WikiDer > Двоичная черная дыра

Binary black hole
Компьютерное моделирование двойной системы черной дыры GW150914 как его видит ближайший наблюдатель, во время последнего вдоха, слияния и посадки. Звездное поле за черными дырами сильно искажается и, кажется, вращается и перемещается из-за экстремальных гравитационное линзирование, так как пространство-время сама искажается и волочится вращающимися черными дырами.[1]

А бинарная черная дыра (BBH) представляет собой систему, состоящую из двух черные дыры на близкой орбите друг вокруг друга. Как и сами черные дыры, бинарные черные дыры часто делятся на звездный двойные черные дыры, образованные либо как остатки больших масс двойная звезда систем или динамические процессы и взаимный захват, и двоичный сверхмассивные черные дыры считается результатом галактические слияния.

В течение многих лет доказательство существования двойных черных дыр было затруднено из-за природы самих черных дыр и ограниченных средств обнаружения. Однако в случае слияния пары черных дыр огромное количество энергии должно быть выделено в виде гравитационные волны, с отличительной формы волны который можно рассчитать с помощью общая теория относительности.[2][3][4] Поэтому в конце 20-го и начале 21-го века двойные черные дыры стали вызывать большой научный интерес как потенциальный источник таких волн и средство, с помощью которого можно было бы доказать существование гравитационных волн. Бинарные слияния черных дыр будут одним из самых сильных известных источников гравитационных волн во Вселенной и, следовательно, дают хорошие шансы непосредственно обнаруживая такие волны. По мере того, как вращающиеся черные дыры испускают эти волны, орбита затухает, и орбитальный период уменьшается. Эта стадия называется бинарной черной дырой на спиральной оси. Черные дыры сольются, когда они подойдут достаточно близко. После слияния единственное отверстие принимает стабильную форму через стадию, называемую кольцевым опусканием, где любое искажение формы рассеивается в виде новых гравитационных волн.[5] За последнюю долю секунды черные дыры могут достичь чрезвычайно высокой скорости, а амплитуда гравитационной волны достигает своего пика.

Существование двойных черных дыр звездных масс (и самих гравитационных волн) было окончательно подтверждено, когда LIGO обнаружен GW150914 (обнаружено в сентябре 2015 г., объявлено в феврале 2016 г.), характерная гравитационная волновая сигнатура двух сливающихся черных дыр звездной массы размером около 30 солнечные массы каждый, происходит около 1,3 миллиарда световых лет прочь. За последние 20 мс спиралевидного движения внутрь и слияния GW150914 высвободил около 3 солнечных масс в качестве гравитационной энергии, достигая пика со скоростью 3,6×1049 Вт - больше, чем суммарная мощность всего света, излучаемого всеми звездами в наблюдаемая вселенная собрать.[6][7][8] Кандидаты в сверхмассивные бинарные черные дыры были найдены, но еще не получили категорических доказательств.[9]

Вхождение

Считается, что сверхмассивные двойные черные дыры образуются во время слияния галактик. Некоторыми вероятными кандидатами в двойные черные дыры являются галактики с двойными ядрами, которые все еще далеки друг от друга. Примером двойного ядра является NGC 6240.[10] Гораздо более близкие двойные черные дыры, вероятно, находятся в галактиках с одним ядром и двойными эмиссионными линиями. Примеры включают SDSS J104807.74 + 005543.5[11] и EGSD2 J142033.66 525917.5.[10] У других галактических ядер есть периодические выбросы, указывающие на то, что крупные объекты вращаются вокруг центральной черной дыры, например, в OJ287.[12]

Квазар PG 1302-102 похоже, есть двойная черная дыра с периодом обращения 1900 дней.[13]

Существование двойных черных дыр звездной массы было продемонстрировано исследованием первое обнаружение события слияния черных дыр GW150914 от LIGO.[14]

Последняя проблема с парсеком

Когда две галактики сталкиваются, очень маловероятно, что сверхмассивные черные дыры в их центрах столкнутся лоб в лоб, и на самом деле, скорее всего, они пролетят мимо друг друга. гиперболические траектории если какой-то механизм не свел их вместе. Самый важный механизм - это динамическое трение, который передает кинетическую энергию от черных дыр к ближайшему веществу. Когда черная дыра проходит мимо звезды, гравитационная рогатка ускоряет звезду, замедляя черную дыру.

Это замедляет черные дыры настолько, что они образуют связанную, двойную, системную и дальнейшие динамические перехватчики трения. орбитальная энергия от пары до тех пор, пока они не начнут вращаться в пределах нескольких парсек друг друга. Однако этот процесс также выбрасывает материю с орбитального пути, и по мере того, как орбиты сокращаются, объем пространства, через которое проходят черные дыры, уменьшается, пока не останется так мало вещества, что оно не могло бы вызвать слияние в эпоху Вселенной.

Гравитационные волны могут вызвать значительную потерю орбитальной энергии, но не раньше, чем расстояние уменьшится до гораздо меньшего значения, примерно 0,01–0,001 парсек.

Тем не менее, сверхмассивные черные дыры, похоже, слились, и то, что кажется парой в этом промежуточном диапазоне, было обнаружено в ПКС 1302-102.[15][16] Вопрос, как это происходит, - это «последняя проблема парсека».[17]

Было предложено несколько решений последней проблемы парсеков. Большинство из них связаны с механизмами переноса дополнительной материи, звезды или газа, достаточно близко к двойной паре, чтобы извлечь энергию из двойной и вызвать ее сжатие. Если достаточно звезд проходит рядом с вращающейся парой, их гравитационный выброс может сблизить две черные дыры за астрономически вероятное время.[18]

Один механизм, который, как известно, работает, хотя и нечасто, - это третья сверхмассивная черная дыра от второго галактического столкновения.[19] Когда три черные дыры находятся в непосредственной близости, орбиты хаотичны и допускают три дополнительных механизма потери энергии:

  1. Черные дыры вращаются по значительно большему объему галактики, взаимодействуя (и теряя энергию) с гораздо большим количеством материи.
  2. Орбиты могут стать высоко эксцентричный, допускающие потерю энергии гравитационным излучением в точке максимального сближения, и
  3. Две черные дыры могут передавать энергию третьей, возможно, выбрасывая ее.[20]

Жизненный цикл

Inspiral

Первый этап жизни двойной черной дыры - это вдохновляющий, постепенно сужающаяся орбита. Первые стадии вдоха занимают очень много времени, так как излучаемые гравитационные волны очень слабы, когда черные дыры находятся далеко друг от друга. В дополнение к сокращению орбиты из-за излучения гравитационных волн, дополнительный угловой момент может быть потерян из-за взаимодействия с другим присутствующим веществом, например с другими звездами.

По мере того как орбита черных дыр сжимается, скорость увеличивается, а излучение гравитационных волн увеличивается. Когда черные дыры близки, гравитационные волны заставляют орбиту быстро сокращаться.

Последняя стабильная орбита или самая внутренняя стабильная круговая орбита (ISCO) - это самая внутренняя полная орбита перед переходом от инспиральной к слияние.

Слияние

За этим следует падение орбиты, на котором встречаются две черные дыры, а затем слияние. В это время пик излучения гравитационной волны.

Ringdown

Сразу после слияния «зазвонит» теперь единственная черная дыра. Этот звон затухает на следующем этапе, называемом обзвон, излучением гравитационных волн. Фаза звонка начинается, когда черные дыры приближаются друг к другу в пределах фотонная сфера. В этой области большая часть излучаемых гравитационных волн направляется к горизонту событий, и их амплитуда уменьшается. Дистанционно обнаруженные гравитационные волны имеют быстро уменьшающиеся колебания, поскольку отголоски события слияния возникают в результате все более и более узких спиралей вокруг образовавшейся черной дыры.

Наблюдение

В первое наблюдение слияния двойных черных дыр звездных масс осуществлялось LIGO детектор.[14][21][22] По наблюдениям с Земли, 14 сентября 2015 года в 09:50 по всемирному координированному времени пара черных дыр с оценочной массой примерно в 36 и 29 раз больше, чем у Солнца, слились друг с другом и образовали черную дыру массой 62 солнечных (приблизительная).[23] Три солнечные массы были преобразованы в гравитационное излучение за последнюю долю секунды с пиковой мощностью 3,6 × 10.56 эрг / сек (200 солнечных масс в секунду),[14] что в 50 раз превышает общую мощность излучения всех звезд наблюдаемой Вселенной.[24] Слияние произошло на расстоянии 1,3 миллиарда световых лет от Земли.[21] и, следовательно, 1,3 миллиарда лет назад. Наблюдаемый сигнал согласуется с предсказаниями численной теории относительности.[2][3][4]

Моделирование динамики

Некоторые упрощенные алгебраические модели могут быть использованы для случая, когда черные дыры далеко друг от друга, во время вдохновляющий этап, а также решить для финала обзвон.

Постньютоновские приближения можно использовать для инспирации. Они аппроксимируют уравнения поля общей теории относительности, добавляя дополнительные члены к уравнениям ньютоновской гравитации. Заказы, используемые в этих расчетах, можно обозначить как 2PN (пост-ньютоновский порядок второго порядка), 2,5 балла или 3PN (пост-ньютоновский порядок третьего порядка). Эффективное одно тело (EOB) решает динамику двойной системы черных дыр путем преобразования уравнений в уравнения одного объекта. Это особенно полезно там, где отношение масс велико, например, в черной дыре звездной массы. слияние с черной дырой галактического ядра, но также может использоваться для систем равной массы.

Для рингдауна можно использовать теорию возмущений черной дыры. Финал Черная дыра Керра искажается, и спектр частот, который он производит, можно вычислить.

Чтобы решить всю эволюцию, включая слияние, необходимо решить полные уравнения общей теории относительности. Это можно сделать в численная теория относительности симуляции. Численная теория относительности моделирует пространство-время и моделирует его изменение во времени. В этих расчетах важно иметь достаточно мелких деталей вблизи черных дыр и в то же время иметь достаточный объем, чтобы определять гравитационное излучение, распространяющееся до бесконечности. Чтобы в нем было достаточно точек, чтобы их можно было вычислить за разумное время, можно использовать специальные системы координат, такие как Координаты Бойера-Линдквиста или координаты "рыбий глаз".

Методы численной теории относительности постоянно улучшались по сравнению с первоначальными попытками 1960-х и 1970-х годов.[25][26]Однако долгосрочное моделирование вращающихся черных дыр на орбите было невозможно, пока три группы независимо друг от друга не разработали принципиально новые методы моделирования спиральности, слияния и разрушения двойных черных дыр. [2][3][4] в 2005 году.

В полных расчетах всего слияния несколько из вышеперечисленных методов могут использоваться вместе. Затем важно сопоставить различные части модели, которые были разработаны с использованием разных алгоритмов. Проект Lazarus соединил части на космической гиперповерхности во время слияния.[27]

Результаты расчетов могут включать энергию связи. На стабильной орбите энергия связи является локальным минимумом по отношению к возмущению параметра. На самой внутренней стабильной круговой орбите локальный минимум становится точкой перегиба.

Полученная гравитационная волна важна для предсказания и подтверждения наблюдений. Когда вдохновение достигает сильной зоны гравитационного поля, волны рассеиваются внутри зоны, образуя так называемый постньютоновский хвост (хвост ПН).[27]

В фазе затухания черной дыры Керра перетаскивание кадра создает гравитационную волну с частотой горизонта. Напротив, кольцо черной дыры Шварцшильда выглядит как рассеянная волна от поздней инспиральной волны, но без прямой волны.[27]

Силу реакции излучения можно рассчитать по формуле Пересуммация Паде потока гравитационных волн. Методом определения излучения является метод извлечения характеристик Коши CCE, который дает точную оценку потока на бесконечности, без необходимости вычислять на все больших и больших конечных расстояниях.

Конечная масса образовавшейся черной дыры зависит от определения масса в общей теории относительности. В Бонди Масса MB рассчитывается по формуле потери массы Бонди-Зака. . При f (U) поток гравитационных волн в запаздывающий момент U. f представляет собой поверхностный интеграл из Функция новостей в нулевой бесконечности, измененной на телесный угол. Энергия Арновитта-Дезера-Миснера (ADM) или Масса ADM - масса, измеренная на бесконечном расстоянии и включающая все испускаемое гравитационное излучение. .

Угловой момент также теряется в гравитационном излучении. Это в первую очередь по оси z начальной орбиты. Он рассчитывается путем интегрирования произведения многополярного метрического сигнала с дополнением функции новостей по замедленное время.[28]

Форма

Одна из проблем, которую необходимо решить, - это форма или топология горизонт событий во время слияния черных дыр.

В численные модели вставляются тестовые геодезические, чтобы увидеть, встречаются ли они с горизонтом событий. Когда две черные дыры приближаются друг к другу, форма «утиного клюва» выступает из каждого из двух горизонтов событий по направлению к другому. Этот выступ расширяется все длиннее и уже, пока не встречается с выступом другой черной дыры. В этот момент горизонт событий имеет очень узкую X-образную форму в точке встречи. Выступы вытягиваются в тонкую нить.[29] Место встречи расширяется до примерно цилиндрического соединения, называемого мост.[29]

Моделирование 2011 г. не создавали горизонтов событий с тороидальный топология (кольцевая). Некоторые исследователи предположили, что это возможно, если, например, несколько черных дыр на одной почти круговой орбите объединятся.[29]

Отдача слияния черной дыры

Неожиданный результат может произойти с двойными черными дырами, которые сливаются, поскольку гравитационные волны несут импульс, а сливающаяся пара черных дыр ускоряется, по-видимому, нарушая Третий закон Ньютона. Центр тяжести может добавить более 1000 км / с скорости удара.[30] Наибольшие скорости толчка (приближающиеся к 5000 км / с) наблюдаются для двойных черных дыр с равной массой и равной величиной вращения, когда направления вращения оптимально ориентированы так, чтобы быть выровненными, параллельными плоскости орбиты или почти выровненными с орбитальный угловой момент.[31] Этого достаточно, чтобы сбежать из больших галактик. При более вероятных ориентациях имеет место меньший эффект, возможно, всего несколько сотен километров в секунду. Такая скорость будет выталкивать сливающиеся бинарные черные дыры из шаровых скоплений, тем самым предотвращая образование массивных черных дыр в ядрах шаровых скоплений. В свою очередь, это снижает шансы на последующие слияния и, следовательно, вероятность обнаружения гравитационных волн. Для невращающихся черных дыр максимальная скорость отдачи 175 км / с наблюдается при массах, равных пяти к одному. Когда спины выровнены в плоскости орбиты, возможна отдача в 5000 км / с для двух одинаковых черных дыр.[32]Параметры, которые могут представлять интерес, включают точку, в которой сливаются черные дыры, соотношение масс, которое дает максимальный толчок, и сколько массы / энергии излучается посредством гравитационных волн. При лобовом столкновении эта доля составляет 0,002 или 0,2%.[33] Одним из лучших кандидатов в сверхмассивные черные дыры после отдачи является CXO J101527.2 + 625911.[34]

Halo drive для космических путешествий

Была выдвинута гипотеза, что двойные черные дыры могут передавать энергию и импульс космическому кораблю, используя "гало драйв", используя голографическое отражение создается набором нулевых геодезических, петляющих позади, а затем вокруг одной из черных дыр перед возвращением в космический корабль. Отражение, проходящее через эти нулевые геодезические, образует один конец лазерного резонатора, а зеркало на космическом корабле формирует другой конец лазерного резонатора. Таким образом, даже космический корабль размером с планету разгонится до скорости, превышающей относительную скорость приближающейся черной дыры. Если это правда, сеть этих двойных черных дыр может позволить путешествовать по галактике.[35]

Рекомендации

  1. ^ Кредиты: Проект SXS (Моделирование экстремального пространства-времени)
  2. ^ а б c Преториус, Франс (2005). "Эволюция двоичного пространства-времени черной дыры". Письма с физическими проверками. 95 (12): 121101. arXiv:gr-qc / 0507014. Bibcode:2005ПхРвЛ..95л1101П. Дои:10.1103 / PhysRevLett.95.121101. ISSN 0031-9007. PMID 16197061. S2CID 24225193.
  3. ^ а б c Campanelli, M .; Lousto, C.O .; Marronetti, P .; Злоховер, Ю. (2006). «Точная эволюция движущихся по орбите двойных черных дыр без исключения». Письма с физическими проверками. 96 (11): 111101. arXiv:gr-qc / 0511048. Bibcode:2006PhRvL..96k1101C. Дои:10.1103 / PhysRevLett.96.111101. ISSN 0031-9007. PMID 16605808. S2CID 5954627.
  4. ^ а б c Бейкер, Джон Дж .; Сентрелла, Жанна; Чой, Дэ-Иль; Коппиц, Майкл; ван Метер, Джеймс (2006). «Гравитационно-волновое извлечение из спиралевидной конфигурации сливающихся черных дыр». Письма с физическими проверками. 96 (11): 111102. arXiv:gr-qc / 0511103. Bibcode:2006ПхРвЛ..96к1102Б. Дои:10.1103 / PhysRevLett.96.111102. ISSN 0031-9007. PMID 16605809. S2CID 23409406.
  5. ^ Abadie, J .; LIGO Scientific Collaboration; Сотрудничество Девы; Abernathy, M .; Accadia, T .; Acernese, F .; Adams, C .; Adhikari, R .; Ajith, P .; Allen, B .; Allen, G.S .; Amador Ceron, E .; Amin, R. S .; Андерсон, С.Б .; Андерсон, В.Г .; Антонуччи, Ф .; Arain, M. A .; Araya, M.C .; Aronsson, M .; Aso, Y .; Aston, S.M .; Astone, P .; Аткинсон, Д .; Aufmuth, P .; Aulbert, C .; Бабак, С .; Baker, P .; Ballardin, G .; Ballinger, T .; и другие. (2011). «Поиск гравитационных волн от двойной черной дыры по спирали, слиянию и падению». Физический обзор D. 83 (12): 122005. arXiv:1102.3781. Bibcode:2011ПхРвД..83л2005А. Дои:10.1103 / PhysRevD.83.122005. S2CID 174250.
  6. ^ "Наблюдение гравитационных волн в результате слияния двойных черных дыр" (PDF). LIGO. 11 февраля 2016 г. Архивировано с оригинал (PDF) 16 февраля 2016 г.. Получено 11 февраля 2016.
  7. ^ Харвуд, W. (11 февраля 2016 г.). «Эйнштейн был прав: ученые обнаруживают гравитационные волны в прорыве». CBS Новости. Архивировано из оригинал 12 февраля 2016 г.. Получено 12 февраля 2016.
  8. ^ Дрейк, Надя (11 февраля 2016 г.). «Нашел! Гравитационные волны, или морщина в пространстве-времени». National Geographic News. Архивировано из оригинал 12 февраля 2016 г.. Получено 12 февраля 2016.
  9. ^ Лю, Фукун; Комосса, Стефани; Шартель, Норберт (22 апреля 2014 г.). "Обнаружена уникальная пара скрытых черных дыр yy XMM-Newton". Кандидат в сверхмассивную двойную дыру в миллипарсек в галактике SDSS J120136.02 + 300305.5. Получено 23 декабря 2014.
  10. ^ а б Герке, Брайан Ф .; Newman, Jeffrey A .; Лотц, Дженнифер; Ян, Ренбин; Barmby, P .; Coil, Alison L .; Conselice, Christopher J .; Ivison, R.J .; Линь, Лихвай; Ку, Дэвид К .; Нандра, Кирпал; Салим, Самир; Маленький, Тодд; Вайнер, Бенджамин Дж .; Купер, Майкл С .; Дэвис, Марк; Faber, S.M .; Гухатакурта, Пурагра; и другие. (6 апреля 2007 г.). "Обзор красного смещения галактики DEEP2: Наблюдения AEGIS двойного AGN AT z p 0,7". Письма в астрофизический журнал. 660 (1): L23 – L26. arXiv:Astro-ph / 0608380. Bibcode:2007ApJ ... 660L..23G. Дои:10.1086/517968. S2CID 14320681.
  11. ^ Хунъян Чжоу; Тингги Ван; Сюэгуан Чжан; Сяобо Донг; Ченг Ли (26 февраля 2004 г.). «Скрытые ядра двоичных квазаров в SDSS J104807.74 + 005543.5?». Письма в астрофизический журнал. Американское астрономическое общество. 604 (1): L33 – L36. arXiv:Astro-ph / 0411167. Bibcode:2004ApJ ... 604L..33Z. Дои:10.1086/383310. S2CID 14297940.
  12. ^ Валтонен, М. В .; Mikkola, S .; Мерритт, Д.; Gopakumar, A .; Lehto, H.J .; Hyvönen, T .; Rampadarath, H .; Saunders, R .; Баста, М .; Худек, Р. (февраль 2010 г.). «Измерение вращения первичной черной дыры в OJ287». Астрофизический журнал. 709 (2): 725–732. arXiv:0912.1209. Bibcode:2010ApJ ... 709..725В. Дои:10.1088 / 0004-637X / 709/2/725. S2CID 119276181.
  13. ^ Грэм, Мэтью Дж .; Джорговски, С. Г .; Стерн, Дэниел; Гликман, Эйлат; Дрейк, Эндрю Дж .; Mahabal, Ashish A .; Доналек, Чиро; Ларсон, Стив; Кристенсен, Эрик (7 января 2015 г.). «Возможная тесная сверхмассивная двойная черная дыра в квазаре с оптической периодичностью». Природа. 518 (7537): 74–6. arXiv:1501.01375. Bibcode:2015Натура.518 ... 74Г. Дои:10.1038 / природа14143. ISSN 0028-0836. PMID 25561176. S2CID 4459433.
  14. ^ а б c Б. П. Эбботт; и другие. (Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Девы) (2016). "Наблюдение гравитационных волн от двойного слияния черных дыр". Письма с физическими проверками. 116 (6): 061102. arXiv:1602.03837. Bibcode:2016ПхРвЛ.116ф1102А. Дои:10.1103 / PhysRevLett.116.061102. PMID 26918975. S2CID 124959784.
  15. ^ Д'Орацио, Даниэль Дж .; Хайман, Золтан; Шиминович, Давид (17 сентября 2015 г.). «Релятивистский импульс как причина периодичности в кандидате в массивные черные дыры». Природа. 525 (7569): 351–353. arXiv:1509.04301. Bibcode:2015Натура.525..351D. Дои:10.1038 / природа15262. PMID 26381982. S2CID 205245606.
  16. ^ Прощай, Деннис (16 сентября 2015 г.). «Дополнительные доказательства приближающегося столкновения черной дыры». Нью-Йорк Таймс.
  17. ^ Милосавлевич, Милош; Мерритт, Дэвид (Октябрь 2003 г.). "Последняя проблема Парсека" (PDF). Материалы конференции AIP. Американский институт физики. 686 (1): 201–210. arXiv:Astro-ph / 0212270. Bibcode:2003AIPC..686..201M. Дои:10.1063/1.1629432. S2CID 12124842.
  18. ^ Мерритт, Дэвид (2013). Динамика и эволюция ядер галактик.. Принстон: Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-12101-7.
  19. ^ Рю, Тэхо; Перна, Розальба; Хайман, Золтан; Острикер, Иеремия П .; Стоун, Николас С. (2018). «Взаимодействие между множеством сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик: решение последней проблемы парсеков». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 473 (3): 3410–3433. arXiv:1709.06501. Bibcode:2018МНРАС.473.3410Р. Дои:10.1093 / мнрас / stx2524. S2CID 119083047.
  20. ^ Ивасава, Масаки; Фунато, Йоко; Макино, Дзюнъитиро (2006). "Эволюция массивных троек черных дыр I - двойные-одиночные системы равной массы". Astrophys. J. 651 (2): 1059–1067. arXiv:astro-ph / 0511391. Bibcode:2006ApJ ... 651.1059I. Дои:10.1086/507473. S2CID 14816623. Мы обнаружили, что в большинстве случаев две из трех ЧД сливаются из-за излучения гравитационных волн (ГВ) в масштабе времени, намного меньшем, чем время Хаббла, прежде чем выбросить одну ЧД из рогатки.
  21. ^ а б Кастельвекки, Давиде; Витце, Витце (11 февраля 2016 г.). «Наконец-то найдены гравитационные волны Эйнштейна». Новости природы. Дои:10.1038 / природа.2016.19361. S2CID 182916902. Получено 2016-02-11.
  22. ^ «Гравитационные волны обнаружены через 100 лет после предсказания Эйнштейна | NSF - Национальный научный фонд». www.nsf.gov. Получено 2016-02-11.
  23. ^ Abbott, Benjamin P .; и другие. (Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo) (11 февраля 2016 г.). "Свойства двойного слияния черных дыр GW150914". Письма с физическими проверками. 116 (24): 241102. arXiv:1602.03840. Bibcode:2016ПхРвЛ.116х1102А. Дои:10.1103 / PhysRevLett.116.241102. PMID 27367378. S2CID 217406416.
  24. ^ Крамер, Сара (11 февраля 2016 г.). «Это столкновение было в 50 раз мощнее, чем все звезды во Вселенной вместе взятые». Tech Insider. Получено 12 февраля 2016.
  25. ^ Хан, Сьюзен Джи; Линдквист, Ричард У (1964). «Задача двух тел в геометродинамике». Анналы физики. 29 (2): 304–331. Bibcode:1964AnPhy..29..304H. Дои:10.1016/0003-4916(64)90223-4. ISSN 0003-4916.
  26. ^ Смарр, Ларри; Чадеж, Андрей; ДеВитт, Брайс; Эппли, Кеннет (1976). «Столкновение двух черных дыр: теоретические основы». Физический обзор D. 14 (10): 2443–2452. Bibcode:1976ПхРвД..14.2443С. Дои:10.1103 / PhysRevD.14.2443. ISSN 0556-2821.
  27. ^ а б c Николс, Дэвид А .; Янбэй Чен (2012). «Гибридный метод понимания слияний черных дыр: вдохновляющий случай». Физический обзор D. 85 (4): 044035. arXiv:1109.0081. Bibcode:2012ПхРвД..85д4035Н. Дои:10.1103 / PhysRevD.85.044035. S2CID 30890236.
  28. ^ Тибо
  29. ^ а б c Коэн, Майкл I .; Джеффри Д. Каплан; Марк А. Шил (2012). "О тороидальных горизонтах в двойных черных дырах-вдохновителях". Физический обзор D. 85 (2): 024031. arXiv:1110.1668. Bibcode:2012ПхРвД..85б4031С. Дои:10.1103 / PhysRevD.85.024031. S2CID 37654897.
  30. ^ Пиетила, Харри; Хейнямяки, Пекка; Миккола, Сеппо; Валтонен, Маури Дж. (10 января 1996 г.). Анизотропное гравитационное излучение при слиянии черных дыр. Конференция по релятивистской астрофизике. CiteSeerX 10.1.1.51.2616.
  31. ^ Кампанелли, Мануэла; Lousto, Карлос; Злоховер, Йосеф; Мерритт, Дэвид (7 июня 2007 г.). «Максимальная гравитационная отдача». Письма с физическими проверками. 98 (23): 231102. arXiv:gr-qc / 0702133. Bibcode:2007PhRvL..98w1102C. Дои:10.1103 / PhysRevLett.98.231102. PMID 17677894. S2CID 29246347.
  32. ^ Lousto, Карлос; Злоховер, Йосеф (2011). "Удары зависания: еще большие отдачи за счет частичного выравнивания спин-орбиты двойных черных дыр". Письма с физическими проверками. 107 (23): 231102. arXiv:1108.2009. Bibcode:2011PhRvL.107w1102L. Дои:10.1103 / PhysRevLett.107.231102. PMID 22182078. S2CID 15546595.
  33. ^ Пиетила, Харри; Хейнямяки, Пекка; Миккола, Сеппо; Валтонен, Маури Дж. (1995). «Анизотропное гравитационное излучение в задачах трех и четырех черных дыр». Небесная механика и динамическая астрономия. 62 (4): 377–394. Bibcode:1995CeMDA..62..377P. CiteSeerX 10.1.1.51.2616. Дои:10.1007 / BF00692287. S2CID 122956625.
  34. ^ Kim, D.-C .; и другие. (2017). "Сверхмассивная черная дыра с потенциальной отдачей CXO J101527.2 + 625911". Астрофизический журнал. 840 (2): 71–77. arXiv:1704.05549. Bibcode:2017ApJ ... 840 ... 71K. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aa6030. S2CID 119401892.
  35. ^ Киппинг, Дэвид (2019). «Гало-двигатель: бестопливное релятивистское движение больших масс с помощью переработанных фотонов-бумерангов». arXiv:1903.03423 [gr-qc].

внешняя ссылка