«Излучает» ли сливающаяся массивная двойная черная дыра более одной гравитационной волны?

В настоящее время мы можем обнаружить гравитационное излучение только тогда, когда оно чрезвычайно интенсивно: в последнюю долю секунды. Например, первое обнаружение гравитационных волн длилось менее 0,15 секунды . Черные дыры испускают гравитационное излучение с каждой орбитой, но это излучение слишком слабое, чтобы мы могли его обнаружить. Требуется колоссальное количество высвобождаемой энергии, чтобы его можно было обнаружить современными технологиями. Спираль GW150914 высвободила 3 ​​массы солнечной энергии, почти вся за последние 0,15 секунды перед слиянием. Даже в этом случае это лишь исказило пространство менее чем на 1/10000 диаметра протона. Именно это делает его таким трудным.

Продолжительность обнаружения гравитационных волн не особенно важна при обнаружении электромагнитных аналогов, хотя тот факт, что они не являются рекуррентными или повторяющимися источниками, имеет значение.

Двойные системы непрерывно излучают гравитационные волны, вплоть до момента их слияния, преимущественно с удвоенной орбитальной частотой. В то же время мощность, излучаемая гравитационными волнами, которая и толкает систему к слиянию, также резко возрастает с ростом орбитальной частоты.

Это означает, что по мере того, как бинарная система движется по спирали внутрь к слиянию, частота сигнала возрастает, а мощность сигнала возрастает — это известно как «чирп». Это односторонний процесс; как только двойная система завершает слияние, излучение гравитационных волн практически прекращается.

Детекторы гравитационных волн способны обнаруживать сливающиеся двойные системы, когда их частота входит в диапазон чувствительности прибора (примерно от 20 Гц до 2 кГц), а гравитационная волна становится «достаточно громкой», чтобы ее можно было обнаружить. Скорость развития «чирпа» увеличивается с увеличением массы. Двойная массивная черная дыра будет сканировать частоты от 20 до 200 Гц (при слиянии) менее чем за секунду. Двойная нейтронная звезда с меньшей массой может быть обнаружена в диапазоне от 20 Гц до 1 кГц в течение десятков секунд.

Обнаружение электромагнитного аналога не обязательно должно быть одновременным. В то время как некоторые электромагнитные сигнатуры, вероятно, будут мгновенными (например, гамма-всплески) в масштабах секунд, развитие килоновой из слияния нейтронных звезд занимает часы или даже дни ( Смартт и др., 2017 ). Недавняя работа над возможными электромагнитными аналогами сливающихся двойных черных дыр, встроенных в аккреционные диски, даже предполагает, что может пройти несколько десятков дней, прежде чем мы увидим какой-либо электромагнитный аналог ( Грэм и др., 2020 ).

Ключевым моментом является не столько время, в течение которого обнаруживается источник гравитационных волн, сколько возможность хорошо определить его направление и расстояние и, следовательно, сузить поле зрения (и объем пространства) для поиска электромагнитными телескопами. Для этого требуется, чтобы сигнал обнаруживался несколькими приборами (например, двумя детекторами LIGO и VIRGO). Правда, если бы источник гравитационных волн был рекуррентным, он мог бы лучше располагаться в небе.

РЕДАКТИРОВАТЬ: Чтобы ответить на интересный комментарий mmeent. Продолжительность сигнала GW становится фактором, если он позволяет более точно определить местонахождение источника. Это произойдет, если ориентация интерферометра изменится относительно положения источника во время наблюдения. Для современных наземных интерферометров это означает, что вращение Земли меняет ориентацию детектора в пространстве, а значит, продолжительность ГВ должна составлять час или больше.

Предполагая круговую орбиту, продолжительность события слияния, начиная с двоичной системы с периодом$T_0$, общей массой$M$и уменьшенная масса$\mu$дан кем-то

С другой стороны, чтобы быть обнаруживаемой, частота ГВ (удвоенная орбитальная частота) должна быть$20<f<2000$Гц, что устанавливает верхний предел$T_0=0.1$с и нижний предел$T_{\rm min}=10^{-3}$с (или период слияния, в зависимости от того, что больше). Предполагая$T_0 =0.1$с,$\mu=M/4$(компоненты равной массы) и$\tau >3600$s, мы можем изменить приведенное выше уравнение, чтобы получить$M<0.43M_{\odot}$, что слишком мало для слияния нейтронных звезд. Для того, чтобы получить большее$M$мы могли бы изменить соотношение масс. Например, если$M=1.5 M{\odot}$тогда массовое отношение$\sim 30$потребуется. (т.е. нейтронная звезда с массой$\sim 1.45M_{\odot}$и компаньон массы$\sim 0.05M_{\odot}$. (Более типичные сливающиеся нейтронные звезды нельзя было наблюдать в требуемом частотном окне более часа).

Если оставить в стороне вопрос о том, каким может быть компаньон с меньшей массой, то, если сливающийся двойной объект должен предоставить электромагнитный аналог, который можно использовать для ограничения постоянной Хаббла, он должен быть достаточно близко, чтобы его можно было обнаружить на$f=20$Гц. Деформация двойной системы у Земли (для оптимальной ориентации лицом к лицу) составляет примерно

Чтобы его можно было обнаружить, «характеристическая деформация» (которая учитывает накопление сигнала за многие орбитальные циклы)$h_c \sim \sqrt{2 \tau f}h$должно быть больше, чем примерно$10^{-22}$для обнаружения с помощью LIGO. Параметр$\mu \sim M/30$,$M=1.5M_{\odot}$,$f=20$Гц,$T=0.1$с,$\tau=3600$песок$h_c \sim 10^{-22}$, то быть обнаруживаемым$r<17$Мпк Это слишком близко, чтобы использовать его в качестве надежного зонда постоянной Хаббла, поскольку скорость удаления любой галактики-хозяина была бы сравнима с типичными величинами пекулярной скорости по отношению к потоку Хаббла.

(Примечание: в приведенном выше расчете достаточно места для числовых ошибок, так что не стесняйтесь проверять!)

Просто дополнение к отличному ответу @JamesK. На изображении ниже (из Калифорнийского технологического института/Массачусетского технологического института через New Siencist) показано, что было обнаружено для одного столкновения. Слева (в начале) черные дыры вращаются вокруг друг друга примерно каждые 0,03 секунды, но форма волны слишком слабая, чтобы ее можно было обнаружить. Примерно через 0,3 секунды по оси времени волны начинают обнаруживаться, а их сила увеличивается, а продолжительность уменьшается по мере сближения черных дыр по спирали в течение следующих 0,12 секунды. Слияние происходит примерно на 0,42, а затем появляется короткая, быстро затухающая полоса, называемая «кольцо вниз», когда черная дыра принимает свою окончательную форму. Так что да, есть несколько волн (около 8 обнаруживаемых в этом примере), но все они приходят почти в одно и то же время.