¿Un agujero negro binario masivo fusionado 'emite' más de una onda gravitacional?

Actualmente solo podemos detectar radiación gravitacional cuando es extremadamente intensa: en la última fracción de segundo. Por ejemplo, la primera detección de ondas gravitacionales duró menos de 0,15 segundos . Los agujeros negros están liberando radiación gravitacional con cada órbita, pero esa radiación es demasiado débil para que la detectemos. Se necesita una cantidad colosal de energía liberada para que sea detectada por la tecnología actual. La inspiración de GW150914 liberó 3 masas solares de energía, casi todas en los últimos 0,15 segundos antes de la fusión. Aun así, esto solo distorsionó el espacio en menos de 1/10000 del diámetro de un protón. Esto es lo que lo hace tan difícil.

La duración de la detección de una onda gravitacional no es particularmente importante en la detección de contrapartes electromagnéticas, aunque el hecho de que no sean fuentes recurrentes o repetitivas sí lo es.

Los sistemas binarios emiten continuamente ondas gravitacionales, hasta el momento en que se fusionan, predominantemente al doble de la frecuencia orbital. Al mismo tiempo, la potencia emitida en ondas gravitacionales, que es lo que impulsa al sistema hacia la fusión, también aumenta drásticamente con la frecuencia orbital.

Esto significa que a medida que un sistema binario gira en espiral hacia la fusión, la frecuencia de la señal aumenta y la potencia de la señal aumenta, lo que se conoce como "chirrido". Este es un proceso unidireccional; una vez que el binario ha terminado de fusionarse, la emisión de ondas gravitacionales esencialmente se detiene.

Los detectores de ondas gravitacionales pueden detectar binarias fusionadas una vez que su frecuencia ingresa al rango sensible del instrumento (aproximadamente 20 Hz a 2 kHz) y la onda gravitacional es lo suficientemente "fuerte" para ser detectada. La tasa de desarrollo del "chirrido" aumenta con el aumento de la masa. Un binario de agujero negro masivo escaneará frecuencias de 20 Hz a quizás 200 Hz (cuando se fusione) en menos de un segundo. Una estrella binaria de neutrones de menor masa podría detectarse de 20 Hz a 1 kHz durante decenas de segundos.

La detección de la contraparte electromagnética no tiene por qué ser simultánea. Si bien es probable que algunas firmas EM sean rápidas (por ejemplo, estallidos de rayos gamma) en escalas de tiempo de segundos, el desarrollo de una kilonova a partir de la fusión de estrellas de neutrones lleva horas o incluso días (Smartt et al. 2017 ) . El trabajo reciente sobre posibles contrapartes EM de la fusión de binarios de agujeros negros, incrustados en discos de acreción, incluso sugiere que puede haber un retraso de decenas de días antes de ver cualquier contraparte EM (Graham et al. 2020 ) .

La clave no es tanto el tiempo durante el cual se detecta la fuente de ondas gravitacionales, sino poder determinar bien su dirección y distancia y, por lo tanto, reducir el campo de visión (y el volumen del espacio) que buscarán los telescopios EM. Para hacer esto de manera efectiva, se requiere que la señal sea detectada por múltiples instrumentos (por ejemplo, los dos detectores LIGO y VIRGO). Sin embargo, es cierto que si una fuente de ondas gravitacionales fuera recurrente, podría ubicarse mejor en el cielo.

EDITAR: Para abordar el interesante comentario de mmeent. La duración de la señal GW se convierte en un factor si permite localizar la fuente con mayor precisión. Esto sucederá si la orientación del interferómetro cambia con respecto a la posición de la fuente durante la observación. Para los interferómetros terrestres actuales, esto significa que la rotación de la Tierra cambia la orientación del detector en el espacio, por lo que la duración de GW debería ser de una hora o más.

Suponiendo una órbita circular, la duración de un evento de fusión, a partir de un binario con período$T_0$, con una masa total$M$y una masa reducida de$\mu$es dado por

Por otro lado, para ser detectable, la frecuencia GW (el doble de la frecuencia orbital) debe ser$20<f<2000$Hz, lo que pone un límite superior de$T_0=0.1$s y un límite inferior de$T_{\rm min}=10^{-3}$s (o el período de fusión, el que sea más largo). Asumiendo$T_0 =0.1$s,$\mu=M/4$(componentes de igual masa), y$\tau >3600$s, podemos reorganizar la ecuación anterior para obtener$M<0.43M_{\odot}$, que es demasiado pequeño para fusionarse como estrellas de neutrones. Para conseguir un mayor$M$podríamos cambiar la relación de masa. por ejemplo si$M=1.5 M{\odot}$entonces una relación de masa de$\sim 30$sería requerido. (es decir, una estrella de neutrones de masa$\sim 1.45M_{\odot}$y un compañero de masa$\sim 0.05M_{\odot}$. (Las estrellas de neutrones fusionadas más típicas no podrían observarse en la ventana de frecuencia requerida durante más de una hora).

Dejando de lado la cuestión de cuál podría ser el compañero de menor masa, entonces si el objeto binario fusionado debe proporcionar una contraparte EM que pueda usarse para restringir la constante de Hubble, debe estar lo suficientemente cerca para ser detectado en$f=20$Hz. La tensión del sistema binario en la Tierra (para una orientación frontal óptima) es aproximadamente

Para ser detectable, la "tensión característica" (que tiene en cuenta la acumulación de una señal durante muchos ciclos orbitales)$h_c \sim \sqrt{2 \tau f}h$debe ser mayor que aproximadamente$10^{-22}$para la detección por LIGO. Configuración$\mu \sim M/30$,$M=1.5M_{\odot}$,$f=20$Hz,$T=0.1$s,$\tau=3600$arena$h_c \sim 10^{-22}$, entonces para ser detectable$r<17$Mpc. Esto es demasiado cercano para ser utilizado como una prueba confiable de la constante de Hubble, ya que la velocidad de recesión de cualquier galaxia anfitriona sería comparable a las magnitudes típicas de velocidad peculiar con respecto al flujo de Hubble.

(Nota: hay un amplio margen para errores numéricos en el cálculo anterior, ¡así que no dude en comprobarlo!)

Solo un complemento a la excelente respuesta de @JamesK. La imagen a continuación (de Caltech/MIT a través de New Sciencist) muestra lo que se detectó para una colisión. A la izquierda (al principio), los agujeros negros orbitan entre sí aproximadamente cada 0,03 segundos, pero la forma de onda es demasiado débil para detectarla. Aproximadamente a los 0,3 segundos en el eje del tiempo, las ondas comienzan a ser detectables y aumentan en fuerza y ​​disminuyen en duración a medida que los agujeros negros se acercan en espiral durante los siguientes 0,12 s. La fusión ocurre alrededor de 0.42 y luego hay un patrón corto que se desvanece rápidamente llamado "ringdown" a medida que el agujero negro se asienta en su forma final. Entonces, sí, hay varias ondas (alrededor de 8 detectables en este ejemplo), pero todas llegan casi al mismo tiempo.