Un'entità astronomica comprendente due buchi neri in movimento orbitale prossimo è chiamata buco nero binario (BBH) o buco nero binario. Simili ai singoli buchi neri, i sistemi BBH sono classificati in due tipi principali: di massa stellare, che hanno origine dai resti di sistemi stellari binari massicci o attraverso meccanismi di cattura dinamica, e supermassicci, che si ipotizza si formino in seguito a fusioni galattiche.
La conferma diretta dell'esistenza di buchi neri binari di massa stellare è stata ottenuta attraverso osservazioni di onde gravitazionali nel settembre 2015. Al contrario, i candidati buchi neri binari supermassicci, sebbene ipotizzati sulla base di prove indirette, attualmente mancano verifica osservativa definitiva.
Storia
Stabilire l'esistenza dei buchi neri ha rappresentato una sfida significativa per un lungo periodo, principalmente a causa della loro proprietà intrinseca di impedire la fuga della luce visibile o di qualsiasi altra radiazione elettromagnetica, impedendo così il rilevamento remoto. Tuttavia, le teorie di Einstein indicavano che la fusione di una coppia di buchi neri rilascerebbe una quantità prodigiosa di energia sotto forma di radiazione di onde gravitazionali, caratterizzata da forme d'onda uniche calcolabili tramite la relatività generale. Di conseguenza, tra la fine del XX e l'inizio del XXI secolo, i buchi neri binari hanno raccolto un notevole interesse scientifico come potenziale fonte di onde gravitazionali, andando oltre la semplice conferma dell'esistenza di tali onde.
Le fusioni di buchi neri binari rappresentano una delle più potenti fonti conosciute di onde gravitazionali all'interno del cosmo, offrendo così una solida opportunità per la loro rilevazione diretta. Poiché questi buchi neri orbitanti emettono onde gravitazionali, il loro decadimento orbitale accelera, portando a una riduzione del periodo orbitale. Questa prolungata fase inspirativa continua finché i buchi neri non raggiungono una prossimità sufficiente per la loro coalescenza definitiva. Negli ultimi millisecondi i buchi neri possono raggiungere velocità eccezionalmente elevate e l’ampiezza delle onde gravitazionali raggiunge il suo massimo. Dopo la fusione, il buco nero singolare risultante si stabilizza in una configurazione finale, una fase denominata ringdown, durante la quale eventuali distorsioni asferiche nella sua geometria vengono dissipate attraverso l'emissione di ulteriore radiazione di onde gravitazionali.
La conferma definitiva dell'esistenza di buchi neri binari di massa stellare, insieme alle stesse onde gravitazionali, è avvenuta con il rilevamento di GW150914 da parte del Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) a settembre. 2015 (annunciato a febbraio 2016). Questo evento ha rappresentato un’onda gravitazionale unica originata dalla fusione di due buchi neri di massa stellare, ciascuno di circa 30 masse solari, situati a circa 1,3 miliardi di anni luce di distanza. Durante i suoi ultimi 20 millisecondi di inspirazione e coalescenza, GW150914 ha emesso circa 3 masse solari equivalenti di energia gravitazionale, raggiungendo una luminosità di picco di 3,6×1049 W: un'emissione che supera la potenza luminosa totale di tutte le stelle nell'universo osservabile messe insieme.
Evento
L'esistenza di buchi neri binari di massa stellare è stata stabilita empiricamente attraverso il rilevamento iniziale dell'evento di fusione dei buchi neri GW150914 da parte di LIGO.
Si ipotizza che i sistemi binari di buchi neri supermassicci (SMBH) abbiano origine durante eventi di fusione galattica. I potenziali candidati per tali sistemi binari includono galassie che mostrano doppi nuclei ampiamente separati, esemplificati dal doppio nucleo attivo di NGC 6240. È probabile che le binarie di buchi neri più vicine risiedano all'interno di galassie a nucleo singolo che mostrano doppie linee di emissione, con SDSS J104807.74+005543.5 e EGSD2 J142033.66 525917.5 che servono come illustrativi. istanze. Inoltre, alcuni nuclei galattici mostrano emissioni periodiche, indicative di oggetti massicci in orbita attorno a un buco nero centrale; ad esempio, OJ287 è considerata una probabile binaria supermassiccia con un periodo orbitale di 12 anni.
Le osservazioni della peculiare velocità associata al buco nero supermassiccio mobile all'interno della galassia J0437+2456 suggeriscono che sia un candidato convincente per un buco nero supermassiccio in ritirata, per un sistema binario di buco nero supermassiccio o per una galassia sottoposta a una fusione attiva.
Il quasar PKS 1302-102 presenta caratteristiche coerenti con un sistema binario di buchi neri che possiede un periodo orbitale di 1900 giorni.
Problema parsec finale
Durante le collisioni galattiche, è altamente improbabile che i buchi neri supermassicci che risiedono nei rispettivi centri subiscano un impatto frontale diretto; invece, è più probabile che si incrocino l'uno con l'altro lungo traiettorie iperboliche, in assenza di un meccanismo che intervenga per facilitare la loro convergenza. Il meccanismo predominante per questa convergenza è l’attrito dinamico, che media il trasferimento dell’energia cinetica dai buchi neri alla materia ambientale. Nello specifico, quando un buco nero incontra una stella, l'effetto fionda gravitazionale imprime accelerazione alla stella e contemporaneamente decelera il buco nero.
I buchi neri decelerano abbastanza da stabilire un sistema binario legato gravitazionalmente. Il successivo attrito dinamico estrae l'energia orbitale da questa coppia, provocando la contrazione delle loro orbite entro pochi parsec. Tuttavia, questo meccanismo espelle simultaneamente la materia dalla traiettoria orbitale. Man mano che le orbite diminuiscono, il volume spaziale attraversato dai buchi neri diminuisce, lasciando alla fine materia insufficiente per facilitare una fusione nell'era cosmica.
Una sostanziale dissipazione di energia orbitale può verificarsi a causa dell'emissione di onde gravitazionali, ma solo una volta che la separazione si è ridotta in modo significativo, tipicamente a circa 0,01–0,001 parsec.
Nonostante queste sfide, si ritiene che i buchi neri supermassicci si siano fusi e sia stato creato un sistema binario all'interno di questo intervallo di separazione intermedio. identificato in PKS 1302-102. Il meccanismo che consente tali fusioni costituisce il "problema del parsec finale".
Sono state ipotizzate varie soluzioni per affrontare il problema del parsec finale. La maggior parte di queste proposte coinvolge meccanismi che introducono ulteriore materia, come stelle o gas, in prossimità della coppia binaria. Questa materia poi estrae energia dal sistema binario, facilitandone il decadimento orbitale. Se un numero sufficiente di stelle si avvicinasse alla coppia orbitante, la loro espulsione gravitazionale potrebbe spingere i due buchi neri insieme entro un tempo astrofisicamente ragionevole. L'accrescimento circumbinario presenta un altro potenziale meccanismo. Anche il ruolo della materia oscura è allo studio, anche se sembra che la materia oscura autointeragente sarebbe necessaria per aggirare il problema della sua espulsione prematura prima della fusione.
Un meccanismo raro ma efficace prevede l'introduzione di un terzo buco nero supermassiccio, tipicamente risultante da una successiva collisione galattica. Sebbene l'espulsione di uno dei tre buchi neri sia concepibile, le loro masse considerevoli rendono più probabile che uno non venga espulso; invece, si impegnano in interazioni ricorrenti. La conseguente dinamica orbitale caotica consente due ulteriori meccanismi di dissipazione dell'energia:
- i buchi neri attraversano un volume galattico considerevolmente più grande, interagendo e trasferendo energia ad una quantità significativamente maggiore di materia ambientale, e
- i percorsi orbitali possono raggiungere un'elevata eccentricità, facilitando la perdita di energia attraverso la radiazione gravitazionale durante i passaggi nel periastro.
Ciclo di vita
Fase di ispirazione
La fase iniziale nell'evoluzione di un sistema binario di buchi neri è la spirale, caratterizzata da una progressiva contrazione orbitale. Le prime fasi di questa spirale sono prolungate perché le onde gravitazionali emesse sono estremamente deboli quando i buchi neri sono ampiamente separati. Oltre al decadimento orbitale indotto dall'emissione di onde gravitazionali, ulteriore momento angolare può essere dissipato attraverso le interazioni con la materia ambientale, inclusi altri oggetti stellari.
Mentre l'orbita dei buchi neri diminuisce, la loro velocità orbitale accelera, portando a un'intensificazione dell'emissione di onde gravitazionali. Nelle immediate vicinanze, le onde gravitazionali inducono una rapida contrazione dell'orbita.
L'ultima orbita stabile, nota anche come orbita circolare stabile più interna (ISCO), rappresenta l'orbita completa finale che precede la transizione dalla fase di inspirazione alla fase di fusione.
Fase di fusione
A questa fase segue un'orbita di immersione, durante la quale i due buchi neri convergono, culminando nella loro fusione. L'emissione di onde gravitazionali raggiunge la sua massima intensità in questo frangente.
Fase di ringdown
Immediatamente dopo la fusione, il nascente buco nero mostra una significativa distorsione e instabilità. Successivamente subisce un processo di rilassamento chiamato ringdown, in cui il buco nero “oscilla” e irradia onde gravitazionali. Queste oscillazioni assomigliano al tono decadente di una campana colpita e sono caratterizzate come oscillazioni smorzate o modi quasinormali. Durante la fase di ringdown, l'ampiezza delle onde gravitazionali diminuisce rapidamente, a significare la progressiva stabilizzazione e simmetrizzazione del buco nero. Questa componente specifica del segnale è cruciale per verificare che l'oggetto risultante sia un buco nero di Kerr, coerente con le previsioni della relatività generale.
Prova osservativa
Il rilevamento iniziale di una fusione di buchi neri binari di massa stellare, denominata GW150914, è stato realizzato dal rilevatore LIGO. Da una prospettiva terrestre, due buchi neri, stimati in circa 36 e 29 masse solari, hanno spiraleggiato verso l'interno e si sono coalizzati il 14 settembre 2015, alle 09:50 UTC, formando un buco nero di circa 62 masse solari. Negli istanti finali, tre masse solari si trasformarono in radiazione gravitazionale, raggiungendo una potenza di picco di 3,6×1049 W (equivalenti a 200 masse solari al secondo), che supera di un fattore 50 la produzione energetica combinata di tutte le stelle dell'universo osservabile. Questa fusione avvenne a una distanza di 440+160
−180 megaparsec dalla Terra, un evento avvenuto tra 600 milioni e 1,8 miliardi di anni fa. Il segnale rilevato si allinea perfettamente con le previsioni teoriche derivate dalla relatività numerica.
Modellazione dinamica del sistema
I modelli algebrici semplificati sono applicabili quando i buchi neri sono ampiamente separati, in particolare durante la fase inspirale, e sono anche impiegati per caratterizzare il ringdown finale.
Approssimazioni post-newtoniane vengono utilizzate per modellare la fase inspirale. Queste approssimazioni comportano l'aumento delle equazioni di gravità newtoniane con termini aggiuntivi per approssimare le equazioni di campo della relatività generale. Gli ordini utilizzati in questi calcoli includono 2PN (post-newtoniano di secondo ordine), 2,5PN o 3PN (post-newtoniano di terzo ordine). L’approssimazione del corpo unico efficace (EOB) affronta la dinamica di un sistema binario di buchi neri convertendo le sue equazioni in quelle che descrivono una singola entità. Questo metodo si rivela particolarmente vantaggioso per i sistemi con rapporti di massa sostanziali, come la fusione di un buco nero di massa stellare con un buco nero con nucleo galattico, ma rimane applicabile a sistemi con masse uguali.
La teoria della perturbazione del buco nero è applicabile per analizzare la fase di ringdown. Il buco nero di Kerr risultante presenta distorsioni e il suo spettro di frequenze emesse può essere calcolato con precisione.
Una descrizione completa dell'intero processo evolutivo, che comprende la fusione, richiede la soluzione delle equazioni complete della relatività generale. Ciò è ottenibile attraverso simulazioni di relatività numerica, che modellano lo spaziotempo e la sua evoluzione temporale. All’interno di questi calcoli, è fondamentale mantenere una risoluzione spaziale sufficiente nelle immediate vicinanze dei buchi neri e allo stesso tempo coprire un volume adeguato per determinare con precisione la radiazione gravitazionale che si propaga all’infinito. Per rendere il problema numerico computazionalmente fattibile entro un arco di tempo pratico, è possibile utilizzare sistemi di coordinate specializzati, come le coordinate Boyer-Lindquist o le coordinate fish-eye, per ridurre al minimo il numero di punti computazionali.
Le tecniche di relatività numerica hanno subito un continuo perfezionamento dopo il loro sviluppo iniziale negli anni '60 e '70. Tuttavia, simulazioni durature di buchi neri orbitanti sono rimaste irraggiungibili fino al 2005, quando tre distinti gruppi di ricerca hanno sperimentato in modo indipendente nuove metodologie per modellare le fasi di ispirazione, fusione e ringdown dei buchi neri binari.
Per i calcoli completi di un evento di fusione completo, è possibile utilizzare una combinazione delle metodologie sopra menzionate. Di conseguenza diventa fondamentale integrare le diverse componenti del modello, ciascuna sviluppata utilizzando algoritmi distinti. Il Progetto Lazarus ha collegato con successo questi elementi disparati su un'ipersuperficie simile allo spazio proprio nel momento della fusione.
I risultati computazionali potrebbero comprendere l'energia di legame. Per un'orbita stabile, l'energia di legame rappresenta un minimo locale rispetto alle perturbazioni dei parametri. Nell'orbita circolare stabile più interna, questo minimo locale passa a un punto di flesso.
La forma d'onda gravitazionale generata riveste un'importanza significativa sia per prevedere che per confermare i dati osservativi. Man mano che l'inspirante progredisce nella regione del campo forte di gravità, le onde subiscono uno scattering all'interno di questa zona, dando luogo alla formazione di quella che viene definita la coda post-newtoniana (coda PN).
Durante la fase di ringdown di un buco nero di Kerr, i fenomeni di trascinamento del fotogramma generano un'onda gravitazionale caratterizzata dalla frequenza dell'orizzonte. Al contrario, il ringdown di un buco nero di Schwarzschild assomiglia all'onda diffusa originata dall'inspirale finale, ma manca di una componente d'onda diretta.
La forza di reazione alla radiazione può essere determinata attraverso la sommatoria Padé del flusso delle onde gravitazionali. Un metodo per quantificare questa radiazione è la tecnica di estrazione caratteristica di Cauchy (CCE), che fornisce un'approssimazione accurata del flusso all'infinito spaziale, ovviando così alla necessità di calcoli a distanze finite progressivamente crescenti.
La massa ultima del buco nero coalizzato dipende dalla definizione specifica di massa impiegata nel quadro della relatività generale. La massa di Bondi, indicata come MB, si ottiene utilizzando la formula di perdita di massa di Bondi–Sach: , dove f(U) rappresenta il flusso delle onde gravitazionali al tempo ritardato U. Questo flusso, f, costituisce un integrale di superficie della funzione news all'infinito nullo, modulato dall'angolo solido. Al contrario, l'energia di Arnowitt–Deser–Misner (ADM), nota anche come massa ADM, rappresenta la massa totale osservata a distanza infinita, che comprende tutta la radiazione gravitazionale emessa, ed è espressa come: .
La radiazione gravitazionale provoca anche la dissipazione del momento angolare. Questa perdita si verifica prevalentemente lungo l'asse z del piano orbitale iniziale. La sua quantificazione prevede l'integrazione del prodotto della forma d'onda metrica multipolare e del complemento della funzione notizie nel tempo ritardato.
Morfologia
Una sfida significativa in questo ambito consiste nel determinare la morfologia precisa o la configurazione topologica dell'orizzonte degli eventi durante un evento di fusione di buchi neri.
All'interno delle simulazioni numeriche, i ricercatori introducono geodetiche di prova per accertare la loro interazione con un orizzonte degli eventi. Quando due buchi neri convergono, ciascun orizzonte degli eventi sviluppa una sporgenza a forma di “becco d’anatra” che si estende verso l’altro. Questo allungamento si restringe progressivamente fino a convergere con la corrispondente sporgenza dell'altro buco nero. Al momento della convergenza, l'orizzonte degli eventi mostra una forma a X altamente ristretta nel punto di contatto. Successivamente, queste sporgenze si attenuano in un sottile filamento. Il punto di intersezione si espande quindi, formando una connessione approssimativamente cilindrica chiamata ponte.
Entro il 2011, le simulazioni computazionali non avevano prodotto alcun orizzonte degli eventi che mostrasse una topologia toroidale (a forma di anello). Tuttavia, alcuni ricercatori hanno ipotizzato che una tale configurazione potrebbe verificarsi se, ad esempio, più buchi neri si unissero mantenendo un percorso orbitale condiviso, quasi circolare.
Ritiro dalle fusioni Black-Hole
Quando i buchi neri binari si fondono, si verifica un fenomeno inaspettato: le onde gravitazionali generate trasportano quantità di moto, provocando un'accelerazione della coppia di buchi neri che si fondono, il che sembra contraddire la terza legge di Newton. Questa accelerazione può impartire una velocità di "calcio" superiore a 1000 km/s al centro di gravità del sistema. Le velocità di kick più consistenti, che raggiungono potenzialmente i 5000 km/s, si osservano in sistemi binari comprendenti buchi neri di uguale massa e ampiezza di spin, in particolare quando i loro spin sono orientati in modo ottimale: controallineati, paralleli al piano orbitale o strettamente allineati con il momento angolare orbitale. Tali velocità sono sufficienti affinché il buco nero fuso possa sfuggire all’attrazione gravitazionale delle grandi galassie. Al contrario, orientamenti di rotazione più probabili determinano un effetto meno pronunciato, producendo velocità di calcio di sole poche centinaia di chilometri al secondo. Anche queste velocità inferiori sono in grado di espellere buchi neri binari in fusione dagli ammassi globulari, inibendo così l’accumulo di buchi neri massicci all’interno dei loro nuclei. Di conseguenza, questa espulsione diminuisce la probabilità di fusioni successive e, per estensione, la probabilità di rilevare onde gravitazionali. Nel caso dei buchi neri che non ruotano, si raggiunge una velocità di rinculo massima di 175 km/s quando il rapporto di massa è di cinque a uno. Se due buchi neri identici hanno i loro spin allineati all'interno del piano orbitale, diventa possibile una velocità di rinculo di 5000 km/s. I parametri chiave di interesse includono il momento preciso della fusione del buco nero, il rapporto di massa specifico che genera il kick massimo e la quantità di massa/energia irradiata attraverso le onde gravitazionali. Per una collisione frontale, questa frazione irradiata è stimata pari a 0,002, ovvero allo 0,2%. CXO J101527.2+625911 è considerato un ottimo candidato tra i buchi neri supermassicci rinculati.
Elenco dei buchi neri più massicci
- Elenco dei buchi neri più massicci
Riferimenti
Buchi neri binari orbitano e si scontrano - disponibile su YouTube.
- Buchi neri binari orbitano e si scontrano – tramite YouTube.Merritt, David; Milosavljević, Miloš (2005). "Massive Black Hole Binary Evolution." Living Reviews in Relativity. 8: 8. arXiv:astro-ph/0410364. Codice biblico:2005LRR.....8....8M. doi:10.12942/lrr-2005-8 (inattivo dall'11 luglio 2025). title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.jtitle=Living+Reviews+in+Relativity&rft.a title=Massive+Black+Hole+Binary+Evolution&rft.volume=8&rft.pages=8&rft.date=2005&rft_id=info%3Aarxiv%2Fastro-ph%2F0410364&rft_id=https%3A %2F%2Fapi.semanticscholar.org%2FCorpusID%3A119367453%23id-name%3DS2CID&rft_id=info%3Adoi%2F10.12942%2Flrr-2005-8&rft_id=info%3Abibcode%2F2005LRR..... 8....8M&rft.aulast=Merritt&rft.aufirst=David&rft.au=Milosavljevi%C4%87%2C+Milo%C5%A1&rfr_id=info%3Asid%2Fen.</span><span><code class=">{{cite journal}}: manutenzione CS1: DOI inattivo da luglio 2025 (link)