Поиск черных дыр промежуточной массы ( ЧДЧП ) уже много лет находится в центре внимания астрономов. Детекторы Advanced LIGO и Advanced Virgo завершили свои первые два сеанса наблюдений (O1 и O2) в период с 2015 по 2017 год, и никаких значительных обнаружений слияний IMBH не было . Первая половина нашего третьего сеанса наблюдений (O3) ознаменовала первое подтвержденное обнаружение остатка IMBH в двойной системе: GW190521 , открытие, о котором мы объявили в 2020 году. Стремясь найти больше таких источников, мы представляем здесь специальный поиск IMBH. данных от O3. В этом новом поиске мы снова нашли GW190521, но с более высокой значимостью .. Мы также нашли несколько других возможных кандидатов на IMBH, но ни один из них не может считаться значимым. Однако результаты нашего поиска улучшили наше понимание скорости астрофизического слияния двойных звезд IMBH.
IMBHS: ТАИНСТВЕННЫЙ МОСТ МЕЖДУ ЗВЕЗДНОЙ МАССОЙ И СВЕРХМАССИВНЫМИ ЧЕРНЫМИ ДЫРАМИ
В нашей Вселенной черные дыры (ЧД) в целом делятся на три категории в зависимости от их массы. Это ЧД звездной массы, сверхмассивные черные дыры (СМЧД) и ЧДЧД. Самыми легкими из трех являются ЧД звездной массы. Они имеют массу до 100 раз больше массы Солнца ( M ⊙ ) и образуются в результате взрыва умирающей звезды с массой выше 20 M ⊙ . На сегодняшний день передовые детекторы LIGO-Virgo наблюдали около 50 сигналов гравитационных волн (ГВ) от сливающихся компактных двойных систем, опубликованных в каталогах GWTC-1 и GWTC-2 .
С другой стороны, СМЧД имеют массу более ~ 100 000 M ⊙ . Несколько теорий предполагают, что эти ЧД образуются в результате множественных столкновений массивных ЧД или IMBH. В плотных средах конечные продукты слияния компактных объектов первого поколения могут подвергаться дальнейшим столкновениям, образуя массивные ЧД второго поколения. Этот процесс может распространиться на последующие поколения, что в конечном итоге приведет к тому, что называется сценарием иерархического слияния . До сих пор наблюдения в электромагнитном (ЭМ) спектре показали, что СМЧД находятся в центре большинства галактик во Вселенной. Несмотря на то, что по наблюдениям электромагнитных волн были обнаружены обрывки свидетельств слияния сверхмассивных черных дыр, в полосе частот LIGO-Virgo не ожидается никаких наблюдений, хотя будущая космическая миссия,LISA имеет отличные перспективы для обнаружения этих слияний сверхмассивных ЧД на очень больших космических расстояниях.
Как следует из их названия, третья категория, IMBH, находится между ЧД звездной массы и сверхмассивными ЧД. Их массы колеблются от ~ 100 до 100 000 M ⊙ . Некоторые теории предполагают, что эти ЧД являются остатками прямого коллапса ядра массивных низкометалличных звезд населения III первого поколения, а другие предполагают, что они образуются в результате иерархического слияния звезд в плотных молодых звездных скоплениях. В любом случае само их существование остается загадкой до тех пор, пока не будет проведено непосредственное наблюдение. В настоящее время HLX-1 является самым сильным кандидатом IMBH, наблюдаемым в рентгеновской части спектра ЭМ, с предполагаемой массой от ~ 3000 до 300 000 M ⊙. Однако IMBH можно непосредственно наблюдать в окне GW с помощью Advanced LIGO и Virgo, обнаруживая GW, испускаемые в результате бинарного слияния, включающего IMBH - либо как бинарный компонент, либо как остаток слияния.
ПОЧЕМУ ВАЖЕН ПОИСК IMBH?
Системы IMBH служат идеальной лабораторией для проверки общей теории относительности (ОТО) . Некоторые из этих двойных систем могут иметь очень неравные или асимметричные массы. В общем, такие асимметричные бинарные системы могут производить высшие гармоники GW вместе с их основным тоном, точно так же, как мы видим в музыкальных инструментах. Эти высшие гармоники также называются модами высшего порядка . Одно из наших недавних обнаружений LIGO-Virgo, GW190412 , показало существование этих мод более высокого порядка : это был первый случай, когда ученые обнаружили идеальную пятую часть .в симфонии сливающихся ЧД. Обнаружение таких асимметричных двойных систем может расширить наше понимание фундаментальных свойств ЧД, таких как их масса, спин и заряд , как описано в теореме об отсутствии волос . Еще одним преимуществом изучения двойных систем IMBH является то, что результаты могут информировать нас о звездной эволюции массивных звезд. Могут ли эти исследования также пролить свет на эволюционную связь между ЧД звездной массы и сверхмассивными ЧД? Что ж, детекторы LIGO и Virgo нечувствительны к ГВ от еще более тяжелых сверхмассивных черных дыр, поэтому для получения более полной картины нам, возможно, придется дождаться наблюдений LISA за слияниями сверхмассивных черных дыр.
КАК МЫ ИЩЕМ ДВОИЧНЫЕ ФАЙЛЫ IMBH?
ГВ, возникающие в результате слияния компактных двойных систем, таких как нейтронные звезды или ЧД, растягивают и сжимают пространство-время вокруг интерферометрических детекторов. Деформации, создаваемые этим растяжением и сжатием, точно измеряются детекторами LIGO и Virgo с помощью лазерной интерферометрии . Детекторы не только захватывают сигналы GW, но также видят многие типы шума, исходящие от наземных и инструментальных источников, в том числе такие, которые могут быть намного «громче», чем сами сигналы GW. Чтобы найти астрофизические сигналы GW, встроенные в эти зашумленные данные, ученые используют специальные методы, такие как « согласованная фильтрация », которая использует модель сигналов GW, предсказанную из GR, для поиска похожих закономерностей в данных. ДругаяМодельно-независимый метод ищет избыточную мощность на детекторах, возникающую в течение времени прохождения света между ними, а это означает, что этот избыток, вероятно, может исходить от сигнала GW.
Общая модель сигнала ГВ представлена его фазами вдоха , слияния и затухания, продолжительность которых зависит от свойств источника ГВ. Чем тяжелее двоичный файл, тем короче излучаемый им сигнал GW. Извлечение таких коротких сигналов из зашумленных данных действительно сложно, и уровень сложности может еще больше возрасти из-за наземных или инструментальных артефактов, маскирующих фактический сигнал. Поэтому становится необходимым тщательно настроить наши методы поиска, чтобы они могли наилучшим образом идентифицировать только реальные сигналы GW.
В ходе наблюдения O3 для поиска двойных файлов IMBH использовалась комбинация согласованной фильтрации на основе модели и не моделированного поиска. Комбинация двух методов приводит к списку вероятных бинарных кандидатов IMBH, которые обнаружены более чем в одном детекторе. Среди этих кандидатов мы выбираем те, которые имеют остаточную массу выше 100 M ⊙ и основную массу (т.е. массу более тяжелой ЧД в двойной системе) выше 65 M ⊙ , что является нижней границей щели масс парной нестабильности . . Мы также требуем, чтобы выбранные нами кандидаты имели низкие значения частоты ложных срабатываний (FAR), что означает, что шансы найти кандидата с аналогичной громкостью, являющейся просто фоновым шумом, малы.
ЧТО МЫ НАШЛИ?
Основываясь на наших критериях выбора при поиске, мы считаем, что GW190521 является наиболее значимым кандидатом IMBH в комбинированном поиске. Об открытии GW190521 было объявлено 2 сентября 2020 года, а свойства сигнала изучались в специальной публикации . Событие возникло в результате слияния двух ЧД массой 66 M ⊙ и 85 M ⊙ , в результате чего осталась ЧД массой ~142 M ⊙ . В этом поиске мы обнаруживаем это событие с большей значимостью, чем предыдущий анализ.
Поскольку поиск IMBH чувствителен к двоичным объектам большой массы, он оптимален для восстановления систем тяжелых двойных черных дыр (BBH). С помощью этого поиска мы также восстанавливаем сигналы GW от других тяжелых источников BBH, замеченных в GWTC-2. Однако в этом поиске не было обнаружено новых значимых сигналов IMBH.
ЧТО МЫ МОЖЕМ СКАЗАТЬ О СКОРОСТИ СЛИЯНИЯ ДВОИЧНЫХ ФАЙЛОВ IMBH?
Оценка того, как часто двойные системы IMBH сливаются в данном объеме Вселенной и в заданное время (их так называемая «плотность скорости слияния»), требует от нас понимания того, насколько чувствителен наш поиск, т. е. насколько вероятно, что мы обнаружим сигналы от двойных систем IMBH. Чтобы исследовать это, мы выполняем моделирование, которое включает «введение» искусственных сигналов GW в данные. Сначала мы используем модели численной теории относительности , которые генерируют сигналы GW путем численного решения уравнений Эйнштейна для объединения двойных систем IMBH с общей массой до 800 M ⊙ и отношением масс (обозначаемым параметром q ), варьирующимся от 1 к 1 до 1 к 10 . . Затем мы равномерно распределяем эти сигналы с точки зрения их местоположения на небе, бинарной ориентации сопутствующий объем — и используйте наш комбинированный поиск, чтобы попытаться восстановить их из данных. Восстановленные сигналы в заданном объеме и времени наблюдения дают нам меру чувствительности нашего поиска и накладывают ограничения на скорость слияния двойных источников IMBH.
В результате наших исследований мы обнаружили, что скорость слияния равно массивных двойных систем IMBH с общей массой 200 M ⊙ и спинами 0,8 составляет 0,06 на гига парсек в кубе в год. Этот верхний предел в 3,5 раза ниже, чем значение, указанное в предыдущем поиске IMBH из серий наблюдений O1 и O2 . Эта скорость соответствует 0,2 слияния за типичное время жизни шарового скопления (предположительно 10 миллиардов лет). Мы также пересматриваем скорость слияния для источников, подобных GW190521, до 0,08 на гига парсек в кубе в год.
ГЛОССАРИЙ
- Черная дыра : массивный плотный объект, чье гравитационное притяжение настолько сильно, что свет не может покинуть его.
- Моды более высокого порядка : субдоминантные члены в разложении сферических гармоник , которое описывает GW за пределами доминирующего квадру полярного члена. Квадрупольный член аналогичен основному тону звуковых волн.
- Массовое отношение : Отношение массы более легкого компонента к массе более тяжелого компонента (q = m 2 /m 1 ).
- Гига парсек (Гпк) : мера расстояния, равная одному миллиарду парсеков , что составляет примерно три миллиарда световых лет или примерно 3 х 10 22 км.
- Прецессирующие бинарные системы : бинарные системы, в которых направление вращения компонентов не совпадает с направлением их орбитального углового момента . 𝝌 eff , называемый «эффективным выровненным вращением», представляет собой параметр, характеризующий конкретную комбинацию вращений компактных объектов до их слияния. Отрицательное значение 𝝌 eff указывает на анти-направленные спины по отношению к угловому моменту системы. 𝝌 p , называемый «эффективным вращением прецессии», представляет собой другую комбинацию отдельных вращений, которая измеряет степень прецессии в системе, причем более высокое значение указывает на большее количество прецессии .
- Чувствительный объем-время : пространственно-временной объем, в пределах которого метод поиска чувствителен к обнаружению источников ГВ.
- Солнечная масса : Масса Солнца (M ⊙ ), равная 1,989 × 10 30 кг.
- Верхний предел : утверждение о максимальном значении физической величины, которое, вероятно, дало результаты нашего поиска.