„Emittiert“ ein verschmelzendes massereiches binäres Schwarzes Loch mehr als eine Gravitationswelle?

Gravitationsstrahlung können wir derzeit nur dann nachweisen, wenn sie extrem intensiv ist: im letzten Bruchteil einer Sekunde. Beispielsweise dauerte die erste Gravitationswellendetektion weniger als 0,15 Sekunden . Die Schwarzen Löcher setzen bei jedem Umlauf Gravitationsstrahlung frei, aber diese Strahlung ist zu schwach, um von uns entdeckt zu werden. Es muss eine kolossale Menge an Energie freigesetzt werden, damit es von der aktuellen Technologie erkannt werden kann. Die Inspiration von GW150914 setzte 3 Sonnenmassen an Energie frei, fast alle in den letzten 0,15 Sekunden vor der Fusion. Trotzdem verzerrte dieser den Raum nur um weniger als 1/10000 des Durchmessers eines Protons. Das macht es so schwierig.

Die Dauer einer Gravitationswellendetektion ist beim Nachweis elektromagnetischer Gegenstücke nicht besonders wichtig, obwohl die Tatsache, dass es sich nicht um wiederkehrende oder sich wiederholende Quellen handelt, sehr wichtig ist.

Doppelsysteme senden bis zu ihrer Verschmelzung kontinuierlich Gravitationswellen überwiegend mit der doppelten Umlauffrequenz aus. Gleichzeitig steigt mit der Umlauffrequenz auch die in Gravitationswellen abgestrahlte Leistung, die das System zur Verschmelzung antreibt, dramatisch an.

Dies bedeutet, dass die Frequenz des Signals ansteigt und die Leistung des Signals ansteigt, wenn sich ein binäres System spiralförmig nach innen in Richtung Verschmelzung bewegt – bekannt als „Chirp“. Dies ist ein einseitiger Prozess; Sobald die Verschmelzung der Binärdatei abgeschlossen ist, hört die Emission von Gravitationswellen im Wesentlichen auf.

Gravitationswellendetektoren sind in der Lage, verschmelzende Binärdateien zu erkennen, sobald ihre Frequenz in den empfindlichen Bereich des Instruments (ungefähr 20 Hz bis 2 kHz) eintritt und die Gravitationswelle "laut" genug ist, um erkannt zu werden. Die Entwicklungsgeschwindigkeit des "Chirp" nimmt mit zunehmender Masse zu. Ein massives Schwarzes-Loch-Binärsystem durchsucht Frequenzen von 20 Hz bis vielleicht 200 Hz (wenn es verschmilzt) in weniger als einer Sekunde. Ein Neutronenstern-Binärsystem mit geringerer Masse könnte von 20 Hz bis 1 kHz über mehrere zehn Sekunden erfasst werden.

Das Erfassen des elektromagnetischen Gegenstücks muss nicht gleichzeitig erfolgen. Während einige EM-Signaturen wahrscheinlich prompt (z. B. Gammastrahlenausbrüche) auf Zeitskalen von Sekunden auftreten, dauert die Entwicklung einer Kilonova aus verschmelzenden Neutronensternen Stunden oder sogar Tage ( Smartt et al. 2017 ) . Jüngste Arbeiten zu möglichen EM-Gegenstücken zu verschmelzenden Schwarzloch-Binärdateien, die in Akkretionsscheiben eingebettet sind, deuten sogar darauf hin, dass es eine Verzögerung von mehreren zehn Tagen geben könnte, bevor ein EM-Gegenstück zu sehen ist ( Graham et al. 2020 ).

Der Schlüssel liegt weniger in der Zeit, in der die Gravitationswellenquelle entdeckt wird, als in der Lage zu sein, ihre Richtung und Entfernung gut zu bestimmen und somit das Sichtfeld (und Raumvolumen) einzugrenzen, das von EM-Teleskopen abgesucht werden soll. Um dies effektiv zu tun, muss das Signal von mehreren Instrumenten (z. B. den beiden LIGO-Detektoren und VIRGO) erfasst werden. Es ist jedoch wahr, dass, wenn eine Gravitationswellenquelle wiederkehren würde, sie besser am Himmel lokalisiert werden könnte.

BEARBEITEN: Um den interessanten Kommentar von mmeent anzusprechen. Die Dauer des GW-Signals spielt eine Rolle, wenn dadurch die Quelle genauer lokalisiert werden kann. Dies geschieht, wenn sich die Ausrichtung des Interferometers in Bezug auf die Quellenposition während der Beobachtung ändert. Für die aktuellen bodengestützten Interferometer bedeutet dies, dass die Rotation der Erde die Ausrichtung des Detektors im Weltraum ändert, was bedeutet, dass die GW-Dauer eine Stunde oder länger betragen müsste.

Unter der Annahme einer kreisförmigen Umlaufbahn die Dauer eines Fusionsereignisses, beginnend mit einer Binärzahl mit Periode$T_0$, mit einer Gesamtmasse$M$und eine reduzierte Masse von$\mu$wird von gegeben

Andererseits muss die GW-Frequenz (das Doppelte der Orbitalfrequenz) vorhanden sein, um nachweisbar zu sein$20<f<2000$Hz, was eine Obergrenze von setzt$T_0=0.1$s und eine untere Grenze von$T_{\rm min}=10^{-3}$s (oder der Zeitraum bei der Fusion, je nachdem, welcher Zeitraum länger ist). Vorausgesetzt$T_0 =0.1$S,$\mu=M/4$(gleiche Massenkomponenten) und$\tau >3600$s, können wir die obige Gleichung umstellen, um zu erhalten$M<0.43M_{\odot}$, der zu klein ist, um verschmelzende Neutronensterne zu sein. Um eine größere zu bekommen$M$Wir könnten das Massenverhältnis ändern. Zum Beispiel wenn$M=1.5 M{\odot}$dann ein Massenverhältnis von$\sim 30$erforderlich wäre. (also ein Neutronenstern der Masse$\sim 1.45M_{\odot}$und ein Begleiter der Masse$\sim 0.05M_{\odot}$. (Mehr typische verschmelzende Neutronensterne konnten nicht länger als eine Stunde im erforderlichen Frequenzfenster beobachtet werden).

Abgesehen von der Frage, was der Begleiter mit geringerer Masse sein könnte, muss das verschmelzende binäre Objekt, wenn es ein EM-Gegenstück liefern soll, das verwendet werden kann, um die Hubble-Konstante einzuschränken, nahe genug sein, um erkannt zu werden$f=20$Hertz. Die Dehnung des Binärsystems auf der Erde (für eine optimale frontale Ausrichtung) beträgt ungefähr

Um nachweisbar zu sein, muss die "charakteristische Dehnung" (die die Akkumulation eines Signals über viele Umlaufzyklen berücksichtigt)$h_c \sim \sqrt{2 \tau f}h$muss größer als ungefähr sein$10^{-22}$zur Detektion durch LIGO. Einstellung$\mu \sim M/30$,$M=1.5M_{\odot}$,$f=20$Hertz,$T=0.1$S,$\tau=3600$s und$h_c \sim 10^{-22}$, dann nachweisbar sein$r<17$MPC. Dies ist zu nah, um als zuverlässige Sonde der Hubble-Konstante verwendet zu werden, da die Rückzugsgeschwindigkeit jeder Wirtsgalaxie vergleichbar wäre mit typischen Größenordnungen einer besonderen Geschwindigkeit in Bezug auf die Hubble-Strömung.

(NB: In der obigen Berechnung ist viel Platz für numerische Fehler, also zögern Sie nicht, es zu überprüfen!)

Nur eine Ergänzung zu @JamesKs ausgezeichneter Antwort. Das Bild unten (von Caltech/MIT über New Sciencist) zeigt, was für eine Kollision erkannt wurde. Auf der linken Seite (am Anfang) umkreisen sich die Schwarzen Löcher etwa alle 0,03 Sekunden, aber die Wellenform ist zu schwach, um sie zu erkennen. Bei etwa 0,3 Sekunden auf der Zeitachse beginnen die Wellen erkennbar zu werden und die Stärke zuzunehmen und an Dauer abzunehmen, während sich die Schwarzen Löcher in den nächsten 0,12 Sekunden spiralförmig nähern. Die Verschmelzung erfolgt bei etwa 0,42 und dann gibt es ein kurzes, schnell verblassendes Muster namens "Ringdown", wenn sich das Schwarze Loch in seine endgültige Form einpendelt. Also ja, es gibt mehrere Wellen (in diesem Beispiel etwa 8 nachweisbare), aber sie kommen alle fast zur gleichen Zeit an.