El masivo VFTS 352 binario O4.5 V + O5.5 V en la Nebulosa Tarántula (ubicación indicada por la cruz roja) es uno de los binarios de sobrecontacto más masivos y de período más corto que se conocen. Estudios teóricos recientes indican que algunos de estos sistemas podrían conducir en última instancia a la formación de ondas gravitacionales a través de fusiones binarias de agujeros negros a través de la vía de evolución químicamente homogénea. Crédito: ESO / M.-R. Encuesta Cioni / VISTA Magellanic Cloud / Cambridge Astronomical Survey Unit.
En 2015, la primera observación directa de ondas gravitacionales fue realizado por el Observatorio de ondas gravitacionales del interferómetro láser avanzado (aLIGO) (Abbott et al.2016). La señal detectada, conocida como GW150914, no solo proporcionó la prueba más rigurosa de la relatividad general (la teoría de la gravedad de Einstein), sino que también fue la primera observación de dos agujeros negros fusionándose. Esto confirmó la existencia de agujeros negros, masa estelar binaria. calabozo sistemas y demostró que pueden fusionarse dentro de la edad actual del Universo.
Desde esa primera detección, aLIGO ha detectado muchas más fusiones de agujeros negros, pero los científicos todavía están desconcertados: muchas de las fusiones de agujeros negros que aLIGO ha detectado hasta ahora, incluido el GW150914, involucran sistemas con el componente de agujeros negros que pesan más de 20 solares. masas cada una, algunas mucho más. Estos son agujeros negros masivos, más pesados que cualquier agujero negro previamente conocido a partir de observaciones binarias de rayos X, lo que plantea la pregunta: ¿cómo se formaron? Nuestro estudio reciente busca responder esa pregunta.
Figura 1. Obtenido de Física del Planeta Tierra.
aLIGO registra (parte de) el inspiral, la fusión y el ring-down de los agujeros negros en órbita, como se muestra en Figura 1 (arriba). aLIGO solo puede registrar estos eventos si ocurren dentro de su vida útil, lo que significa que las estrellas progenitoras deben colapsar en agujeros negros. antes de se fusionan, y los agujeros negros en órbita subsiguientes deben girar en espiral uno hacia el otro y fusionarse dentro de la edad del Universo. Para que eso suceda, los agujeros negros deben ser grandes y estar muy juntos; Sin embargo, las estrellas progenitoras lo suficientemente grandes y lo suficientemente cercanas como para producir un sistema de agujero negro binario (BBH) que entraría en espiral y eventualmente se fusionaría dentro de la edad del universo, y que podría generar ondas gravitacionales detectables por aLIGO, serían demasiado grandes y demasiado cercanas. ; por lo que estas estrellas progenitoras se fusionan primero y luego colapsan en agujeros negros.
Por lo tanto, las detecciones de aLIGO plantean preguntas intrigantes: ¿cómo se volvieron tan masivos los agujeros negros? y ¿cómo se acercaron tanto?
Se ha propuesto la evolución químicamente homogénea (CHE) como una posible solución. El giro rápido agita una estrella que hace que su interior se vuelva homogéneo y posiblemente se fusione por completo en lugar de solo el núcleo. Una estrella caliente, que gira rápidamente y es químicamente homogénea no se expande a medida que envejece de la forma en que lo hace una estrella en evolución convencional. El modelo químicamente homogéneo comienza con un par de estrellas masivas cercanas que giran una alrededor de la otra extremadamente rápido, tan cerca que se bloquean por marea, lo que hace que las estrellas giren rápidamente sobre sus propios ejes. Las estrellas componentes de este binario masivo de sobrecontacto eventualmente colapsan en agujeros negros masivos, que ahora están lo suficientemente cerca como para entrar en espiral y fusionarse dentro de la edad del Universo.
Por primera vez, exploramos simultáneamente la evolución de estrellas binarias aisladas convencionales y la evolución químicamente homogénea bajo el mismo conjunto de supuestos. Este enfoque nos permite restringir las propiedades de la población y hacer predicciones simultáneas sobre las tasas de detección de ondas gravitacionales de las fusiones de BBH para los canales de formación CHE y convencionales.
Este modelo conjunto para los canales de evolución binaria clásica y aislada de CHE permitirá la inferencia simultánea de los parámetros del modelo de evolución binaria y la historia de formación estelar específica de la metalicidad una vez que esté disponible el tesoro completo de observaciones de la tercera serie de observación de ondas gravitacionales de aLIGO. En última instancia, los tiempos de retardo relativamente cortos de las CHE BBH las convierten en sondas ideales de la historia de formación de estrellas con alto desplazamiento al rojo; sus grandes masas los convierten en objetivos perfectos para los detectores de ondas gravitacionales de tercera generación con buena sensibilidad de baja frecuencia, como el Telescopio de Einstein o el Explorador Cósmico.
Referencia: “Evolución químicamente homogénea: un enfoque de síntesis de población rápida” por Jeff Riley, Ilya Mandel, Pablo Marchant, Ellen Butler, Kaila Nathaniel, Coenraad Neijssel, Spencer Shortt y Alejandro Vigna-Gomez, 29 de septiembre de 2020, Astrofísica> Astrofísica solar y estelar.
arXiv: 2010.00002
