Astronomie

Est-ce qu'un trou noir binaire massif fusionnant « émet » plus d'une onde gravitationnelle ?

Est-ce qu'un trou noir binaire massif fusionnant « émet » plus d'une onde gravitationnelle ?

Si nous voulons utiliser les ondes gravitationnelles (GW) pour déterminer la constante de Hubble, nous devons trouver la source dans le spectre électromagnétique (EMS). Cependant, nous devons avoir la chance de le « voir » simultanément dans EMS et GW. C'est un problème, mais BBH n'émet-il pas plus d'un GW ? Par exemple. à chaque fois qu'ils spiralent ? Parce qu'on a le temps de le trouver dans l'EMS, non ? Qu'est-ce qui le rend si difficile ? Merci d'avance!


La durée d'une détection d'onde gravitationnelle est ne pas particulièrement important dans la détection d'homologues électromagnétiques, bien que le fait qu'ils ne soient pas des sources récurrentes ou répétitives le soit.

Les systèmes binaires émettent continuellement des ondes gravitationnelles, jusqu'au moment où elles fusionnent, principalement à deux fois la fréquence orbitale. Dans le même temps, la puissance émise dans les ondes gravitationnelles, qui pousse le système vers la fusion, augmente également considérablement avec la fréquence orbitale.

Cela signifie qu'à mesure qu'un système binaire se dirige vers l'intérieur vers la fusion, la fréquence du signal augmente et la puissance du signal augmente - ce que l'on appelle un "chirp". Il s'agit d'un processus à sens unique; une fois que le binaire a fini de fusionner, l'émission d'ondes gravitationnelles s'arrête essentiellement.

Les détecteurs d'ondes gravitationnelles sont capables de détecter les binaires fusionnés une fois que leur fréquence entre dans la plage sensible de l'instrument (environ 20 Hz à 2 kHz) et l'onde gravitationnelle est suffisamment "forte" pour être détectée. Le taux de développement du "chirp" augmente avec l'augmentation de la masse. Un binaire de trou noir massif balayera les fréquences de 20 Hz à peut-être 200 Hz (lorsqu'il fusionne) en moins d'une seconde. Un binaire d'étoiles à neutrons de masse inférieure pourrait être détecté de 20 Hz à 1 kHz en quelques dizaines de secondes.

La détection de la contrepartie électromagnétique ne doit pas nécessairement être simultanée. Alors que certaines signatures EM sont susceptibles d'être rapides (par exemple, les sursauts de rayons gamma) sur des échelles de temps de quelques secondes, le développement d'une kilonova à partir de la fusion d'étoiles à neutrons prend des heures, voire des jours (Smartt et al. 2017). Des travaux récents sur les contreparties EM possibles de la fusion de binaires de trous noirs, intégrés dans des disques d'accrétion, suggèrent même qu'il peut y avoir un délai de dizaines de jours avant de voir une contrepartie EM (Graham et al. 2020).

La clé n'est pas tant le temps pendant lequel la source d'ondes gravitationnelles est détectée, que de pouvoir bien déterminer sa direction et sa distance et donc réduire le champ de vision (et le volume d'espace) à rechercher par les télescopes EM. Pour ce faire efficacement, le signal doit être détecté par plusieurs instruments (par exemple, les deux détecteurs LIGO et VIRGO). C'est vrai quand même que si une source d'ondes gravitationnelles étaient récurrentes, elle pourrait être mieux localisée dans le ciel.

EDIT : pour répondre au commentaire intéressant de mmeent. La durée du signal GW devient un facteur si elle permet de localiser plus précisément la source. Cela se produira si l'orientation de l'interféromètre change par rapport à la position de la source pendant l'observation. Pour les interféromètres au sol actuels, cela signifie que la rotation de la Terre modifie l'orientation du détecteur dans l'espace, ce qui signifie que la durée GW devrait être d'une heure ou plus.

En supposant une orbite circulaire, la durée d'un événement de fusion, à partir d'un binaire avec une période $T_0$, avec une masse totale $M$ et une masse réduite de $mu$ est donné par $$ au = left(frac{5c^5}{256(4pi)^{4/3}G^{5/3}} ight) M^{-2/3} (T_0^ {8/3}-T_{ m min}^{8/3})mu^{-1},$$$T_{ m min}$ est la période orbitale la plus courte avant la fusion. Le moyen d'augmenter $ au$ est d'avoir de petites masses, de longues périodes orbitales et un rapport de masse très inégal.

D'autre part, pour être détectable, la fréquence GW (deux fois la fréquence orbitale) doit être $20<> Hz, ce qui met une limite supérieure de $T_0=0.1$ s et une limite inférieure de $T_{ m min}=10^{-3}$ s (ou la période à la fusion, selon la plus longue des deux). En supposant $T_0 =0.1$ s, $mu=M/4$ (composants de masse égale), et $ au >3600$ s, nous pouvons réarranger l'équation ci-dessus pour obtenir $M<0.43M_{odot}$, qui est trop petite pour fusionner des étoiles à neutrons. Afin d'obtenir une plus grande $M$ nous pourrions changer le rapport de masse. Par exemple si $M=1,5M{odot}$ alors un rapport massique de $sim 30$ serait nécessaire. (c'est-à-dire une étoile à neutrons de masse $sim 1,45M_{odot}$ et un compagnon de messe $sim 0.05M_{odot}$. (Des étoiles à neutrons fusionnant plus typiques n'ont pas pu être observables dans la fenêtre de fréquence requise pendant plus d'une heure).

Laissant de côté la question de savoir ce que pourrait être le compagnon de masse inférieure, si l'objet binaire de fusion doit fournir une contrepartie EM qui peut être utilisée pour contraindre la constante de Hubble, il doit être suffisamment proche pour être détecté à $f=20$ Hz. La déformation du binaire à la Terre (pour une orientation de face optimale) est d'environ $$ h simeq left(frac{4(4pi)^{1/3} G^{5/3}}{c^4} ight) mu M^{2/3} T^ {-2/3} r^{-1} ,$$$r$ est la distance à la source.

Afin d'être détectable, la « déformation caractéristique » (qui tient compte de l'accumulation d'un signal sur de nombreux cycles orbitaux) $h_c sim sqrt{2 au f}h$ doit être supérieur à environ $10^{-22}$ pour la détection par LIGO. Réglage $mu sim M/30$, $M=1.5M_{odot}$, $f=20$ Hz, $T=0.1$ s, $ au=3600$ le sable $h_c sim 10^{-22}$, puis être détectable $r<17$ Mpc. C'est trop proche pour être utilisé comme une sonde fiable de la constante de Hubble, puisque la vitesse de récession de n'importe quelle galaxie hôte serait comparable aux magnitudes typiques de vitesse particulière par rapport au flux de Hubble.

(NB : il y a amplement de place pour les erreurs numériques dans le calcul ci-dessus, alors n'hésitez pas à le vérifier !)


Nous ne pouvons actuellement détecter le rayonnement gravitationnel que lorsqu'il est extrêmement intense : dans la dernière fraction de seconde. Par exemple, la première détection d'ondes gravitationnelles a duré moins de 0,15 seconde. Les trous noirs libèrent un rayonnement gravitationnel à chaque orbite, mais ce rayonnement est trop faible pour que nous puissions le détecter. Il faut une quantité colossale d'énergie libérée pour qu'elle soit détectée par la technologie actuelle. L'inspiration de GW150914 a libéré 3 masses solaires d'énergie, presque toutes dans les 0,15 secondes finales avant la fusion. Même ainsi, cela n'a déformé l'espace que de moins de 1/10000 du diamètre d'un proton. C'est ce qui rend les choses si difficiles.


Juste un complément à l'excellente réponse de @JamesK. L'image ci-dessous (de Caltech/MIT via New Sciencist) montre ce qui a été détecté pour une collision. Sur la gauche (au début), les trous noirs orbitent les uns autour des autres environ toutes les 0,03 secondes, mais la forme d'onde est trop faible pour être détectée. À environ 0,3 seconde sur l'axe du temps, les vagues commencent à être détectables et l'augmentation de la force et la diminution de la durée à mesure que les trous noirs se rapprochent au cours des 0,12 secondes suivantes. La fusion se produit à environ 0,42 et il y a ensuite un motif court qui s'estompe rapidement appelé "baisse" alors que le trou noir s'installe dans sa forme finale. Alors oui, il y a plusieurs vagues (environ 8 détectables dans cet exemple) mais elles arrivent toutes presque en même temps.


Les fusions de trous noirs peuvent émettre des doubles gazouillis, nous donnant des indices sur leur forme

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Les physiciens recherchent la fusion de trous noirs et d'autres événements cosmiques similaires grâce à la détection d'ondes gravitationnelles, à partir desquelles ils peuvent glaner des informations précieuses, telles que la masse des trous noirs précurseurs et du trou noir final plus grand qui résulte de la fusion. Maintenant, une équipe de scientifiques a trouvé des preuves à partir de simulations de superordinateurs que ces ondes peuvent également coder la forme de trous noirs fusionnant lorsqu'ils s'installent dans leur forme finale, selon un nouvel article publié dans la revue Nature Communications Physics.

La relativité générale prédit que deux trous noirs fusionnants devraient émettre de puissantes ondes gravitationnelles – des ondulations dans le tissu de l'espace-temps si faibles qu'elles sont très difficiles à détecter. Les formes d'onde de ces signaux servent d'empreinte audio des deux trous noirs en spirale l'un vers l'autre et fusionnant dans un événement de collision massive, envoyant de puissantes ondes de choc à travers l'espace-temps. Les physiciens recherchent un motif de « gazouillis » révélateur dans les données lorsque les deux trous noirs entrent en collision. Le nouveau trou noir résiduel vibre à cause de la force de cet impact, et ces vibrations – appelées « sonneries » car elles ressemblent beaucoup au son d'une cloche frappée – produisent également des ondes gravitationnelles. De plus, les signaux d'ondes gravitationnelles ont plusieurs fréquences, appelées « harmoniques », qui s'estompent à des rythmes différents (décroissance), chaque ton correspondant à une fréquence de vibration du nouveau trou noir.

LIGO détecte ces ondes gravitationnelles par interférométrie laser, en utilisant des lasers à haute puissance pour mesurer de minuscules changements dans la distance entre deux objets placés à des kilomètres l'un de l'autre. (LIGO a des détecteurs à Hanford, Washington, et à Livingston, Louisiane, tandis qu'un troisième détecteur en Italie, Advanced VIRGO, a été mis en ligne en 2016.) Le 14 septembre 2015, à 5h51 HAE, les deux détecteurs ont capté des signaux en quelques millisecondes l'un de l'autre pour la toute première fois.

Lectures complémentaires

Depuis lors, LIGO a été mis à niveau et a effectué deux autres analyses, lançant sa troisième analyse le 1er avril 2019. En un mois, la collaboration a détecté cinq autres événements d'ondes gravitationnelles : trois provenant de la fusion de trous noirs, un d'une fusion d'étoiles à neutrons. , et un autre qui pourrait avoir été le premier exemple d'une fusion étoile à neutrons/trou noir.

Plus récemment, en juin 2020, la collaboration a annoncé la détection d'une fusion de trous noirs binaires le 21 mai 2019 (désignée S190521g). Et le mois dernier, la collaboration LIGO/VIRGO a annoncé qu'elle avait détecté un signal d'onde gravitationnelle provenant d'une autre fusion de trous noirs. Il s'agissait de la fusion la plus massive et la plus éloignée jamais détectée par la collaboration, et elle a produit le signal le plus énergétique détecté jusqu'à présent. Il est apparu dans les données comme plus un "bang" que le "bip" habituel. La détection a également marqué la première observation directe d'un trou noir de masse intermédiaire.


Pourquoi 28 + 47 = 72, pas 75, pour les trous noirs

Comment additionner 28 et 47 ensemble ? Cette simple question mathématique nous aide à mettre en évidence les nombreuses façons différentes dont les gens conceptualisent les nombres dans leur tête. Certains d'entre nous décomposent 28 et 47 en 20 + 8 et 40 + 7, puis partent de là. De manière équivalente, vous pouvez les afficher sous la forme 30-2 et 50-3, puis combiner ces résultats. Une autre approche consiste à les diviser en 25 + 3 et 50-3, avec de nombreuses autres approches possibles et équivalentes. Tant que vos méthodes sont solides et que vous obtenez la bonne réponse, que 28 + 47 = 75, il n'y a pas vraiment de mauvaise façon de le faire.

Mais pour certains objets physiques obéissant à la loi de la gravité, l'addition n'est pas toujours aussi simple. Si vous avez fusionné un trou noir de 28 masses solaires avec un trou noir de 47 masses solaires, le trou noir avec lequel vous vous retrouverez, à la fin, serait de 72 masses solaires, pas 75. En fait, pour deux trous noirs que vous fusionnez ensemble , vous vous retrouvez avec moins de masse qu'au départ. Ce n'est pas dû à un défaut dans nos mathématiques, mais plutôt à quelque chose de très spécial sur le fonctionnement de la gravité. Voici pourquoi la fusion des trous noirs perd toujours de la masse.

L'une des premières règles scientifiques que nous apprenons dans notre vie est la conservation de l'énergie. Il nous dit que l'énergie ne peut jamais être créée ou détruite, mais seulement convertie d'une forme en une autre. Si vous soulevez un bloc lourd, vous devez effectuer un travail (une forme d'énergie) contre la force de gravité : vous injectez de l'énergie dans le bloc. En conséquence, le bloc gagne de l'énergie potentielle gravitationnelle. Lorsque vous laissez tomber le bloc, cette énergie potentielle est convertie en énergie cinétique, et à l'instant où le bloc touche le sol, cette énergie est convertie en une variété d'autres formes : chaleur, déformation et énergie sonique, entre autres.

Lorsque vous commencez avec deux masses, il y a donc une quantité spécifique d'énergie totale qui doit également être présente : l'énergie inhérente à tout ce qui a une masse, donnée par la plus célèbre équation d'Einstein, E = mc². Il existe, bien sûr, d'autres formes d'énergie, et trois d'entre elles ne peuvent être ignorées. Deux d'entre eux sont plus évidents que le troisième, mais nous devons considérer toutes les formes d'énergie pertinentes si nous voulons nous assurer que tout ce qui doit être conservé l'est réellement.

En plus de l'énergie de masse au repos, les trois types d'énergie que nous devons considérer sont les suivants.

1.) Il existe une énergie potentielle gravitationnelle, qui est déterminée par la distance entre ces deux masses. Les masses qui sont à une distance infinie les unes des autres ont une énergie potentielle gravitationnelle nulle, tandis que plus elles se rapprochent les unes des autres, plus l'espace-temps sera «déformé», et par conséquent, nous obtiendrons une quantité importante et négative d'énergie potentielle gravitationnelle.

2.) Il y a l'énergie cinétique, qui est déterminée par le mouvement relatif de ces deux masses l'une par rapport à l'autre. Plus vous vous déplacez vite, plus votre énergie cinétique est grande. La combinaison de l'énergie cinétique et potentielle explique pourquoi les objets « chute » s'accélèrent : à mesure que votre énergie potentielle gravitationnelle devient de plus en plus négative, elle se transforme en énergies cinétiques positives de plus en plus grandes.

3.) Et il y a l'énergie des ondes gravitationnelles, une forme de rayonnement gravitationnel qui éloigne l'énergie d'un système.

Alors que l'énergie de masse au repos, l'énergie potentielle gravitationnelle et l'énergie cinétique sont tous des concepts qui fonctionnent parfaitement avec la mécanique newtonienne et la gravitation, l'idée de rayonnement gravitationnel est intrinsèquement nouvelle dans la relativité générale d'Einstein. Lorsqu'une masse se déplace dans une région de l'espace où la courbure de l'espace-temps sous-jacente change, ou lorsqu'une masse accélère (changement de direction) même lorsque la courbure de l'espace-temps reste constante, l'interaction provoque l'émission d'un type spécifique de rayonnement : les ondes gravitationnelles.

Toute masse qui orbite autour de toute autre masse l'émettra, la plus petite masse subissant généralement les effets les plus importants. Par exemple, nous pensons que la Terre est sur une orbite stable autour du Soleil, mais ce n'est pas tout à fait techniquement vrai. Si le Soleil maintenait ses propriétés constantes – aucun changement de masse, jamais – la Terre ne resterait pas indéfiniment sur une orbite elliptique. Au lieu de cela, les planètes irradieraient lentement de l'énergie, leurs orbites se désintégreraient et elles finiraient par former une spirale dans le Soleil. Il faudra peut-être à la Terre

10²⁶ ans pour succomber à ce sort, un temps incroyablement long, mais si le rayonnement gravitationnel est réel, cette désintégration se produira.

Cependant, de nombreux scénarios astrophysiques existent, où les effets des ondes gravitationnelles sont beaucoup plus prononcés. En général, tout effet qui n'existe qu'en relativité générale (et non en gravité newtonienne) sera le plus fort où :

Où avons-nous de grandes masses à de petites distances où la courbure spatiale est très importante ? Près d'objets massifs et compacts : naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. De tous ceux-ci, les trous noirs ont les plus grandes masses, les plus petits volumes, peuvent être des approches aux distances les plus proches et présentent les plus grandes quantités de courbure spatiale.

Mais les trous noirs sont extrêmement difficiles à détecter et à observer, alors que de nombreuses étoiles à neutrons ont une signature révélatrice : elles pulsent très régulièrement. Lorsqu'une étoile à neutrons pulsée orbite autour d'une autre grande masse, comme une autre étoile à neutrons ou un trou noir, nous pouvons commencer à mesurer le comportement de ces impulsions et elles révèlent quelque chose de fascinant.

Si l'étoile à neutrons était sur une orbite parfaitement stable, ne se désintégrant d'aucune façon en raison de l'émission des ondes gravitationnelles prédites, le modèle d'impulsions que nous recevrions serait constant dans le temps. Si l'orbite se dégradait, cependant, nous verrions ce modèle d'impulsion évoluer, et en particulier nous verrions l'orbite elle-même commencer à accélérer. (Lorsque vous perdez de l'énergie, vous vous rapprochez des autres masses, ce qui signifie des orbites plus serrées et plus rapides.)

Depuis les années 1960, on connaît les pulsars binaires : des pulsars qui orbitent autour d'une autre étoile à neutrons. Nous avons également connu des pulsars « singuliers », ou pulsars qui sont la seule grande masse de leur système. Que trouve-t-on, avec les observations à long terme de ces objets ? Ces pulsars singulets ont un schéma d'impulsions très cohérent, et ce schéma n'évolue pas avec le temps. Mais pour les pulsars binaires, non seulement nous assistons à un changement de modèle dans les impulsions que nous observons, mais ce modèle change exactement de la manière prédite par la relativité générale à partir de l'émission d'ondes gravitationnelles.

Bien que les étoiles à neutrons puissent être à la fois massives et incroyablement compactes - atteignant des masses allant jusqu'à un peu plus de 2 masses solaires et avec des tailles d'à peine

10 à 20 kilomètres — les trous noirs sont encore plus extrêmes. Leurs masses sont comprimées jusqu'à une singularité, cachée derrière un horizon des événements, où seuls leur masse et leur moment cinétique déterminent la taille et la forme de l'horizon : la frontière entre où tout peut et ne peut pas théoriquement s'en échapper.

Lorsqu'un trou noir en orbite autour d'un autre, dans ce qu'on appelle un système binaire de trous noirs, chaque masse subit les effets de l'espace-temps incurvé de l'autre. En orbite l'une autour de l'autre, la masse et l'espace-temps courbe interagissent, provoquant l'émission de rayonnement. (Un effet analogue se produit dans l'électromagnétisme, où une particule chargée se déplaçant/accélérant à travers un champ électromagnétique changeant émet un rayonnement.) L'amplitude des masses, la séparation des masses et la vitesse des masses se déplaçant dans cet espace-temps incurvé détermine l'amplitude , la fréquence et l'énergie émise par le rayonnement gravitationnel.

Ce qui peut être surprenant, c'est que l'écrasante majorité de l'énergie émise - quelque chose comme 90% ou plus - se produit uniquement pendant les deux ou trois dernières orbites de ces masses l'une autour de l'autre, ainsi qu'au moment de la fusion elle-même. S'il n'y avait pas eu ce pic d'énergie à la toute fin d'une longue danse cosmique, nous aurions complètement raté bon nombre des événements d'ondes gravitationnelles que nous avons vus, y compris le tout premier.

Dans de nombreux cas, ce n'est que le pic de ces dernières millisecondes qui nous fournit la signature infaillible d'un signal d'onde gravitationnelle s'élevant au-dessus du bruit. (Le signal restant est souvent également extrait.) À bien des égards, les événements d'ondes gravitationnelles que nous voyons sont les plus énergétiques à se produire depuis le Big Bang. Par exemple, au cours des dernières millisecondes, où jusqu'à une poignée de masses solaires peuvent être converties en énergie des ondes gravitationnelles, une seule fusion trou noir-trou noir peut émettre plus d'énergie que toutes les étoiles de l'Univers réunies.

L'une des choses amusantes à ce sujet est qu'il existe une simple approximation que vous pouvez utiliser pour répondre à la question « pour deux trous noirs qui fusionnent, quelle quantité de masse est convertie en énergie ? »

Le rapprochement ? Il suffit de prendre la plus petite des deux masses de trou noir fusionnées, de la multiplier par 0,1, et c'est à peu près combien de masse est convertie en énergie. C'est vrai : 10 % du plus petit trou noir de masse.

Il y a toutes sortes d'effets compliqués en jeu, et une grande composante de rotation vers un trou noir – que beaucoup d'entre eux ont – peut légèrement changer l'histoire. Mais les effets de masse sont généralement dominants sur le spin/moment angulaire, et les effets d'avoir des rapports de masse déséquilibrés sont généralement faibles. En fait, le physicien Vijay Varma a construit un graphique qui a testé cette approximation pour une variété de rapports de masse, et comme vous pouvez le voir, « 10 % de la plus petite masse » est une excellente approximation de la quantité de masse convertie en énergie lorsque deux les trous noirs fusionnent.

Si vous avez un jour deux trous noirs fusionnant et que vous connaissez leurs masses initiales, vous pouvez prédire combien de ces masses deviendront un trou noir final après la fusion, et combien sera rayonné sous la forme d'ondes gravitationnelles. Il suffit de prendre le plus petit trou noir de masse, de retirer 10% de cette masse et le reste se combine avec l'autre trou noir pour former votre dernier. Pendant ce temps, ce « 10 % du trou noir de plus petite masse » est converti en ondes gravitationnelles, où il parcourra l'Univers dans toutes les directions.

Donc, si vous avez des trous noirs de 46 et 40 masses solaires, votre trou noir final sera de 82 masses solaires, avec 4 masses solaires rayonnées.

S'ils sont de 53 et 10 masses solaires, votre trou noir final sera de 62 masses solaires, avec 1 masse solaire rayonnée.

Et s'ils sont de 47 et 28 masses solaires, votre trou noir final sera de 72,2 masses solaires, avec 2,8 masses solaires rayonnées.

Tant que l'espace est courbé et que vous avez une masse, vous ne pouvez pas le traverser sans émettre de rayonnement gravitationnel. Dans les cas les plus graves, cela affecte même la façon dont vous faites l'addition. Il a fallu 100 ans entre la première prédiction des ondes gravitationnelles et leur première mesure directe, et cette réalisation n'a jamais été aussi spectaculaire. Au fur et à mesure que nos observations s'amélioreront, nous pourrons cerner des effets plus subtils superposés à cette simple approximation. Mais pour l'instant, profitez de la simplicité du calcul des trous noirs que tout le monde peut faire !


Est-ce qu'un trou noir binaire massif fusionnant « émet » plus d'une onde gravitationnelle ? - Astronomie

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La fusion de trous noirs la plus lourde fait partie des trois découvertes récentes d'ondes gravitationnelles

Simulation numérique de deux trous noirs qui spiralent vers l'intérieur et fusionnent, émettant des ondes gravitationnelles. Le signal d'onde gravitationnelle simulé est cohérent avec l'observation faite par les détecteurs d'ondes gravitationnelles LIGO et Virgo le 21 mai 2019 (GW190521). Crédit : N. Fischer, H. Pfeiffer, A. Buonanno (Institut Max Planck de physique gravitationnelle), Simulating eXtreme Spacetimes (SXS) Collaboration.

Les scientifiques ont observé ce qui semble être un trou noir volumineux s'enchevêtrant avec un trou noir plus ordinaire. L'équipe de recherche, qui comprend des physiciens de l'Université du Maryland, a détecté la fusion de deux trous noirs, mais l'un des trous noirs était 1 1/2 fois plus massif que tout ce qui a jamais été observé dans une collision de trous noirs. Les chercheurs pensent que le trou noir plus lourd dans la paire peut être le résultat d'une fusion précédente entre deux trous noirs. Ce type de combinaison hiérarchique de trous noirs a été émis l'hypothèse dans le passé, mais l'événement observé, étiqueté GW190521, serait la première preuve pour une telle activité. La collaboration scientifique (LSC) du Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) et la Virgo Collaboration ont annoncé la découverte dans deux articles publiés le 2 septembre 2020 dans les revues Lettres d'examen physique et Lettres de revues astrophysiques.

Les scientifiques ont identifié la fusion des trous noirs en détectant les ondes gravitationnelles - ondulations dans le tissu de l'espace-temps - produites dans les derniers instants de la fusion. Les ondes gravitationnelles de GW190521 ont été détectées le 21 mai 2019 par les détecteurs jumeaux LIGO situés à Livingston, Louisiane, et Hanford, Washington, et le détecteur Virgo situé près de Pise, Italie.

"La masse du plus grand trou noir de la paire le place dans la plage où il est inattendu par rapport aux processus astrophysiques réguliers", a déclaré Peter Shawhan, professeur de physique à l'UMD, chercheur principal au LSC et coordinateur des sciences d'observation du LSC. "Il semble trop massif pour avoir été formé à partir d'une étoile effondrée, d'où proviennent généralement les trous noirs."

Le plus grand trou noir de la paire fusionnante a une masse 85 fois supérieure à celle du soleil. Un scénario possible suggéré par les nouveaux articles est que l'objet le plus gros pourrait avoir été le résultat d'une précédente fusion de trous noirs plutôt que d'une seule étoile en train de s'effondrer. Selon les connaissances actuelles, les étoiles qui pourraient donner naissance à des trous noirs avec des masses entre 65 et 135 fois supérieures à celles du soleil ne s'effondrent pas lorsqu'elles meurent. Par conséquent, nous ne nous attendons pas à ce qu'ils forment des trous noirs.

«Dès le début, ce signal, qui ne dure qu'un dixième de seconde, nous a mis au défi d'identifier son origine», a déclaré Alessandra Buonanno, professeur à College Park à l'UMD et chercheur principal du LSC qui a également un poste de directeur à l'Institut Max Planck de physique gravitationnelle à Potsdam, en Allemagne. "Mais, malgré sa courte durée, nous avons pu faire correspondre le signal à celui attendu des fusions de trous noirs, comme le prédit la théorie de la relativité générale d'Einstein, et nous avons réalisé que nous avions assisté, pour la première fois, à la naissance d'un intermédiaire -trou noir de masse d'un parent de trou noir qui est très probablement né d'une fusion binaire antérieure."

Une simulation numérique de deux trous noirs qui spiralent vers l'intérieur et fusionnent, émettant des ondes gravitationnelles. Le signal d'onde gravitationnelle simulé est cohérent avec l'observation faite par les détecteurs d'ondes gravitationnelles LIGO et Virgo le 21 mai 2019 (GW190521). Crédit : Copyright © N. Fischer, H. Pfeiffer, A. Buonanno (Institut Max Planck de physique gravitationnelle), Simulating eXtreme Spacetimes (SXS) Collaboration.

GW190521 est l'une des trois récentes découvertes d'ondes gravitationnelles qui remettent en question la compréhension actuelle des trous noirs et permettent aux scientifiques de tester la théorie de la relativité générale d'Einstein de nouvelles manières. Les deux autres événements comprenaient la première fusion observée de deux trous noirs avec des masses nettement inégales et une fusion entre un trou noir et un objet mystérieux, qui peut être le plus petit trou noir ou la plus grande étoile à neutrons jamais observée. Un document de recherche décrivant ce dernier a été publié dans Lettres de revues astrophysiques le 23 juin 2000, tandis qu'un article sur l'ancien événement sera bientôt publié dans Examen physique D.

"Les trois événements sont nouveaux avec des masses ou des rapports de masse que nous n'avons jamais vus auparavant", a déclaré Shawhan, qui est également membre du Joint Space-Science Institute, un partenariat entre l'UMD et le Goddard Space Flight Center de la NASA. "Donc, non seulement nous en apprenons davantage sur les trous noirs en général, mais grâce à ces nouvelles propriétés, nous sommes en mesure de voir des effets de la gravité autour de ces corps compacts que nous n'avons jamais vus auparavant. Cela nous donne l'occasion de tester la théorie de la relativité générale d'une nouvelle manière."

Par exemple, la théorie de la relativité générale prédit que les systèmes binaires avec des masses nettement inégales produiront des ondes gravitationnelles avec des harmoniques plus élevées, et c'est exactement ce que les scientifiques ont pu observer pour la première fois.

"Ce que nous entendons lorsque nous parlons d'harmoniques supérieures, c'est comme la différence de son entre un duo musical avec des musiciens jouant du même instrument par rapport à différents instruments", a déclaré Buonanno, qui a développé les modèles de forme d'onde pour observer les harmoniques avec son groupe LSC. "Plus le binaire a de sous-structure et de complexité - par exemple les masses ou les spins des trous noirs sont différents - plus le spectre du rayonnement émis est riche."

En plus de ces trois fusions de trous noirs et d'une fusion d'étoiles à neutrons binaires précédemment signalée, la période d'observation d'avril 2019 à mars 2020 a identifié 52 autres événements d'ondes gravitationnelles potentiels. Les événements ont été publiés sur un système d'alerte public développé par les membres de la collaboration LIGO et Virgo dans le cadre d'un programme initialement dirigé par Shawhan afin que d'autres scientifiques et membres intéressés du public puissent évaluer les signaux des ondes de gravité.

"Des événements d'ondes gravitationnelles sont détectés régulièrement", a déclaré Shawhan, "et certains d'entre eux se révèlent avoir des propriétés remarquables qui étendent ce que nous pouvons apprendre sur l'astrophysique."

Le document de recherche, "Properties and Astrophysical Implications of the 150 Solar Mass Binary Black Hole Merger GW190521", a été publié dans Lettres de revues astrophysiques le 2 septembre 2020 : DOI : 10.3847/2041-8213/aba493

Le document de recherche, "GW190814: Gravitational Waves from the Coalescence of a 23 Solar Mass Black Hole with a 2.6 Solar Mass Compact Object", a été publié dans Lettres de revues astrophysiques le 23 juin 2020.


LIGO détecte la fusion de trous noirs pour la troisième fois

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La collision d'une paire de trous noirs colossaux de masse stellaire s'est fait entendre, à près de 3 milliards d'années-lumière, à travers un microphone cosmique sur Terre.

Le 4 janvier, l'observatoire d'ondes gravitationnelles d'interférométrie laser (LIGO) a capté un signal à peine perceptible que les scientifiques ont rapidement déterminé comme étant une onde gravitationnelle – une ondulation d'énergie traversant la courbure de l'espace-temps. L'événement, publié aujourd'hui dans Lettres d'examen physique, marque la troisième détection directe d'une onde gravitationnelle.

Catalogué sous le nom de GW170104, le signal, lorsqu'il est traduit dans la bande audio, ressemble à un gazouillis ascendant, caractéristique d'une « coalescence binaire » ou d'une fusion de deux objets astrophysiques massifs dans l'univers lointain. L'équipe a conclu que l'onde gravitationnelle a été produite par la collision de deux trous noirs lourds de masse stellaire, l'un estimé à environ 31 fois et l'autre à 19 fois, aussi massif que le soleil.

Le signal capturé par LIGO dure moins de deux dixièmes de seconde, et dans cette fraction d'instant, les scientifiques calculent que les trous noirs se sont retournés environ six fois avant de fusionner en un trou noir géant de 49 masses solaires. Cette collision cosmique a dégagé une énorme quantité d'énergie sous forme d'ondes gravitationnelles, équivalentes à deux fois la masse du soleil.

La fusion a eu lieu à environ 3 milliards d'années-lumière de la Terre, mesurant environ deux fois la distance de la collision du trou noir qui a produit GW150914, la toute première détection d'ondes gravitationnelles de LIGO.

"C'est en effet le système de trou noir de masse stellaire le plus éloigné que l'on ait jamais vu", déclare Erik Katsavounidis, chercheur principal à l'Institut Kavli d'astrophysique et de recherche spatiale du MIT et membre de l'équipe LIGO.

Une simulation mathématique de l'espace-temps déformé à proximité de deux trous noirs fusionnants, cohérente avec l'observation de LIGO de l'événement baptisé GW170104. Les bandes colorées sont des pics et des creux d'ondes gravitationnelles, les couleurs s'éclaircissant à mesure que l'amplitude des ondes augmente. (Image : Collaboration SXS)

Désalignement

The new gravitational wave signal is similar to LIGO’s first two detections, both in its source — a binary black hole merger — and the overall mass of that source.

However, the scientists discovered an interesting feature in the newest signal: The spin of at least one of the black holes may have been “antialigned” with the orbital angular momentum — the direction in which the black holes were orbiting each other. This phenomenon would be similar to teacups spinning counterclockwise on a clockwise-rotating carnival platform.

Katsavounidis stresses that the signs for antialignment are small, though potentially significant. If scientists detect more antialigned systems, such evidence may support a formation scenario known as dynamical capture, in which black holes evolve separately in a cosmic environment cluttered with stellar objects. In such an environment, black holes with various spins can eventually pair up in binary systems, simply through gravitational, “dynamic” attraction.

Dynamical capture runs counter to a model called “common envelope evolution,” in which binary black holes evolve together, with spins that are aligned with their orbital angular momentum. In fact, the LIGO team inferred that the December 2015 detection had a strong probability of aligned spins, contrary to this newest signal.

“Here for the first time, we’re seeing antialignment is favored,” Katsavounidis says. “If we can detect more systems, we can nail down under what circumstances black holes formed and evolved to form binary systems that ultimately merged.”

Real-time serendipity

After undergoing tune-ups to improve its sensitivity, LIGO began its second observing run on Nov. 30, 2016. Katsavounidis says GW170104’s detection had “a certain aspect of serendipity.”

On Jan. 4, 2017, at 10:11:58.6 UTC, a gravitational ripple was recorded passing through one of LIGO’s detectors, in Hanford, Washington. Three milliseconds later it passed through the twin detector more than 3,000 kilometers away in Livingston, Louisiana. The ripple caused each detector to alternately expand and shrink ever so slightly, generating a small wiggle in the data gathered by both detectors.

Within tens of seconds, LIGO’s search algorithms automatically analyzed the signal, comparing it to waveforms characteristic of gravitational waves.

“A very careful researcher in Germany was looking at the data as they were coming in, and noticed one of the two detectors picked up something significant,” Katsavounidis says. “That event was identified in near-real time, thanks to that colleague.”

The researcher immediately notified LIGO’s detector operations, characterization, and data analysis working groups, which set to work further dissecting the signal. The scientists used computational tools to narrow in on a likely set of parameters, such as a system’s mass, spin, and orientation, that would produce a gravitational signal matching the one seen in the data.

The best fit turned out to be a pair of merging black holes, which the scientists calculated to be the second most massive stellar-mass binary black hole system, behind GW150914, LIGO’s first gravitational wave detection.

Fighting gravitational fuzziness

With this new detection, the team again confirmed Albert Einstein’s theory of general relativity, observing that the behavior of the merging black holes agreed with Einstein’s predictions of gravitational effects, even at such extreme scales.

“That’s an amazing thing,” Katsavounidis says. “Whether you talk about gravity on Earth, or something where the gravitational potential is a billion times greater, general relativity still describes how those gravitational waves are generated and how those objects behave gravitationally.”

As part of the initial analysis of the signal, LIGO researchers produced “sky maps” with approximate areas in the sky for where the binary black hole system might be located. As part of its standard procedure, LIGO sent these sky maps out to about 80 partner astronomy groups, each of which has access to imaging tools that span the entire electromagnetic spectrum, as well as neutrinos. While LIGO continues to listen for signs of other extreme events in the universe, astronomers have been pointing their telescopes in the direction of GW170104’s source, hoping to see glimmers of the colliding black holes.

“LIGO acts as our ears, so to speak, and we want to listen for something and quickly move our eyes to follow the signal,” Katsavounidis says. “Our mission is to fight the fuzziness of gravitational wave detectors by adding more of them in the global network, and by pairing [the detections] with light as soon as possible.”

The search for gravitational waves will soon gain an additional set of ears, in the form of Virgo, a similar detector located near Pisa, Italy, that is scheduled to come online this summer and will pair with LIGO.

“Coming from a field of looking for something rare, I’ve always been hesitant, with one detection only, to declare victory,” Katsavounidis says. “I can tell you I’ve started sleeping much better after the second detection. Now this third one solidifies LIGO and LIGO’s observations as the ultimate tool to see the mass spectrum of black holes in our universe.”

This research was supported, in part, by the National Science Foundation.


Physicists Detect Gravitational Waves From Heaviest Black-Hole Merger Yet

Potsdam, Germany: Astronomers have primarily observed two flavours of black holes. The stellar-mass black holes are up to a few tens of times the mass of our Sun. And the supermassive black holes present at the centres of galaxies like our own are between hundreds of thousands and a billion times as massive as the Sun. Between them lies a barren region where black holes are conspicuous by their absence.

That is, we haven’t observed any black holes whose mass is more than that comparable to hundreds of stars but less than that of billions of stars.

Astronomers have long been puzzled by this perceived mass gap in the evolution of black holes. They have theorised the existence of intermediate-mass black holes with masses between 100 and 100,000 solar masses, but we have never observed them. The latest gravitational waves announcement from the LIGO-Virgo collaborations could change this.

LIGO stands for Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory. It consists of two detectors located in Washington and Louisiana, in the US. Virgo is a gravitational-wave observatory in the Cascina commune of Italy.

On September 2, physicists from the collaborations announced that they had detected the most massive black hole merger ever observed using gravitational waves. The event has been designated GW190521. The two initial black holes, around 85 and 66 solar masses, collided to form a black hole around 142 times as massive as our Sun.

(Editor’s note: The author is a member of the LIGO Scientific Collaboration.)

There is a good chance that the initial black holes lie in the mass gap themselves, but there is no doubt that the final object definitely does.

So this is the first ever observation of a black hole in a range between stellar mass and supermassive black holes.

More about GW190521

Image: Deborah Ferguson, Karan Jani, Deirdre Shoemaker, Pabla Laguna/LIGO-Virgo

Gravitational wave detectors like LIGO and Virgo are insensitive to signals at very low and high frequencies – specifically, below 20 Hz and above a few hundred Hz – and are most sensitive around 100 Hz. As a result, noise is higher at the two ends and lowest around 100 Hz, resulting in a bucket-shaped sensitivity curve. Merging black holes of up to a few hundred solar masses emit gravitational waves around 100 Hz. That is, the LIGO-Virgo detectors are more sensitive to these mergers than others.

However, the more massive a black-hole binary, the lower the frequency at which it merges, and the less time the signals spend in the ‘just right’ band of the detectors.

GW190521 whisked through our detectors, lasting for fewer than 10 milliseconds. The signal had a frequency of 60Hz — the shortest signal we have observed thus far, and hinting at abnormally large masses from the outset. In fact, the lighter black hole, with a mass of 66 solar masses, is already heavier than or comparable to the heaviest remnant objects1 we have observed thus far using gravitational waves.

The post-merger black hole, of about 142 solar masses, is the heaviest black hole observed using gravitational waves till date. The difference – around 8-9 solar masses worth of energy – was converted into gravitational waves. This would have been one cataclysmic explosion, around 7 billion years ago. However, the detectors could localise the signal to only about 1,000 sq. degrees of the sky to compare, the Sun or a full Moon occupy just 0.5 sq. degrees in the sky.

Numerical simulation of two black holes that spiral in and merge, emitting gravitational waves. The black holes have large and nearly equal masses. The simulated gravitational wave signal is consistent with the observation made by the LIGO and Virgo gravitational wave detectors on May 21, 2019. Video: N. Fischer, H. Pfeiffer, A. Buonanno, Max Planck Institute for Gravitational Physics)/Simulating eXtreme Spacetimes (SXS) Collaboration

Origin story

GW190521 is an exceptional signal in many ways. The LIGO-Virgo analyses make strict assumptions about the nature of the underlying signal. The researchers working with these detectors assumed the black holes were spiralling inwards in concentric circles rather than ellipses, and whose axes of rotation seemed to be moving (like a top spinning on a table).

This said, it’s important that there are some doubts about whether this signal came from a binary black-hole merger at all. The paper accompanying the discovery also discusses alternate scenarios – including elliptical orbits, head-on collision of the black holes, core-collapse supernovae, etc.

The black hole weighing 85 solar masses also seems to challenge conventional astrophysical wisdom – that black holes weighing 65-130 solar masses can’t be born of a star going supernova and whose core then implodes under its own mass. Instead, GW190521 seems to suggest that they pouvez.

Of course, there are a few alternate explanations, For example, it’s possible that there are several black holes in close proximity. Two of them merge at first to form something heavier, which then attracts another black hole and merges with it, forming a heavier black hole, and so on. But while this is possible, it’s also improbable.

An artist’s concept of a hierarchical scheme for merging black holes. Image: LIGO/Caltech/MIT/R. Hurt (IPAC)

A typical binary black-hole merger goes through three phases: an initial spiralling-in of the two objects, a merger and finally the ringdown, where the newly formed black hole settles into a single, stable rotating black hole. During the ringdown, the final black hole emits gravitational waves that might resemble the noise from a bell that’s just been struck and is ‘ringing down’.

Because of the mass, the GW190521 signal was almost entirely dominated by merger ringdown, which allowed us to measure the ringdown frequencies with a high precision. The measurements were consistent with predictions of the general theory of relativity, and also validated early work in the field by C.V. Vishveshwara.

GW190521 is the latest in a line of detections announced by LIGO-Virgo that have thrown up as many questions as they have answered, if not more. Thus far, the first half of LIGO-Virgo’s third observing run has thrown up four exceptional events that seemed highly unlikely to exist in nature at one point of time. Right now, only time can tell what will come next.

Note: This article originally stated that the black-hole merger happened 17 billion years ago. The mistake was corrected, to state that the merger happened 7 billion years ago, at 5:55 pm on September 3, 2020.

Abhirup Ghosh is a junior scientist and a member of the Astrophysical and Cosmology Relativity group at the Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute), Potsdam, Germany.


How to Make a Black Hole Binary

One way to find out big black holes’ provenances is their spins. Black holes created by mergers generally spin at about 70% of their maximum rate — in fact, all the remnant black holes in the O3 catalog have final spins clustered around this value. Conversely, a black hole made by a dying star will likely spin much slower, a prediction validated by a black hole involved in one of the O3 catalog’s mergers, GW190814.

The spin’s tilt also matters. Although astronomers haggle about exceptions, black holes born as fraternal twins from stars already in a binary will likely spin like upright tops around each other. Black holes that adopt each other later, however, are more likely to have a random assortment of inclinations.

But it’s still hard to measure objects’ individual spins before the merger, Fishbach says. Instead, scientists have to look at them as an ensemble and make statistical inferences. From that analysis, the collaborations can tell that some pre-merger black holes are definitely spinning, and about a third of them are either rolling on their sides through their orbits or spinning upside-down compared to the direction they circle their partners.

That suggests — as a very preliminary picture, mind you — that roughly a third of the colliding black holes caught by LIGO and Virgo paired up in, say, a dense star cluster or the fluffy gas disk around a supermassive black hole, instead of being born together as a binary from the get-go.

Simulation still of a heavy black-hole merger (GW190521). The colored contours are the gravitational waves emitted as the pair inspiral and merge. The black holes have large and nearly equal masses, with one only 3% more massive than the other.
N. Fischer, H. Pfeiffer, A. Buonanno (Max Planck Institute for Gravitational Physics), Simulating eXtreme Spacetimes (SXS) Collaboration


How was the detection made?

The first indication of the signal came from an online search method, which looks at detector data almost in real time as it is recorded. Figure 2 shows the results of one of the search methods. This analysis had identified GW151226 as a gravitational wave candidate within 70 seconds of its arrival at the Earth. About a minute later the first, rough estimates of the candidate's source properties had been calculated. These initial searches used a technique known as matched filtering to identify possible gravitational-wave signals. In this method, the data are compared to many predicted signals ('waveforms') in order to find the best match. If both detectors' data match a signal at the same time, then we have a gravitational wave candidate. Matched filtering was essential for both the detection and analysis of GW151226 due to its smaller signal strength compared with the first detection (GW150914).

The initial search analyses could only give approximate estimates for the properties of the source &mdash including the masses of the two compact objects, their rotation rates and their orientation, distance and position on the sky. To determine these properties (known as 'parameters') more accurately, we used a different technique: we tested many different parameter combinations and each time checked how well the predicted waveform for that combination matched the signal we had seen. This approach allows us to build up a map of the different sets of parameters which could explain our observation, and figure out the probability of each set being the correct one. figure 3 shows the excellent agreement between the reconstructed gravitational-wave signal (as observed by the Livingston detector), generated using a range of the most probable parameters, compared with a signal calculated from a numerical solution of Einstein's equations of general relativity.


Binary black holes found verging on merging

Twin black holes, so close that they are gravitationally bound and orbiting around one another in the final stages before they merge to form one colossal black hole, have been found in a quasar that existed around 10.3 billion years ago.

“We believe we have observed two supermassive black holes in closer proximity than ever before,” says Suvi Gezari of the University of Maryland, USA, who participated in the study of these rare black holes.

The two black holes share the same material falling onto them, and so they swallow matter in cyclical episodes, leading to periodic brightening and fading. Quasars are known to change in brightness as their activity varies from one day to the next, but these variations are usually random. Using the Pan-STARRS1 Medium-Deep Survey, a team of astronomers including Gezari spotted that a quasar, designated PSO J334.2028+01.4075, had a periodic cycle of brightening and dimming instead, repeating this cycle every 542 days. The astronomers quickly realised that what they were looking at was not one active black hole, but two very close together, making one orbit of each other over this 542 day period. If they were in our Solar System, that would put them within the orbit of Mars. Follow up observations with the Catalina Real Time Transient Survey and the FIRST Bright Quasar Survey confirmed the finding.

Quasars are distant galaxies with at least one monster black hole at their centre that is so active it completely outshines the rest of the galaxy. The black hole is fed large servings of material –interstellar gas and dust, stars –that winds up in a spiralling disc around the black hole, waiting its turn to be eaten or ejected. It is this disc, which reaches temperatures of many millions of degrees Celsius, that shines so brightly. Sometimes the material comes from clouds of intergalactic gas falling onto the black hole, but in other circumstances quasars can be fuelled by galaxy mergers, which disrupt the gas in the colliding galaxies. Each galaxy has a supermassive black hole at its heart, and when the galaxies merge, the black holes eventually find their way into each other’s vicinity to merge too.

The combined mass of the binary black hole system in PSO J334 is ten billion times the mass of our Sun, which is enormous compared to the mass of the black hole at the centre of the Milky Way Galaxy, which has between 4.1 and 4.3 million times the mass of the Sun. The existence of this binary black hole possibly paves the way for testing one of Albert Einstein’s predictions from the General Theory of Relativity: gravitational waves.

“This pair of black holes may be so close together that they are emitting gravitational waves,” says Gezari. Although gravitational waves have never been detected before, our detectors are growing more sensitive. Merging black holes would create high frequency gravitational waves that are easier to spot in space than by ground-based detectors such as Advanced LIGO (the Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory). Plans for a space-based gravitational detector, called LISA (Laser Interferometer Space Antenna), are already well advanced, with the European Space Agency launching the technology-testing LISA Pathfinder mission in September as a pre-cursor to the full blown mission.

A paper describing the results of the binary black hole system was published online in Lettres de revues astrophysiques.


Voir la vidéo: Initiation - Etoiles à neutrons, quasars, trous noirs.. - Patrick LECUREUIL (Septembre 2021).