & # 039 في الفضاء لأول مرة على الإطلاق

الثقوب السوداء هي آخر الأشياء التي تتوقع أن يكون لها قلب ، لأنها تلتهم بلا رحمة كل ما يعبر أفق الحدث وتحطمه بما لا يمكن التعرف عليه بقوة الجاذبية الساحقة ، ولكن اتضح أنه يمكن أن يكون لها دقات قلب.

على بعد 15000 سنة ضوئية فقط (وهذا ليس شيئًا من الناحية الكونية) ، يمتلك microquasar SS 433 "نبضات قلب" تتم مزامنتها بطريقة ما مع سحابة الغاز الغامضة Fermi J1913 + 0515 في كوكبة Aquila. اكتشف فريق دولي من علماء الفلك للتو هذه الظاهرة الغريبة لأول مرة. النجوم الزائفة هي أنظمة ثنائية تتكون من ثقب أسود ونجم مصاحب يدوران حول بعضهما البعض. تدور الأشياء النجمية في قرص التراكم للثقب الأسود وفي فجوة الفراغ ، والتي تنفث نفثات البلازما من كل طرف. ما هو الرابط بين هذين الجسمين هو لغز بدأ في الظهور.

المزيد من الثقوب السوداء

"بدأنا هذا العمل في عام 2014 ، ولكن في ذلك الوقت لم تكن هناك بيانات كافية لاكتشاف الإشارة" ، هذا ما قاله عالم الفلك جيان لي ، الذي شارك في تأليف دراسة نُشرت مؤخرًا في علم الفلك الطبيعي قال لسيفي واير. "واصلنا مراقبة SS 433 حتى اكتشفنا أخيرًا انبعاث أشعة جاما من Fermi J1913 + 0515 في عام 2019. عندما حصلنا على النتائج لأول مرة ، لم نكن نعرف ما إذا كان Fermi J1913 + 0515 مرتبطًا بـ SS 433 ، لأنه ليس في مركز النظام ".

قام لي وفريقه بتحليل بيانات أشعة غاما التي تبلغ قيمتها أكثر من عقد من تلسكوب فيرمي الفضائي لأشعة غاما للعثور على هذه الظاهرة الغريبة. حتى هذا ما يسمى بالميكوازار يحتوي على ثقب أسود تصل كتلته إلى 20 مرة كتلة شمسنا ونجمًا يزيد كتلته عن 30 كتلة شمسية. معظم الكوازارات هي جبابرة بالمقارنة مع الثقوب السوداء والنجوم التي تبلغ كتلتها الشمسية بالملايين. تسقط المادة من النجم في جاذبية الثقب الأسود التي لا مفر منها تقريبًا أثناء دورانها حول بعضها البعض. ومع ذلك ، فإن بعضًا من هذه المادة يهرب في شكل نفاثات ضخمة تُطلق جسيماتها فائقة السرعة ومجالاتها المغناطيسية الشديدة الأشعة السينية وأشعة جاما. هذا هو المكان الذي تبدأ فيه الأمور بالتحول بين SS 433 و Fermi J1913 + 0515.

قرص التراكم الخاص بدورات الثقب الأسود لـ SS 433 - يغير محورها اتجاهها أثناء تدويرها. نظرًا لأن المحور لا يمكنه البقاء ثابتًا ، فإنه يأخذ نفاثاته معه ، وبدلاً من إطلاق المواد في اتجاه واحد فقط ، فإنهم ينتشرون في محيطهم أثناء تحركهم مع الثقب الأسود. تتكرر هذه العملية كل 162 يومًا. ما كشفت عنه بيانات فيرمي هو إشارة أشعة جاما ، المعروفة الآن باسم Fermi J913 + 0515 ، مع نفس "نبضات القلب" الدورية التي تمت مزامنتها بشكل غامض مع دورة SS 433. ولكن كيف يمكن لجسم بدون ضخ سريع للغاية للغاز ضع ذلك في الخارج؟

قال لي: "لقد أجرينا تحليل التوقيت ، واكتشفنا تغيرًا دوريًا في التدفق من Fermi J1913 + 0515 متزامنًا مع مبادرة نفاثة SS 433 ، مما يؤكد الارتباط بين SS 433 و Fermi J1913 + 0515". "يمكن تفسير مقدمة SS 43 من خلال السحب الدوري للنجم الثانوي العملاق ، مما يؤدي إلى تحريك كل من قرص التنامي وتدفقاته الخارجة في وقت واحد."

على الرغم من أن Fermi J913 + 0515 عالق في مكان دون حدوث أي شيء مثير للغاية ، أظهر تحليل البيانات أنه يجب إشراك القوى الخارجية. إن التدفقات الغازية الخارجة من الثقب الأسود للميكوازار تعمل في الواقع على تشغيل "نبضات القلب" المزدوجة من على بعد 100 سنة ضوئية فقط. ومع ذلك ، فإن الطريقة التي يقوم بها الثقب الأسود SS 433 بهذا الأمر تظل لغزًا. يعتقد لي وفريقه أن نوى ذرات الهيدروجين ، وهي بروتونات عالية الطاقة تومض عبر الفضاء بسرعة الضوء في الأشعة الكونية ، تؤثر على Fermi J913 + 0515. يمكن أن يكونوا على شيء ما لأن النجوم ، مثل تلك التي يأكلها الثقب الأسود لـ SS 433 ، تحرق الهيدروجين.

وأوضح لي أن "دقات القلب كانت غير متوقعة ، ولا يوجد تفسير كامل حتى الآن". "أحد السيناريوهات المحتملة هو أن البروتونات السريعة التي يتم إنتاجها في نهاية النفاثات أو بالقرب من الثقب الأسود ، يتم حقنها بشكل دوري في السحابة. وعندما تصطدم مجموعة البروتونات السريعة هذه بسحابة الغاز ، فإنها تضيء في أشعة جاما ، وهو ما يفسر نبض قلبه غريب ".

إذا كانت هذه الظاهرة تحدث بين كوازار صغير وسحابة غازية ، فهل يمكن أن تحدث مع أشباه أشباه ضخمة أكثر بكثير؟ يعتقد لي ذلك.

وقال: "يمكن أن تحدث عمليات مماثلة في النجوم الزائفة الأكبر حجمًا". "ومع ذلك ، نظرًا لمدى تواجدهم ونطاقهم الأكبر كثيرًا ، فقد يكون من الصعب تمييز الكوازار مع الأدوات الحالية للكشف عن أشعة جاما."


ثقوب سوداء غير دوارة وغير متساوية الكتلة

في هذا الفيلم ، تحتوي الثقوب السوداء على كتل غير متساوية (إحداها بها 4 كتل شمسية بينما تحتوي الأخرى على 16 كتلة شمسية). لاحظ أن الثقب الأسود الأكثر ضخامة يكون أقرب إلى مركز الكتلة (أصل نظام الإحداثيات). الطاقة التي يشعها النظام الثنائي (وبالتالي اتساع إشارات موجات الجاذبية) أقل من ثنائي متساوي الكتلة. وبالتالي ، تستغرق عمليات الإنفاق الثنائية مزيدًا من الوقت لتستغرق وقتًا طويلاً ، بدءًا من فصل معين.


الوصول إلى المستند

  • APA
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • هارفارد
  • اساسي
  • RIS
  • فانكوفر

25000 BHs نجمي (كما تنبأت حجج الفصل الجماعي) وإذا كانت غنية أيضًا بثنائيات النجوم النابضة المعاد تدويرها (عن طريق القياس مع المجموعات الكروية) ، فيجب أن تنتج تفاعلات التبادل ثلاثي الأجسام PSR-BHs في مركز المجرة. تشير التقديرات البسيطة لمعدل التكوين ووقت البقاء على قيد الحياة لهذه الثنائيات إلى أن عددًا قليلاً من PSR-BHs يجب أن يكون موجودًا في الفرسخ المركزي اليوم. تقدم آلية التكوين المقترحة تنبؤات فريدة لخصائص PSR-BH: (1) سيكون الثنائي موجودًا بداخله

1 قطعة من Sgr A * (2) سيتم إعادة تدوير النجم النابض ، مع فترة

من 1 إلى بضع عشرات من المللي ثانية ، وحقل مغناطيسي منخفض B≲ 1010G (3) سيكون للثنائي انحراف عالٍ ، e

0.8 ، ولكن مع وجود تبعثر كبير و (4) سيكون الثنائي عريضًا نسبيًا ، مع محور شبه رئيسي ab

0.1 -≳3 au. وبالتالي ، فإن الاكتشاف المحتمل لثنائي PSR-BH يوفر دافعًا قويًا لإجراء عمليات بحث راديوية عميقة وعالية التردد عن النجوم النابضة المعاد تدويرها باتجاه مركز المجرة. "،

مخرجات البحث: المساهمة في المجلة ›المقال› مراجعة الأقران

T1 - ثنائيات الثقب الأسود النابض في مركز المجرة

AU - Faucher-Giguère ، كلود أندريه

N2 - الثنائيات المكونة من نجم نابض وثقب أسود (BH) هي الكأس المقدسة للفيزياء الفلكية ، سواء من حيث أهميتها للتطور النجمي أو لتطبيقها المحتمل كمسبار للجاذبية القوية. على الرغم من الدراسات الاستقصائية المكثفة لمجرتنا ونظام العناقيد الكروية الخاصة بها ، لم يتم العثور على ثقب أسود نابض (PSR-BH) حتى الآن. ولذلك فإن القرائن حول مكان وجود مثل هذه الأنظمة مهمة. نظهر أنه إذا كان الفرسخ المركزي حول Sgr A * يؤوي مجموعة من

25000 BHs نجمي (كما تنبأت حجج الفصل الجماعي) وإذا كانت غنية أيضًا بثنائيات النجوم النابضة المعاد تدويرها (عن طريق القياس مع المجموعات الكروية) ، فيجب أن تنتج تفاعلات التبادل ثلاثي الأجسام PSR-BHs في مركز المجرة. تشير التقديرات البسيطة لمعدل التكوين ووقت البقاء على قيد الحياة لهذه الثنائيات إلى أن عددًا قليلاً من PSR-BHs يجب أن يكون موجودًا في الفرسخ المركزي اليوم. تقدم آلية التشكيل المقترحة تنبؤات فريدة لخصائص PSR-BH: (1) سيكون الثنائي موجودًا بداخله

1 قطعة من Sgr A * (2) سيتم إعادة تدوير النجم النابض ، مع فترة

من 1 إلى بضع عشرات من المللي ثانية ، وحقل مغناطيسي منخفض B≲ 1010G (3) سيكون للثنائي انحراف عالٍ ، e

0.8 ، ولكن مع وجود تبعثر كبير و (4) سيكون الثنائي عريضًا نسبيًا ، مع محور شبه رئيسي ab

0.1 -≳3 au. وبالتالي ، فإن الاكتشاف المحتمل لثنائي PSR-BH يوفر دافعًا قويًا لإجراء عمليات بحث راديوية عميقة وعالية التردد عن النجوم النابضة المعاد تدويرها باتجاه مركز المجرة.

AB - الثنائيات المكونة من نجم نابض وثقب أسود (BH) هي الكأس المقدسة للفيزياء الفلكية ، سواء لأهميتها للتطور النجمي أو لتطبيقها المحتمل كمسبار للجاذبية القوية. على الرغم من الدراسات الاستقصائية المكثفة لمجرتنا ونظام العناقيد الكروية الخاصة بها ، لم يتم العثور على ثقب أسود نابض (PSR-BH) حتى الآن. ولذلك فإن القرائن حول مكان وجود مثل هذه الأنظمة مهمة. نظهر أنه إذا كان الفرسخ المركزي حول Sgr A * يؤوي مجموعة من

25000 BHs نجمي (كما تنبأت حجج الفصل الجماعي) وإذا كانت غنية أيضًا بثنائيات النجوم النابضة المعاد تدويرها (عن طريق القياس مع المجموعات الكروية) ، فيجب أن تنتج تفاعلات التبادل ثلاثي الأجسام PSR-BHs في مركز المجرة. تشير التقديرات البسيطة لمعدل التكوين ووقت البقاء على قيد الحياة لهذه الثنائيات إلى أن عددًا قليلاً من PSR-BHs يجب أن يكون موجودًا في الفرسخ المركزي اليوم. The proposed formation mechanism makes unique predictions for the PSR-BH properties: (1) the binary would reside within

1pc of Sgr A* (2) the pulsar would be recycled, with a period of

1 to a few tens of milliseconds, and a low magnetic field B≲ 1010G (3) the binary would have high eccentricity, e

0.8, but with a large scatter and (4) the binary would be relatively wide, with semimajor axis ab

0.1 -≳3 au. The potential discovery of a PSR-BH binary therefore provides a strong motivation for deep, high-frequency radio searches for recycled pulsars towards the Galactic Centre.


NuSTAR probes black hole mystery

This artist’s concept shows a black hole with an accretion disk — a flat structure of material orbiting the black hole – and a jet of hot gas, called plasma. Credit: NASA/JPL-Caltech

Black holes are famous for being ravenous eaters, but they do not eat everything that falls toward them. A small portion of material gets shot back out in powerful jets of hot gas, called plasma, that can wreak havoc on their surroundings. Along the way, this plasma somehow gets energized enough to strongly radiate light, forming two bright columns along the black hole’s axis of rotation. Scientists have long debated where and how this happens in the jet.

Astronomers have new clues to this mystery. Using NASA’s NuSTAR space telescope and a fast camera called ULTRACAM on the William Herschel Observatory in La Palma, Spain, scientists have been able to measure the distance that particles in jets travel before they “turn on” and become bright sources of light. This distance is called the “acceleration zone.” The study is published in the journal Nature Astronomy.

Scientists looked at two systems in the Milky Way called “X-ray binaries,” each consisting of a black hole feeding off of a normal star. They studied these systems at different points during periods of outburst — which is when the accretion disk — a flat structure of material orbiting the black hole — brightens because of material falling in.

One system, called V404 Cygni, had reached nearly peak brightness when scientists observed it in June 2015. At that time, it experienced the brightest outburst from an X-ray binary seen in the 21st century. The other, called GX 339-4, was less than 1 percent of its maximum expected brightness when it was observed. The star and black hole of GX 339-4 are much closer together than in the V404 Cygni system.

Despite their differences, the systems showed similar time delays — about one-tenth of a second — between when NuSTAR first detected X-ray light and ULTRACAM detected flares in visible light slightly later. That delay is less than the blink of an eye, but significant for the physics of black hole jets.

“One possibility is that the physics of the jet is not determined by the size of the disc, but instead by the speed, temperature and other properties of particles at the jet’s base,” said Poshak Gandhi, lead author of the study and astronomer at the University of Southampton, United Kingdom.

The best theory scientists have to explain these results is that the X-ray light originates from material very close to the black hole. Strong magnetic fields propel some of this material to high speeds along the jet. This results in particles colliding near light-speed, energizing the plasma until it begins to emit the stream of optical radiation caught by ULTRACAM.

Where in the jet does this occur? The measured delay between optical and X-ray light explains this. By multiplying this amount of time by the speed of the particles, which is nearly the speed of light, scientists determine the maximum distance traveled.

This expanse of about 19,000 miles (30,000 kilometers) represents the inner acceleration zone in the jet, where plasma feels the strongest acceleration and “turns on” by emitting light. That’s just under three times the diameter of Earth, but tiny in cosmic terms, especially considering the black hole in V404 Cygni weighs as much as 3 million Earths put together.

“Astronomers hope to refine models for jet powering mechanisms using the results of this study,” said Daniel Stern, study co-author and astronomer based at NASA’s Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California.

Making these measurements wasn’t easy. X-ray telescopes in space and optical telescopes on the ground have to look at the X-ray binaries at exactly the same time during outbursts for scientists to calculate the tiny delay between the telescopes’ detections. Such coordination requires complex planning between the observatory teams. In fact, coordination between NuSTAR and ULTRACAM was only possible for about an hour during the 2015 outburst, but that was enough to calculate the groundbreaking results about the acceleration zone.

The results also appear to connect with scientists’ understanding of supermassive black holes, much bigger than the ones in this study. In one supermassive system called BL Lacertae, weighing 200 million times the mass of our Sun, scientists have inferred time delays millions of times greater than what this study found. That means the size of the acceleration area of the jets is likely related to the mass of the black hole.

“We are excited because it looks as though we have found a characteristic yardstick related to the inner workings of jets, not only in stellar-mass black holes like V404 Cygni, but also in monster supermassive ones,” Gandhi said.

The next steps are to confirm this measured delay in observations of other X-ray binaries, and to develop a theory that can tie together jets in black holes of all sizes.

“Global ground and space telescopes working together were key to this discovery. But this is only a peek, and much remains to be learned. The future is really bright for understanding the extreme physics of black holes,” said Fiona Harrison, principal investigator of NuSTAR and professor of astronomy at Caltech in Pasadena.


Black hole binaries and gravitational waves: Unlocking the secrets of our universe in unexpected ways

As far back as we’ve been able to crane our necks, our civilisation has been looking to the stars with a sense of wonder and awe. Our earliest ancestors worshipped the skies with a fierce superstition – and on the darkest of nights in the quiet of the countryside, away from the light pollution that plagues our towns and cities, it’s easy to see why: our heavens hold a beauty that is unparalleled anywhere else in the natural world.

An image of two galaxies colliding taken by the Hubble Space Telescope. Photo Credit: CC BY 4.0

It wasn’t long before our ancestors started applying the rigour of mathematics to the sky – astronomy is, in fact, the oldest of the natural sciences, dating back to prehistoric times. The sun went down and everyone was at it: the Babylonians, the ancient Chinese, the Greek philosophers, the Egyptian Pharaohs – every civilisation that was advanced enough to record what they were doing: all standing on the shore of an endless ocean of light, underneath dark skies with bright and starry eyes, meticulously studying the mechanics of celestial bodies far beyond their comprehension watching with a sense of wonder as points of light danced above them in the night.

Today, our knowledge of the Universe has surpassed the wildest hopes and dreams of those who came before us. We know that some of those points of light are actually giant nuclear fusion reactors called stars, just like our own sun and some of them are galaxies so far away that our eyes reduce them – a collection of billions of stars – to one single point. We know how stars are born – and how they die – and that if a star is big enough when that time comes, it will collapse in on itself to form a singularity: an object so dense that not even light can escape its gravitational pull. We call these objects black holes. We know that at the centre of almost every galaxy lies a supermassive black hole and that galaxies often collide with each other (see image to the left) to form even larger galaxies. One thing we’re not entirely clear on, however, is what happens when the black holes from two colliding galaxies meet and form binary systems.

Comparing the distance to the galaxy with its apparent recession speed will map the expansion rate of the universe over cosmic time, back to early epochs which are beyond the reach of [current methods].

The gravitational waves discovery sweeping through astronomy
For most of our history, astronomers have viewed the stars through the lens of Newtonian physics. Einstein’s theory of relativity changed that: time and space were no longer different entities but two sides of the same coin, interlinked in a system that is almost impossible for us to comprehend (the fact that Einstein did is why he is so famous). It replaces the force of gravity, proposed by Isaac Newton, with a seemingly abstract idea: space and time are a medium in which everything exists. Heavy objects, like planets, warp this medium and change its shape and that’s what we experience as a force pulling us towards the Earth (gravity). Space-time is a difficult idea to grasp but the beauty of Einstein’s theory is that it explains so much of the universe so fully that it is impossible to ignore. That and the mathematics stack up: scientists have been trying – and failing – to prove him wrong for over a hundred years.

In the recently formed NGC 6240 galaxy, there are two supermassive black holes spiralling closer and closer to one another. Photo Credit: CC BY 4.0

An interesting prediction that comes out of Einstein’s theories is the existence of gravitational waves – ripples in the fabric of space-time itself. Until recently, a prediction was all that they were but since 2016, scientists have been able to measure them and, as our technology advances, they will be able to further exploit gravitational waves to investigate what happens when two galaxies collide.

We know that black hole binary systems play a fundamental role in shaping the galaxies they belong to – and that their collision would likely be the most energetic phenomena in the known universe – but much like gravitational waves, direct evidence of black hole binary systems has so far been lacking. This is because the black holes are too close to each other to tell apart using our current telescopes (see above image). That could be about to change.

LISA
In 2034, the European Space Agency (ESA) plans to launch LISA, a Laser Interferometer Space Antenna, which will be able to detect the gravitational waves resulting from the interaction between two colliding black holes (see image overleaf). This will provide astronomers with a shiny, new set of tools to probe the farthest reaches of our universe. Until then, researchers like Professor Zoltan Haiman continue to study such binary black hole systems using theoretical calculations and advanced computational simulations.

An astronomical fingerprint for binary black hole systems
In a recent paper, released earlier this year, Professor Haiman predicted what happens when two black holes collide as their host galaxies merge. As the black holes become close to one another, they begin to orbit around a common centre of mass – a point somewhere in space analogous to the pivot-point on a seesaw, around which the masses at either end rotate. They move slowly at first and, if the energy contained within their orbit was to remain the same, the system could continue like this forever, with the black holes caught in a never-ending dance. But energy is sucked from the orbit in the form of gravitational waves. They cause the orbit to shrink in size, and the black holes to spiral inward, colliding to form a single black hole.

When black holes move closer to each other, reaching distances not much larger than our solar system, they distort space time and emit gravitational waves. The LISA spacecraft (consisting of three separate satellites connected with laser interferometer links, indicated by the red triangle) will be able to see these gravitational waves. Photo Credit: Nasa, Public Domain

The process takes an extremely long time to complete and, in the last few years of the merger, the gravitational waves become extremely strong. It is at this point that LISA will be able to detect them. Unfortunately, though, LISA will not be able to detect the galaxy in which the tango took place. The gravitational waves will be released as periodic undulations, following the binary’s orbital motion — what Professor Haiman calls gravitational wave pulsars – and, in the last few months of the merger, the system will be rotating at extremely high speeds (about 10% of the speed of light, or around 30 thousand kilometres per second). Professor Haiman’s research suggests that as a result, the binary should release similar periodic pulsations every few minutes or so. Professor Haiman, with his graduate student Daniel D’Orazio and colleague Professor David Schiminovich at Columbia University, has earlier suggested that the sinusoidal pulsations seen in optical and ultraviolet bands of a known bright distant quasar is due to the same phenomenon: for a pair of more widely separated, and less rapidly moving black holes, these lower-energy pulsations would be expected and appear consistent with the observed data [Ref 2].

As both phenomena are caused by the same orbital motion, they should occur together and help astronomers pin down the location of the merger. As Professor Haiman explains: ‘This tell-tale “X-ray chirp”, accompanying the gravitational wave chirp, should allow astronomers to uniquely identify the host galaxy of the merging black hole pair – since there will be only one galaxy with such X-ray pulsation, matching the gravitational waves’. In other words, black hole binary systems should have their own unique astronomical fingerprint that can be traced to a well-localised point on the sky. The presence of strong X-ray pulsations, in tandem with the gravitational waves being detected by LISA, was also seen in detailed hydrodynamical simulations, computing the response of the circum-binary plasma to the “propeller” motion of the black holes, by Professor Haiman and his collaborators Professor Andrew MacFadyen and graduate student Yike Tang (at New York University) [Ref 3].

Such massive black hole binaries are expected to play a fundamental role in sculpting their host galaxies, and their eventual mergers would be the most energetic phenomena in the universe.

Accessing information from the beginning of time
Using this new approach, astronomers will be able to unlock a whole host of new information about black hole binary systems and, by extension, our entire universe. Determining the exact location of a handful of such black hole binary systems will allow astronomers to connect black holes with their host galaxies. They will also be able to map the accelerating universe back to the very beginning of time. ‘Comparing the distance to the galaxy with its apparent recession speed will map the expansion rate of the universe over cosmic time, back to early epochs which are beyond the reach of the similar, Nobel-prize winning exercise done with supernovae,’ explains Professor Haiman. It will also allow astronomers to test whether X-rays and gravitational waves propagate at the same speed – as Einstein’s theory predicts – and if they don’t, then perhaps Professor Haiman’s proposed method will be the one that finally proves that Einstein’s theory of relativity is not the full story.

Over one hundred years ago, Albert Einstein changed how we viewed the universe and, almost as a by-product of his theory, predicted the existence of gravitational waves. It has only been in the past few years that astronomers are beginning to prove that he was right – with the experimental verification of gravitational waves in 2016. A proof which is providing astronomers with a new lens through which to view our expanding universe and unlock mysteries that our ancestors could only dream about. Although astronomy is the oldest of the natural sciences, it is also the one which holds the most potential for new discovery. This is even more true now – the research by Professor Haiman, and similar work done by others, have shown that unexpected new breakthroughs can be enabled by combining gravitational waves with data obtained with traditional telescopes. It seems like hardly a day goes by without there being a new discovery, or announcement, thanks to the advancement of technologies and theories by researchers such as Professor Haiman. Throughout all of that, though, one thing in astronomy has remained the same: we still look to the skies with a sense of wonder and awe.

Personal Response

What is it that motivates you to work in astronomy and cosmology?

It is a privilege to be removed from the constraints of day-to-day business here on Earth, and to be thinking instead about the unsolved mysteries of the universe. And it is highly rewarding to contribute, even a tiny bit, to our understanding of how things work in it.


Astronomers Find a Supermassive Black Hole That’s Feasting on a Regular Schedule, Every 9 Hours

Astronomers have found a supermassive black hole (SMBH) with an unusually regular feeding schedule. The behemoth is an active galactic nucleus (AGN) at the heart of the Seyfert 2 galaxy GSN 069. The AGN is about 250 million light years from Earth, and contains about 400,000 times the mass of the Sun.

The team of astronomers used the ESA’s XMM-Newton and NASA’s Chandra X-ray Observatory to observe the x-ray emissions of the SMBH. About every 9 hours, the black hole flares brightly with x-rays as material is drawn into it. Astronomers have found two other stellar mass black holes that flare regularly as they feed, but this kind of regularity in a supermassive black hole has never been seen before.

“This black hole is on a meal plan like we’ve never seen before.”

Giovanni Miniutti, Lead Author, ESA Center for Astrobiology, Spain.

The paper outlining this discovery is published in Nature and is titled “Nine-hour X-ray quasi-periodic eruptions from a low-mass black hole galactic nucleus.” Lead author is Giovanni Miniutti from the ESA’s Center for Astrobiology in Spain. According to the paper, the SMBH consumes about four Moons worth of material three times every day. That means every time the black hole feeds, it consumes about a million billion billion pounds of material.

“This black hole is on a meal plan like we’ve never seen before,” said Miniutti in a press release. “This behavior is so unprecedented that we had to coin a new expression to describe it: “X-ray Quasi-Periodic Eruptions”.”

X-ray emissions from this SMBH have been known and observed since July 2010, but they were steady. The new paper is based on 54 days of observations beginning in December 2018, beginning with the ESA’s XMM-Newton Observatory. That observatory spotted two bursts on December 24th. In January, XMM-Newton found three more of these regular bursts.

Then astronomers requested more observing time with NASA’s Chandra Observatory to investigate. Chandra observed five more of these events. During the current regular eruptions, the X-ray flaring activity increases by two orders of magnitude over the background X-ray emissions. Each flare lasts just over one hour and occurs every nine hours.

A chart from the research paper showing the initial two flares, or quasi-periodic eruptions (QPE) spotted by XMM-Newton (upper left), the subsequent three flares spotted by XMM-Newton (upper right) and the five flares spotted by Chandra (bottom.) This regular flaring activity has never been seen before in a SMBH. Image Credit: G. Miniutti et. al., 2019.

“By combining data from these two X-ray observatories, we have tracked these periodic outbursts for at least 54 days” said co-author Richard Saxton of the European Space Astronomy Centre in Madrid, Spain. “This gives us a unique opportunity to witness the flow of matter into a supermassive black hole repeatedly speeding up and slowing down.”

During each of these outbursts, the X-ray flaring is 20 times brighter than during quiet periods. The temperature of the in-falling gas also rises. It rises from about 1 million degrees Fahrenheit in quieter periods to 2.5 million degrees Fahrenheit during flares. The higher temperature is about the same as the temperature of gas around most SMBHs that are actively growing.

The cause of these regular flares is unknown. The hot 2.5 million degree F. gas surrounding GSN 069 is the same temperature as gas surrounding other SMBHs. It’s a mystery because it’s simply too hot to be from the in-falling disc of material that surrounds black holes. But GSN 069 is a unique opportunity to study the phenomenon because the hot gas repeatedly forms then disappears.

Normally, this hot gas is caused by a star being torn apart and consumed by a black hole, or so astronomers think. But the regularity exhibited by GSN 069 is a mystery.

The inner structure of an AGN. Image Credit: By Original: Unknown Vectorization: Rothwild – Own work based on: Galaxies AGN Inner-Structure-of.jpg, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=46857319

“We think the origin of the X-ray emission is a star that the black hole has partially or completely torn apart and is slowly consuming bit by bit,” said co-author Margherita Giustini, also of ESA’s Center for Astrobiology. “But as for the repeating bursts, this is a completely different story whose origin needs to be studied with further data and new theoretical models.”

Again, seeing a supermassive black hole consume gas from a star is nothing new. It’s the regularity of GSN 069’s flaring that is the head-scratcher. The authors of the study suggest two possible explanations for the the SMBH’s regular feeding schedule:

  • The amount of energy in the disk builds up until it becomes unstable and matter rapidly falls into the black hole producing the bursts. That cycle is repeating.
  • There’s an interaction between the disk and a secondary body orbiting the black hole, perhaps the remnant of the partially disrupted star.

Thanks to the Chandra observations, the team of scientists knows that the source of the flaring X-rays is right in the heart of GSN 069. That’s where a SMBH is expected to be. The combined data from Chandra and XMM-Newton also clearly show that the flaring, though regular, is slowly changing: both the size and the duration of the black hole’s “meals” have decreased slightly, and the space between each meal is growing. It’s up to future observations to see if these trends continue.

GSN 069 is on the small side for an SMBH. Usually, an SMBH contains as much mass as several million or even several billion Suns, while GSN 069 contains only about 400,000 Suns worth of mass. That could help explain why this type of regular feeding hasn’t been seen before.

Artist’s impression of a Star feeding a black hole. The authors of this study say that the regular flaring of GSN 069 is caused by the remnant of a star interacting with the disk of material around the black hole. Credit: ESO/L. Calçada

For larger SMBHs, much larger than this one, their brightness fluctuations are a lot slower. Rather than erupting every nine hours, it should take them months or even years to flare like this. That would explain why quasi-periodic eruptions (QPEs) like these haven’t been observed. X-Ray observatories are busy, and there’s no way to train one on a single target for that long.

There’ve been several cases where large increases or decreases in X-rays produced by black holes have been observed. Those observations relied on repeated observations over months, or even years. Some of those changes are too fast to be explained by the standard theory of in-falling matter from a black hole’s accretion disk. But this discovery could explain those observations. They may be experiencing similar behavior as GSN 069.