¿Por qué la fusión de agujeros negros giratorios dentro del disco de acreción de un agujero negro supermasivo haría que "se dispararan hacia arriba" fuera del disco?

Déjame ver si puedo intentar responder ambas partes de tu pregunta. La clave es una combinación de dos cosas: 1) La mayoría de los BH binarios en un disco de acreción tendrán sus órbitas binarias en el mismo plano que el disco de acreción, de modo que "perpendicular al plano binario" = "perpendicular al disco de acreción". "; 2) La forma más efectiva de retroceso binario, en la que, como señaló Steve Linton, el exceso de impulso lineal es arrastrado por ondas gravitacionales (GW), hace que el remanente fusionado sea expulsado en una dirección perpendicular al plano orbital binario.

Para la primera parte, se cree que la combinación de un disco de acreción gaseoso y objetos masivos y compactos que orbitan dentro del disco (estrellas, enanas blancas, estrellas de neutrones, agujeros negros) acelera la formación de objetos binarios (incluidos los agujeros negros binarios). pero solo para objetos que orbitan en el plano del disco de acreción. Dado que dichos objetos están orbitando alrededor del SMBH central en el mismo plano, cuando dos de estos objetos forman un binario, generalmente terminarán orbitando entre sí en el mismo plano. Así que deberías imaginar una población de binarios dentro de este disco, en su mayoría con sus propios planos orbitales alineados con el plano del disco de acreción. (Tenga en cuenta que no hay razón para esperar que los girosde los BH individuales que se alinearán entre sí, lo que será importante más adelante).

Ahora consideramos el efecto de retroceso gravitacional. El escenario más simple, ¡uno que en realidad no es relevante aquí! -- para la fusión binaria-BH involucra dos BH no giratorios . Si tienen la misma masa, entonces todo es simétrico y no obtienes ninguna "patada". Si tienen una masa desigual , entonces el BH de menor masa tiene una velocidad orbital más alta y (debido a la emisión relativista) emitirá un impulso en forma de GW en su dirección orbital de manera más efectiva que en el caso del BH más masivo. . Entonces, todo el sistema emite un exceso de cantidad de movimiento (lineal) en una dirección, y el sistema binario retrocede para conservar la cantidad de movimiento. No habría ningún efecto neto si las órbitas fueran circulares y no cambiaran (porque entonces el "chorro" de exceso de impulso en los GW simplemente barrería$360^{\circ}$mientras los BH se orbitaban entre sí); pero debido a que las órbitas están decayendo debido a la emisión de GW, terminas con una emisión neta asimétrica de impulso en los GW, acompañada por un retroceso del binario fusionado. Pero esto está en el plano del binario, por lo que no produciría la patada perpendicular que nos interesa. (Consulte este artículo de Astrobites para ver una buena imagen, tomada de este artículo ).

Aunque el retroceso en el caso de los BH que no giran se ha estudiado teóricamente durante algún tiempo, simulaciones recientes (que comenzaron alrededor de 2007) mostraron que si los BH estaban girando (como es casi seguro que lo están haciendo casi todos los agujeros negros) y tenían sus giros erróneos. alineados, entonces hubo un efecto de retroceso adicional mucho más fuerte: una "superkick". La clave es que este efecto de retroceso hace que el binario fusionado sea expulsado en una dirección perpendicular al plano orbital del binario (consulte este artículo de Astrobitespara una discusión, aunque en realidad no ofrece una explicación agradable y simple de la causa subyacente). Dado que, como se señaló anteriormente, el plano orbital del binario generalmente está alineado con el plano del disco de acreción, el resultado final es que el remanente de fusión se patea aproximadamente perpendicular al disco de acreción.

Las ondas gravitacionales se llevan el impulso

de wikipedia

Retroceso de fusión de agujero negroPuede ocurrir un resultado inesperado con los agujeros negros binarios que se fusionan, en el sentido de que las ondas gravitacionales llevan impulso y el par de agujeros negros que se fusionan acelera aparentemente violando la tercera ley de Newton. El centro de gravedad puede agregar más de 1000 km/s de velocidad de patada.[30] Las mayores velocidades de retroceso (que se aproximan a los 5000 km/s) se producen en los agujeros negros binarios de igual masa y igual espín, cuando las direcciones de espín están orientadas de manera óptima para estar contraalineadas, paralelas al plano orbital o casi alineadas con el plano orbital. momento angular orbital.[31] Esto es suficiente para escapar de las grandes galaxias. Con orientaciones más probables, se produce un efecto menor, tal vez solo unos pocos cientos de kilómetros por segundo. Este tipo de velocidad expulsará los agujeros negros binarios fusionados de los cúmulos globulares, evitando así la formación de agujeros negros masivos en los núcleos de los cúmulos globulares. A su vez, esto reduce las posibilidades de fusiones posteriores y, por lo tanto, la posibilidad de detectar ondas gravitacionales. Para los agujeros negros que no giran, se produce una velocidad de retroceso máxima de 175 km/s para masas en una proporción de cinco a uno. Cuando los espines están alineados en el plano orbital, es posible un retroceso de 5000 km/s con dos agujeros negros idénticos.[32]

Las citas son para

[30] Pietilä, Harri; Heinämäki, Pekka; Mikkola, Seppo; Valtonen, Mauri J. (10 de enero de 1996). Radiación gravitacional anisotrópica en la fusión de agujeros negros. Congreso de Astrofísica Relativista. CiteSeerX 10.1.1.51.2616.

[31] Campanelli, Manuela; Lousto, Carlos; Zlochower, Yosef; Merritt, David (7 de junio de 2007). "Retroceso gravitatorio máximo". Cartas de revisión física. 98 (23): 231102. arXiv:gr-qc/0702133. Código Bib:2007PhRvL..98w1102C. doi:10.1103/PhysRevLett.98.231102. PMID 17677894.

[32] Lousto, Carlos; Zlochower, Yosef (2011). "Hangup Kicks: retrocesos aún más grandes por alineación parcial de giro-órbita de binarios de agujero negro". Cartas de revisión física. 107 (23): 231102. arXiv:1108.2009. Código Bib:2011PhRvL.107w1102L. doi:10.1103/PhysRevLett.107.231102. PMID 22182078.