Wie hoch ist die tatsächliche Verschmelzungsgeschwindigkeit von Schwarzen Löchern?

Wie hoch ist die tatsächliche Verschmelzungsgeschwindigkeit von Schwarzen Löchern?

Sie variiert je nach Objekt und während der Fusion (und steigt nicht ordentlich linear an).

Ein Objekt mit viel Masse kann nicht in die Nähe der Lichtgeschwindigkeit kommen, das würde fast unendlich Energie erfordern. Extrem kleine Objekte, Partikel, können sich der Lichtgeschwindigkeit annähern, erreichen sie aber nicht wirklich. Licht kann Lichtgeschwindigkeit erreichen, nur im Vakuum. Die Schwerkraft bewegt sich immer mit Lichtgeschwindigkeit, im Gegensatz zu allem anderen, das langsamer ist.

Die erste Animation zeigt, was passiert, wenn sich zwei große Objekte einander nähern, verfehlen und dann nicht voneinander weggeschleudert werden – sie werden in einer extremen elliptischen Umlaufbahn gefangen .

Die zweite Animation zeigt, was passiert, wenn die Umlaufbahnen relativ nahe beieinander liegen, > ~0,01 Parsec - statt einer elliptischen Umlaufbahn haben sie eine etwas kreisförmige Umlaufbahn um das Baryzentrum herum .

Es gibt viele verschiedene Trajektorien und resultierende Umlaufbahnen, die Binärdateien werden auch beeinflusst von: Zufluss, Abfluss und anderen Objekten, die in den Bereich ihrer Umlaufbahnen eintreten und ihn verlassen. Niemand antwortet, keine zwei sind gleich.

Die Veröffentlichung „ Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger “ (11. Februar 2016) von B. P. Abbott et al. bietet eine Studie über eine Fusion an, liefern sie diese Illustration:

Oben: Geschätzte Gravitationswellen-Dehnungsamplitude von GW150914 , projiziert auf H1. Dies zeigt die volle Bandbreite der Wellenformen ohne die für Abb. 1 verwendete Filterung. Die eingefügten Bilder zeigen numerische Relativitätsmodelle der Horizonte von Schwarzen Löchern, während die Schwarzen Löcher verschmelzen. Unten: Die keplersche effektive Trennung Schwarzer Löcher in Einheiten von Schwarzschild-Radien ($R_S=2GM/c^2$) und der durch den postnewtonschen Parameter gegebenen effektiven Relativgeschwindigkeit$v/c=(GMπf/c^3)^{1/3}$, wo$f$ist die mit numerischer Relativitätstheorie berechnete Gravitationswellenfrequenz und$M$ist die Gesamtmasse (Wert aus Tabelle 1).

Zwischen diesen Abständen tritt eine Situation auf, die als letztes Parsec-Problem bezeichnet wird .

Letztes Parsec-Problem

Wenn zwei Galaxien kollidieren, treffen die supermassiven Schwarzen Löcher in ihren Zentren nicht frontal aufeinander, sondern würden aneinander vorbeischießen, wenn ein Mechanismus sie nicht zusammenbringen würde. Der wichtigste Mechanismus ist die dynamische Reibung , die die Schwarzen Löcher auf wenige Parsec aneinander heranbringt. In dieser Entfernung bilden sie ein gebundenes binäres System. Das binäre System muss irgendwie Orbitalenergie verlieren , damit die Schwarzen Löcher enger umkreisen oder verschmelzen können.

Die Erklärung ist zunächst einfach. Die Schwarzen Löcher übertragen Energie auf Gas und Sterne zwischen ihnen, schleudern Materie mit hoher Geschwindigkeit über eine Gravitationsschleuder aus und verlieren dabei Energie. Das Raumvolumen, das diesem Effekt ausgesetzt ist, schrumpft jedoch mit den Umlaufbahnen, und wenn die Schwarzen Löcher einen Abstand von etwa einem Parsec erreichen, ist so wenig Materie zwischen ihnen übrig, dass es Milliarden von Jahren dauern würde, um eng genug zu umkreisen, um zu verschmelzen - mehr als das Alter des Universums. Gravitationswellen können einen wesentlichen Beitrag leisten, aber nicht, bis die Trennung auf einen viel kleineren Wert schrumpft, ungefähr 0,01–0,001 Parsec.

Nichtsdestotrotz scheinen supermassereiche Schwarze Löcher verschmolzen zu sein, und in PKS 1302-102 wurde ein scheinbares Paar in diesem Zwischenbereich beobachtet . Die Frage, wie dies geschieht, ist das "letzte Parsec-Problem".

Eine Reihe von Lösungen für das letzte Parsec-Problem wurden vorgeschlagen. Die meisten beinhalten die Wechselwirkung des massiven Doppelsterns mit umgebender Materie, entweder Sterne oder Gas, die dem Doppelstern Energie entziehen und ihn zum Schrumpfen bringen können. Wenn beispielsweise genügend Sterne in der Nähe des umlaufenden Paars vorbeiziehen, kann ihr Gravitationsausstoß die beiden Schwarzen Löcher viel schneller zusammenbringen, als dies sonst der Fall wäre.

Siehe den Link " Final Parsec Problem " für die gesamte Webseite.

"... die gravitative Zeitdilatation ..."

Bedeutet: Im Zeitrahmen des Schwarzen Lochs bewegt sich die Zeit sowohl für das Schwarze Loch als auch für den Beobachter in ihren eigenen Rahmen normal vorwärts . In den Bildern des jeweils anderen sieht der äußere Beobachter, wie die Zeit des Schwarzen Lochs scheinbar zum Stillstand kommt, während der Beobachter des Schwarzen Lochs sieht, wie die Zeit des äußeren Beobachters sehr schnell vergeht.