Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

В астрофізиці Орбітальне зближення екстремального масового співвідношення англ Extreme mass ratio inspiral ОЗЕМС англ EM

Орбітальне зближення екстремального масового співвідношення

Орбітальне зближення екстремального масового співвідношення

В астрофізиці, Орбітальне зближення екстремального масового співвідношення, англ. Extreme mass ratio inspiral (ОЗЕМС, англ. EMRI) — це обертання порівняно легшого об’єкта навколо набагато важчого (у 10000 разів або більше) об'єкта, який поступово втрачає матерію й наближається до масивного об’єкта через емісію гравітаційних хвиль. Такі системи можуть бути в центрах галактик, де можуть бути виявлені компактні об'єкти зоряної маси, такі як чорні діри зоряної маси чи нейтронні зорі, що обертається навколо надмасивної чорної діри. У випадку чорної діри на орбіті навколо іншої чорної діри це подвійна чорна діра крайнього масового співвідношення. Термін ОЗЕМС (англ. EMRI) може бути використаний як коротке позначення для випромінюваної гравітаційної хвилі, а також для позначення самої системи обертання.

image
Художнє враження від простору-часу, породженого орбітальним зближенням екстремального масового співвідношення.

Основна причина наукового інтересу до ОЗЕМС є те, що вони є одним з найбільш перспективних джерел для гравітаційно-хвильової астрономії за умови використання майбутніх космічних детекторів космічного, таких як розвинута космічна антена лазерного інтерферометра — РКАЛІ (англ. eLISA). Якби такі сигнали були надійно виявлені, вони дозволили б точно виміряти масу й кутовий момент центрального об'єкта, що, в свою чергу, зробило б важливий внесок у моделювання формування й еволюції надмасивних чорних дір. Більше того, сигнал гравітаційної хвилі забезпечує детальну карту геометрії простору-часу, що оточує центральний об'єкт, що дозволяє безпрецедентні випробування прогнозів спеціальної теорії відносності в режимі сильної гравітації.

Огляд

Науковий потенціал

image
Характерна деформація-напруженість сигналів ОЗЕМС залежно від частоти. Вони лежать у чутливій зоні для космічних детекторів, таких як LISA — космічна антена лазерного інтерферометра — КАЛІ (англ. LISA) або розвинута космічна антена лазерного інтерферометра — РКАЛІ (англ. eLISA), але за межами смуги для наземних детекторів, таких як лазерно-інтерферометрична гравітаційно-хвильова обсерваторія — ЛІГО (англ. LIGO) або Масиви пульсацій пульсарів (англ. Pulsar timing arrays), такі як європейський EPTA (англ. European Pulsar Timing Array).

Якби успішно виявити гравітаційно-хвильовий сигнал від ОЗЕМС, він приніс би великий обсяг астрофізичних даних. ОЗЕМСи розвиваються повільно і роблять багато обертів (~10000), перш ніж врешті-решт, зливаються в один астрономічний об’єкт. Відтак, гравітаційно-хвильовий сигнал кодує точну карту простору-часу геометрії надмасивної чорної діри. Отже, цей сигнал може бути використаний для точної перевірки передбачень загальної теорії відносності в режимі сильної гравітації; режим, в якому загальна теорія відносності повністю невипробувана. Зокрема, можна з високою точністю перевірити гіпотезу про те, що центральний об'єкт справді є надмасивною чорною дірою шляхом вимірювання квадрупольного моменту гравітаційного поля з точністю до десятих часток відсотка.

Крім того, кожне спостереження системи ОЗЕМСу дозволить точне визначення параметрів системи, в тому числі:

  • Масу і кутовий момент центрального об'єкта з точністю до 1 до 10000. Зібрання статистики маси і кутового моменту великої кількості надмасивних чорних дір має допомогти в пошуках відповіді на питання щодо їх утворення. Якщо кутовий момент надмасивних чорних дір великий, то вони, ймовірно, набули більшу частину маси шляхом поглинання газу з їхнього акреційного диску. Помірні значення кутового моменту покажуть, що об'єкт, швидше за все, утворюється в результаті злиття кількох дрібніших об'єктів з аналогічною масою, у той час як низькі значення покажуть, що маса зростала шляхом поглинання дрібних об'єктів, які надходили з випадкових напрямків.
  • Масу орбітального об'єкту з точністю до 1 до 10000. Природа цих мас може дати цікаві результати в обрахунку компактних об'єктів в ядрах галактик.
  • ексцентриситет (1 до 10000) і (косинус) нахилу (1 до 100-1000) орбіти. Статистичні дані для значень, пов'язаних із формою й орієнтацією орбіти містять інформацію про історію формування цих об'єктів. (Див. нижче розділ Формування.)
  • [en] (5 до 100) і положення (з точністю до 10−3 стерадіан) системи. Оскільки форма сигналу кодує інші параметри системи, ми дізнаємося, наскільки сильний сигнал був, коли він випромінювався. Отже, можна зробити висновок про відстань до системи залежно від спостережуваної сили сигналу (оскільки вона зменшується з пройденою відстанню). На відміну від інших способів визначення відстаней порядку декількох мільярдів світлових років, таке визначення повністю самодостатнє й не покладається на шкалу космічних відстаней. Якщо система може бути узгоджена з оптичним колегою, то це забезпечує повністю незалежний спосіб визначення сталої Габбла на космічних відстанях.
  • Перевірка достовірності гіпотези Керра. Ця гіпотеза стверджує, що всі чорні діри обертаються за типом метрики Керра або метрики Керра-Ньюмена.

Формування

В даний час вважається, що центри більшості (великих) галактик складаються з надмасивної чорної діри масою від 106 до 109 мас Сонця (M☉) в оточенні кластера від 107 до 108 зірок, можливо, в 10 світлових років завширшки, що зветься ядро. Орбіти об'єктів навколо центральної надмасивної чорної діри постійно збурюються через взаємодію типу двох тіл з іншими об'єктами в ядрі, змінюючи форму орбіти. Іноді об'єкт може пройти досить близько до центральної надмасивної чорної діри на своїй орбіті, щоб спричинити велику кількість гравітаційних хвиль, що істотно впливає на орбіту. При певних умовах така орбіта може стати ОЗЕМС.

Для того, щоб стати ОЗЕМС, віддача від випромінювання гравітаційних хвиль повинна бути домінуючою корекцію орбіти (в порівнянні, наприклад, із взаємодією двох тіл). Це вимагає, щоб об'єкти, що обертаються навколо, мусять пройти дуже близько до центральної надмасивної чорної діри. Наслідком цього є те, що об'єкт не може бути великою важкою зіркою, тому що тоді він буде розірваний припливними силами

Однак, якщо об'єкт пройде дуже близько до центральної надмасивної чорної діри, то зробить пряме занурення через горизонт подій. Це дасть короткий насильницький сплеск гравітаційного випромінювання, яке було б важко виявити за допомогою планованих в даний час обсерваторій. Отже, створення ОЗЕМСу вимагає тонкого балансу між об'єктами, що проходить дуже близько і занадто далеко від центральної надмасивної чорної діри. В даний час, найкращі оцінки полягають в тому, що типова надмасивна чорна діра 106 M☉, буде захоплювати ОЗЕМС один раз кожні 106—108 років. Тобто, досвідчити таку подію в нашому Чумацькому Шляху малоймовірно. Проте, такі космічні гравітаційно-хвильової обсерваторії, як LISA, будуть здатні виявити події ОЗЕМСу на рівні космологічних відстаней, що призводить до очікуваної швидкості виявлення десь між кількома і декількома тисячами на рік.

Орбітальні зближення екстремального масового співвідношення, створені таким чином, як правило, мають дуже великі ексцентриситети (e > 0.9999). Початкові, високоексцентричні орбіти можуть також бути джерелом гравітаційних хвиль, що випромінюють короткий сплеск, як компактний об'єкт проходить через периа́псис. Ці гравітаційнj-хвильові сигнали відомі як сплески екстремального масового співвідношення. Оскільки орбіта скорочується через випромінювання гравітаційних хвиль, вона стає більш округлою. Коли вона скоротилася досить для того, щоб випромінювати сильні і часті гравітаційні хвилі, які можна буде постійно виявляти детектором LISA, ексцентриситет зазвичай становить близько 0,7. Оскільки очікується, що розподіл об'єктів в ядрі приблизно сферично симетричний, то, як очікується, не буде ніякої кореляції між вихідної площиною орбітального зближення і спіну центральних надмасивних чорних дір.

У 2011 році було відкрито важливу перешкоду на шляху до утворення ОЗЕМСу. Бар'єр Шварцшильда являє собою верхню межу ексцентриситету орбіт поблизу надмасивної чорної діри. В результаті гравітаційного розсіювання, яке виникає через обертовий момент від злегка асиметричного розподілу маси в ядрі ("резонансної релаксації"), виникає випадкове блукання ексцентриситету кожної зірки. Коли її ексцентриситет стає досить великим, орбіта починає піддаватися релятивістській прецесії, а також ефективність обертового моменту гаситься. Існує критичний ексцентриситет, при кожному значенні великої півосі, при якій зірки "відбиваються" назад до зниження ексцентриситету. Проникнення через бар'єр може відбутися, але темп зародження ОЗЕМСів значно нижчий, ніж можна було б очікувати при відсутності бар'єра. Оцінки темпу створення ОЗЕМСів, зроблені до 2011 року, ігнорували цей ефект.

Однак, два роки по тому стало ясно, що роль спіну центральної надмасивної чорної діри в цьому питанні може мати вирішальне значення. Протягом довгого часу вважалося, що будь-яке ОЗЕМС, що створюється поза деяким критичним радіусом близько сотої частки парсека буде викинуто геть з орбіти захоплення або безпосередньо порине в надмасивну чорну діру на надзвичайно радіальній орбіті. Ці події привели б до одного або кілька спалахів, але не до узгодженого набору тисяч таких. Дійсно, якщо взяти до уваги спін, доведено, що ці орбіти захоплення не поринають, а накопичуються протягом тисячі циклів в смузі детектора. Оскільки вони приводяться в рух послабленням двох тіл, яке є хаотичним за своєю природою, вони не мають бар'єру Шварцшильда і не заблоковані. До того ж, оскільи вони походять з обсягу зоряного розподілу, темпи створення ОЗЕМСів більші. Додатково, через їхній більший ексцентриситет, вони гучніші, що збільшує обсяг виявлення. Таким чином, очікується, що ОЗЕМСи створюються на цих відстанях, шанси створення на таких відстанях домінують у порівнянні з заблокованими ОЗЕМСами, що створюються на відстані сотої частки парсека.

Альтернативи

Відомо кілька альтернативних процесів виникнення орбітальних зближень екстремального масового співвідношення. Одним з можливих варіантів було б для центральної надмасивної чорної діри захопити прохідний об'єкт, який не пов'язаний з нею. Проте, проміжок, в якому об'єкт проходить досить близько до центральної чорної діри, щоб бути захопленим, але досить далеко, щоб уникнути безпосереднього занурення в чорну діру, вкрай малий, через що малоймовірно, що така подія в значній мірі може сприяти очікуваній частоті подій.

Інша можливість присутня, якщо виявляється компактний об'єкт у пов'язаній подвійній системі з іншим об'єктом. Якщо така система проходить досить близько до центральної надмасивної чорної діри, вона розділяється припливними силами, викидаючи один з об'єктів з ядра з високою швидкістю, а інший захоплюється центральною чорною дірою з відносно високою ймовірністю становлення ОЗЕМСу. Якщо більше ніж 1% від компактних об'єктів в ядрі знаходиться в подвійних системах, цей процес може конкурувати з «стандартною» картиною, описаною вище. ОЗЕМСи отримані такими способами, як правило, мають низький ексцентриситет, стаючи майже круговими орбітами на час виявлення детектором LISA.

Третій варіант може відбутися, якщо гігантська зірка проходить досить близько до центральної масивної чорної діри, щоб її зовнішні шари бути викинутими припливними силами, після чого ядро, що залишається, ​​може стати ОЗЕМСом. Проте, залишається неясним, чи зв'язок між серцевиною і зовнішніми шарами гігантських зірок досить сильний для цього процесу, щоб мати достатньо істотний вплив на орбіту ядра.

І, нарешті, надмасивні чорні діри часто супроводжуються речовиною акреційного диску, що стікає в напрямку чорної діри. Якщо цей диск містить досить речовини, нестійкості можуть зруйнуватися, щоб сформувати нові зірки. Якщо досить масивні, вони можуть зруйнуватися, щоб сформувати компактні об'єкти, які автоматично знаходяться на траєкторії для виникнення ОЗЕМСу. Орбітальні зближення екстремального масового співвідношення, створені таким чином, характеризуються тим, що їхня площина орбіти сильно корелює з площиною акреційного диску і спіну надмасивної чорної діри.

Орбітальне зближення середнього масового співвідношення

Окрім чорних дір зоряної маси і надмасивних чорних дів, припускається також існування третього класу чорних дір проміжної маси з масами від 102 до 104 M☉. Один із способів, як це формування може бути можливо, через ряд послідовних зіткнень зірок в молодому скупченні зірок. Якщо такий кластер формується в межах тисячі світлових років від ядра галактики, він буде тонути в напрямку центру через динамічного тертя. Після того, як досить близькі зірки відкинуться припливними силами і чорна діра проміжної маси може продовжитися спіралеподібне кружляння навколо центральної надмасивної чорної діри. Така система з масовим співвідношенням близько 1000 відома як орбітальне зближення проміжного масового співвідношення (ОЗПМС англ. IMRI). Є багато факторів невизначеності в очікуваній частоті таких подій, але деякі розрахунки показують, що може бути до кількох десятків цих подій на рік, що можуть бути виявлені детектором LISA. Якщо ж ці події відбудуться, вони приведуть до надзвичайно сильного сигналу гравітаційної хвилі, що легко може бути виявлений.

Інший можливий шлях виникнення орбітального зближення проміжного масового співвідношення — це захоплення компактного об'єкта зоряної маси за допомогою одного з описаних вище способів чорною діри проміжної маси в кулястому скупченні. Оскільки центральний об'єкт значно менший, ці системи будуть виробляти гравітаційні хвилі з більш високою частотою, відкриваючи можливість виявлення їх наступним поколінням наземних обсерваторій, такими як Вдосконалена LIGO і Вдосконалена Virgo. Хоча частота подій для цих систем є вкрай невизначеною, деякі розрахунки показують, що Вдосконалена LIGO може спостерігати кілька з них на рік.

Моделювання

image
Діаграма показує взаємозв'язок між різними підходами до моделювання орбітальних зближень екстремального масового співвідношення.

Хоча найсильніша гравітаційна хвиля від ОЗЕМСу може бути легко вирізнена з-поміж інструментального шуму детектора гравітаційних хвиль, більшість сигналів будуть глибоко поховані в інструментальному шумі. Проте, оскільки ОЗЕМС пройде через безліч циклів гравітаційних хвиль (~105), перш ніж зробити вирішальний крок у центральну надмасивну чорну діру, повинна ще бути можливість отримати сигнал, використовуючи [en]. У цьому процесі, спостережуваний сигнал порівнюється з шаблоном очікуваного сигналу, посилюючи компоненти, які подібні до теоретичного шаблону. Для того, щоб бути ефективним, це вимагає точних теоретичних передбачень для хвильових форм гравітаційних хвиль, створюваних орбітальним зближенням екстремального масового співвідношення. Це, в свою чергу, вимагає точного моделювання траєкторії ОЗЕМСу.

Рівняння руху в загальній теорії відносності, як відомо, важко розв’язати безпосередньо. Отже, потрібно використовувати якісь схеми апроксимації. Орбітальні зближення екстремального масового співвідношення добре підходять для цього, оскільки маса компактного об'єкта значно менша, ніж центральної надмасивної чорної діри. Це дозволяє знехтувати масою компактного об’єкта або обробити згідно з теорією збурень.

Постн’ютонівське розвинення

Один загальний підхід полягає в розширенні рівнянь руху для об'єкта з точки зору його швидкості, поділеної на швидкість світла, v/c. Це наближення є дуже ефективним, якщо швидкість дуже мала, але стає досить неточним, якщо v/c стає більше, ніж приблизно 0,3. Для подвійних систем, порівнянних за масою, ця межа не досягається аж до останніх декількох циклів орбіти. ОЗЕМСи, однак, провели останні від тисяч до мільйона циклів в цьому режимі, що робить постньютоновські розширення невідповідним інструментом.

Чисельна відносність

Докладніше: Чисельна відносність

Інший підхід полягає в тому, щоб повністю розв’язати рівняння руху чисельно. Нелінійний характер теорії це дуже ускладнює, але значного успіху було досягнуто в чисельному моделюванні заключної фази зближення подвійної системи зірок подібної маси. Велика кількість циклів ОЗЕМС роблять чисто чисельний підхід непомірно дорогим з точки зору часу обчислень.

Гравітаційна само-сила

Велике значення співвідношення мас в ОЗЕМСу відкриває ще один шлях для наближення: розширення в співвідношенні одиниця до маси. У нульовому порядку, шлях легшого об'єкта буде [en] в часопросторі Керра надмасивної чорної діри. Виправлення, пов'язані із скінченним розміром маси легшого об'єкта більш можуть бути включені, по порядку в масовому співвідношенні, як ефективна сила на об'єкті. Ця ефективна сила відома як або як гравітаційна само-сила.

Значного прогресу було досягнуто в розрахунку власної гравітаційної сили для ОЗЕМСів в останнє десятиліття. Числові коди доступні для розрахунку власної гравітаційної сили на будь-якій пов'язаній орбіті навколо чорної діри, що не обертається (Шварцшильда). І значний прогрес був досягнутий для обчислення гравітаційної самосили навколо чорної діри, що обертається.

Зноски

  1. LISA матиме лише невеликий шанс виявлення таких сигналів, якщо вони походять з нашого Чумацького Шляху.

Примітки

  1. Amaro-Seoane, Pau; Gair, Jonathan R.; Freitag, Marc; Miller, M. Coleman; Mandel, Ilya; Cutler, Curt J.; Babak, Stanislav (2007). Intermediate and Extreme Mass-Ratio Inspirals -- Astrophysics, Science Applications and Detection using LISA. Classical and Quantum Gravity. 24 (17): R113—R169. arXiv:astro-ph/0703495. Bibcode:2007CQGra..24R.113A. doi:10.1088/0264-9381/24/17/R01.
  2. Amaro-Seoane, Pau; Aoudia, Sofiane; Babak, Stanislav; Binétruy, Pierre; Berti, Emanuele; Bohé, Alejandro; Caprini, Chiara; Colpi, Monica; Cornish, Neil J; Danzmann, Karsten; Dufaux, Jean-François; Gair, Jonathan; Jennrich, Oliver; Jetzer, Philippe; Klein, Antoine; Lang, Ryan N; Lobo, Alberto; Littenberg, Tyson; McWilliams, Sean T; Nelemans, Gijs; Petiteau, Antoine; Porter, Edward K; Schutz, Bernard F; Sesana, Alberto; Stebbins, Robin; Sumner, Tim; Vallisneri, Michele; Vitale, Stefano; Volonteri, Marta; Ward, Henry; Babak, Stanislav; Binétruy, Pierre; Berti, Emanuele; Bohé, Alejandro; Caprini, Chiara; Colpi, Monica; Cornish, Neil J.; Danzmann, Karsten; Dufaux, Jean-François; Gair, Jonathan; Jennrich, Oliver; Jetzer, Philippe; Klein, Antoine; Lang, Ryan N.; Lobo, Alberto; Littenberg, Tyson; McWilliams, Sean T.; Nelemans, Gijs; Petiteau, Antoine; Porter, Edward K.; Schutz, Bernard F.; Sesana, Alberto; Stebbins, Robin; Sumner, Tim; Vallisneri, Michele; Vitale, Stefano; Volonteri, Marta; Ward, Henry (21 червня 2012). Low-frequency gravitational-wave science with eLISA/NGO. Classical and Quantum Gravity. 29 (12): 124016. arXiv:1202.0839. Bibcode:2012CQGra..29l4016A. doi:10.1088/0264-9381/29/12/124016.
  3. Merritt, David (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN .
  4. Gair, Jonathan; Vallisneri, Michele; Larson, Shane L.; Baker, John G. (2013). Testing General Relativity with Low-Frequency, Space-Based Gravitational-Wave Detectors. Living Reviews in Relativity. 16: 7. arXiv:1212.5575. Bibcode:2013LRR....16....7G. doi:10.12942/lrr-2013-7.
  5. Moore, Christopher; Cole, Robert; Berry, Christopher (19 липня 2013). . Архів оригіналу за 16 квітня 2014. Процитовано 14 квітня 2014.
  6. Glampedakis, Kostas (7 серпня 2005). Extreme mass ratio inspirals: LISA's unique probe of black hole gravity. Classical and Quantum Gravity. 22 (15): S605—S659. arXiv:gr-qc/0509024. Bibcode:2005CQGra..22S.605G. doi:10.1088/0264-9381/22/15/004.
  7. Gair, J. R. (13 грудня 2008). The black hole symphony: probing new physics using gravitational waves. Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. 366 (1884): 4365—4379. Bibcode:2008RSPTA.366.4365G. doi:10.1098/rsta.2008.0170.
  8. Barack, Leor; Cutler, Curt (2004). LISA Capture Sources: Approximate Waveforms, Signal-to-Noise Ratios, and Parameter Estimation Accuracy. Physical Review D. 69 (8): 082005. arXiv:gr-qc/0310125. Bibcode:2004PhRvD..69h2005B. doi:10.1103/PhysRevD.69.082005.
  9. Grace Mason-Jarrett, "Mapping spacetime around supermassive black holes" Things We Don´t Know, 1 July 2014
  10. Berry, C. P. L.; Gair, J. R. (12 грудня 2012). Observing the Galaxy's massive black hole with gravitational wave bursts. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 429 (1): 589—612. arXiv:1210.2778. Bibcode:2013MNRAS.429..589B. doi:10.1093/mnras/sts360.
  11. Merritt, David; Alexander, Tal; Mikkola, Seppo; Will, Clifford (August 2011). Stellar dynamics of extreme-mass-ratio inspirals. Physical Review D. 84 (4): 044024. arXiv:1102.3180. Bibcode:2011PhRvD..84d4024M. doi:10.1103/PhysRevD.84.044024.
  12. Hopman, Clovis; Alexander, Tal (10 липня 2006). Resonant Relaxation near a Massive Black Hole: The Stellar Distribution and Gravitational Wave Sources. The Astrophysical Journal. 645 (2): 1152—1163. arXiv:astro-ph/0601161. Bibcode:2006ApJ...645.1152H. doi:10.1086/504400.
  13. Amaro-Seoane, Pau; Sopuerta, Carlos F.; Freitag, Marc D. (2013). The role of the supermassive black hole spin in the estimation of the EMRI event rate. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,. 429 (4): 3155—3165. arXiv:1205.4713. Bibcode:2013MNRAS.429.3155A. doi:10.1093/mnras/sts572.
  14. Mandel, Ilya; Brown, Duncan A.; Gair, Jonathan R.; Miller, M. Coleman (2008). Rates and Characteristics of Intermediate Mass Ratio Inspirals Detectable by Advanced LIGO. Astrophysical Journal. 681 (2): 1431—1447. arXiv:0705.0285. Bibcode:2008ApJ...681.1431M. doi:10.1086/588246.
  15. Barack, Leor; Sago, Norichika (2007). Gravitational self force on a particle in circular orbit around a Schwarzschild black hole. Physical Review D. 75 (6): 064021. arXiv:gr-qc/0701069. Bibcode:2007PhRvD..75f4021B. doi:10.1103/PhysRevD.75.064021. Barack, Leor; Sago, Norichika (2010). Gravitational self-force on a particle in eccentric orbit around a Schwarzschild black hole. Physical Review D. 81 (8): 084021. arXiv:1002.2386. Bibcode:2010PhRvD..81h4021B. doi:10.1103/PhysRevD.81.084021.
  16. Warburton, Niels; Barack, Leor (2011). Self force on a scalar charge in Kerr spacetime: eccentric equatorial orbits. Physical Review D. 83 (12): 124038. arXiv:1103.0287. Bibcode:2011PhRvD..83l4038W. doi:10.1103/PhysRevD.83.124038.Warburton, Niels; Barack, Leor (2010). Self force on a scalar charge in Kerr spacetime: circular equatorial orbits. Physical Review D. 81 (8): 084039. arXiv:1003.1860. Bibcode:2010PhRvD..81h4039W. doi:10.1103/PhysRevD.81.084039.

Подальше читання

  • Miller, M. Coleman; Alexander, Tal; Amaro-Seoane, Pau; Barth, Aaron J.; Cutler, Curt; Gair, Jonathan R.; Hopman, Clovis; Merritt, David; Phinney, E. Sterl; Richstone, Douglas O. (2010). Probing Stellar Dynamics in Galactic Nuclei. Astro2010 Decadal Survey. 2010: 209. arXiv:0903.0285. Bibcode:2009astro2010S.209M.
  • Hopman, Clovis (2006). Astrophysics of extreme mass ratio inspiral sources. AIP Conference Proceedings. 873: 241—249. arXiv:astro-ph/0608460. doi:10.1063/1.2405050.
  • Amaro-Seoane, Pau (2012). Stellar dynamics and extreme-mass ratio inspirals. Living Reviews in Relativity. yet to appear: 5240. arXiv:1205.5240. Bibcode:2012arXiv1205.5240A.

Посилання

  • Бар'єр Шварцшильда

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

V astrofizici Orbitalne zblizhennya ekstremalnogo masovogo spivvidnoshennya angl Extreme mass ratio inspiral OZEMS angl EMRI ce obertannya porivnyano legshogo ob yekta navkolo nabagato vazhchogo u 10000 raziv abo bilshe ob yekta yakij postupovo vtrachaye materiyu j nablizhayetsya do masivnogo ob yekta cherez emisiyu gravitacijnih hvil Taki sistemi mozhut buti v centrah galaktik de mozhut buti viyavleni kompaktni ob yekti zoryanoyi masi taki yak chorni diri zoryanoyi masi chi nejtronni zori sho obertayetsya navkolo nadmasivnoyi chornoyi diri U vipadku chornoyi diri na orbiti navkolo inshoyi chornoyi diri ce podvijna chorna dira krajnogo masovogo spivvidnoshennya Termin OZEMS angl EMRI mozhe buti vikoristanij yak korotke poznachennya dlya viprominyuvanoyi gravitacijnoyi hvili a takozh dlya poznachennya samoyi sistemi obertannya Hudozhnye vrazhennya vid prostoru chasu porodzhenogo orbitalnim zblizhennyam ekstremalnogo masovogo spivvidnoshennya Osnovna prichina naukovogo interesu do OZEMS ye te sho voni ye odnim z najbilsh perspektivnih dzherel dlya gravitacijno hvilovoyi astronomiyi za umovi vikoristannya majbutnih kosmichnih detektoriv kosmichnogo takih yak rozvinuta kosmichna antena lazernogo interferometra RKALI angl eLISA Yakbi taki signali buli nadijno viyavleni voni dozvolili b tochno vimiryati masu j kutovij moment centralnogo ob yekta sho v svoyu chergu zrobilo b vazhlivij vnesok u modelyuvannya formuvannya j evolyuciyi nadmasivnih chornih dir Bilshe togo signal gravitacijnoyi hvili zabezpechuye detalnu kartu geometriyi prostoru chasu sho otochuye centralnij ob yekt sho dozvolyaye bezprecedentni viprobuvannya prognoziv specialnoyi teoriyi vidnosnosti v rezhimi silnoyi gravitaciyi OglyadNaukovij potencial Harakterna deformaciya napruzhenist signaliv OZEMS zalezhno vid chastoti Voni lezhat u chutlivij zoni dlya kosmichnih detektoriv takih yak LISA kosmichna antena lazernogo interferometra KALI angl LISA abo rozvinuta kosmichna antena lazernogo interferometra RKALI angl eLISA ale za mezhami smugi dlya nazemnih detektoriv takih yak lazerno interferometrichna gravitacijno hvilova observatoriya LIGO angl LIGO abo Masivi pulsacij pulsariv angl Pulsar timing arrays taki yak yevropejskij EPTA angl European Pulsar Timing Array Yakbi uspishno viyaviti gravitacijno hvilovij signal vid OZEMS vin prinis bi velikij obsyag astrofizichnih danih OZEMSi rozvivayutsya povilno i roblyat bagato obertiv 10000 persh nizh vreshti resht zlivayutsya v odin astronomichnij ob yekt Vidtak gravitacijno hvilovij signal koduye tochnu kartu prostoru chasu geometriyi nadmasivnoyi chornoyi diri Otzhe cej signal mozhe buti vikoristanij dlya tochnoyi perevirki peredbachen zagalnoyi teoriyi vidnosnosti v rezhimi silnoyi gravitaciyi rezhim v yakomu zagalna teoriya vidnosnosti povnistyu neviprobuvana Zokrema mozhna z visokoyu tochnistyu pereviriti gipotezu pro te sho centralnij ob yekt spravdi ye nadmasivnoyu chornoyu diroyu shlyahom vimiryuvannya kvadrupolnogo momentu gravitacijnogo polya z tochnistyu do desyatih chastok vidsotka Krim togo kozhne sposterezhennya sistemi OZEMSu dozvolit tochne viznachennya parametriv sistemi v tomu chisli Masu i kutovij moment centralnogo ob yekta z tochnistyu do 1 do 10000 Zibrannya statistiki masi i kutovogo momentu velikoyi kilkosti nadmasivnih chornih dir maye dopomogti v poshukah vidpovidi na pitannya shodo yih utvorennya Yaksho kutovij moment nadmasivnih chornih dir velikij to voni jmovirno nabuli bilshu chastinu masi shlyahom poglinannya gazu z yihnogo akrecijnogo disku Pomirni znachennya kutovogo momentu pokazhut sho ob yekt shvidshe za vse utvoryuyetsya v rezultati zlittya kilkoh dribnishih ob yektiv z analogichnoyu masoyu u toj chas yak nizki znachennya pokazhut sho masa zrostala shlyahom poglinannya dribnih ob yektiv yaki nadhodili z vipadkovih napryamkiv Masu orbitalnogo ob yektu z tochnistyu do 1 do 10000 Priroda cih mas mozhe dati cikavi rezultati v obrahunku kompaktnih ob yektiv v yadrah galaktik ekscentrisitet 1 do 10000 i kosinus nahilu 1 do 100 1000 orbiti Statistichni dani dlya znachen pov yazanih iz formoyu j oriyentaciyeyu orbiti mistyat informaciyu pro istoriyu formuvannya cih ob yektiv Div nizhche rozdil Formuvannya en 5 do 100 i polozhennya z tochnistyu do 10 3 steradian sistemi Oskilki forma signalu koduye inshi parametri sistemi mi diznayemosya naskilki silnij signal buv koli vin viprominyuvavsya Otzhe mozhna zrobiti visnovok pro vidstan do sistemi zalezhno vid sposterezhuvanoyi sili signalu oskilki vona zmenshuyetsya z projdenoyu vidstannyu Na vidminu vid inshih sposobiv viznachennya vidstanej poryadku dekilkoh milyardiv svitlovih rokiv take viznachennya povnistyu samodostatnye j ne pokladayetsya na shkalu kosmichnih vidstanej Yaksho sistema mozhe buti uzgodzhena z optichnim kolegoyu to ce zabezpechuye povnistyu nezalezhnij sposib viznachennya staloyi Gabbla na kosmichnih vidstanyah Perevirka dostovirnosti gipotezi Kerra Cya gipoteza stverdzhuye sho vsi chorni diri obertayutsya za tipom metriki Kerra abo metriki Kerra Nyumena FormuvannyaV danij chas vvazhayetsya sho centri bilshosti velikih galaktik skladayutsya z nadmasivnoyi chornoyi diri masoyu vid 106 do 109 mas Soncya M v otochenni klastera vid 107 do 108 zirok mozhlivo v 10 svitlovih rokiv zavshirshki sho zvetsya yadro Orbiti ob yektiv navkolo centralnoyi nadmasivnoyi chornoyi diri postijno zburyuyutsya cherez vzayemodiyu tipu dvoh til z inshimi ob yektami v yadri zminyuyuchi formu orbiti Inodi ob yekt mozhe projti dosit blizko do centralnoyi nadmasivnoyi chornoyi diri na svoyij orbiti shob sprichiniti veliku kilkist gravitacijnih hvil sho istotno vplivaye na orbitu Pri pevnih umovah taka orbita mozhe stati OZEMS Dlya togo shob stati OZEMS viddacha vid viprominyuvannya gravitacijnih hvil povinna buti dominuyuchoyu korekciyu orbiti v porivnyanni napriklad iz vzayemodiyeyu dvoh til Ce vimagaye shob ob yekti sho obertayutsya navkolo musyat projti duzhe blizko do centralnoyi nadmasivnoyi chornoyi diri Naslidkom cogo ye te sho ob yekt ne mozhe buti velikoyu vazhkoyu zirkoyu tomu sho todi vin bude rozirvanij priplivnimi silami Odnak yaksho ob yekt projde duzhe blizko do centralnoyi nadmasivnoyi chornoyi diri to zrobit pryame zanurennya cherez gorizont podij Ce dast korotkij nasilnickij splesk gravitacijnogo viprominyuvannya yake bulo b vazhko viyaviti za dopomogoyu planovanih v danij chas observatorij Otzhe stvorennya OZEMSu vimagaye tonkogo balansu mizh ob yektami sho prohodit duzhe blizko i zanadto daleko vid centralnoyi nadmasivnoyi chornoyi diri V danij chas najkrashi ocinki polyagayut v tomu sho tipova nadmasivna chorna dira 106 M bude zahoplyuvati OZEMS odin raz kozhni 106 108 rokiv Tobto dosvidchiti taku podiyu v nashomu Chumackomu Shlyahu malojmovirno Prote taki kosmichni gravitacijno hvilovoyi observatoriyi yak LISA budut zdatni viyaviti podiyi OZEMSu na rivni kosmologichnih vidstanej sho prizvodit do ochikuvanoyi shvidkosti viyavlennya des mizh kilkoma i dekilkoma tisyachami na rik Orbitalni zblizhennya ekstremalnogo masovogo spivvidnoshennya stvoreni takim chinom yak pravilo mayut duzhe veliki ekscentrisiteti e gt 0 9999 Pochatkovi visokoekscentrichni orbiti mozhut takozh buti dzherelom gravitacijnih hvil sho viprominyuyut korotkij splesk yak kompaktnij ob yekt prohodit cherez peria psis Ci gravitacijnj hvilovi signali vidomi yak spleski ekstremalnogo masovogo spivvidnoshennya Oskilki orbita skorochuyetsya cherez viprominyuvannya gravitacijnih hvil vona staye bilsh okrugloyu Koli vona skorotilasya dosit dlya togo shob viprominyuvati silni i chasti gravitacijni hvili yaki mozhna bude postijno viyavlyati detektorom LISA ekscentrisitet zazvichaj stanovit blizko 0 7 Oskilki ochikuyetsya sho rozpodil ob yektiv v yadri priblizno sferichno simetrichnij to yak ochikuyetsya ne bude niyakoyi korelyaciyi mizh vihidnoyi ploshinoyu orbitalnogo zblizhennya i spinu centralnih nadmasivnih chornih dir U 2011 roci bulo vidkrito vazhlivu pereshkodu na shlyahu do utvorennya OZEMSu Bar yer Shvarcshilda yavlyaye soboyu verhnyu mezhu ekscentrisitetu orbit poblizu nadmasivnoyi chornoyi diri V rezultati gravitacijnogo rozsiyuvannya yake vinikaye cherez obertovij moment vid zlegka asimetrichnogo rozpodilu masi v yadri rezonansnoyi relaksaciyi vinikaye vipadkove blukannya ekscentrisitetu kozhnoyi zirki Koli yiyi ekscentrisitet staye dosit velikim orbita pochinaye piddavatisya relyativistskij precesiyi a takozh efektivnist obertovogo momentu gasitsya Isnuye kritichnij ekscentrisitet pri kozhnomu znachenni velikoyi pivosi pri yakij zirki vidbivayutsya nazad do znizhennya ekscentrisitetu Proniknennya cherez bar yer mozhe vidbutisya ale temp zarodzhennya OZEMSiv znachno nizhchij nizh mozhna bulo b ochikuvati pri vidsutnosti bar yera Ocinki tempu stvorennya OZEMSiv zrobleni do 2011 roku ignoruvali cej efekt Odnak dva roki po tomu stalo yasno sho rol spinu centralnoyi nadmasivnoyi chornoyi diri v comu pitanni mozhe mati virishalne znachennya Protyagom dovgogo chasu vvazhalosya sho bud yake OZEMS sho stvoryuyetsya poza deyakim kritichnim radiusom blizko sotoyi chastki parseka bude vikinuto get z orbiti zahoplennya abo bezposeredno porine v nadmasivnu chornu diru na nadzvichajno radialnij orbiti Ci podiyi priveli b do odnogo abo kilka spalahiv ale ne do uzgodzhenogo naboru tisyach takih Dijsno yaksho vzyati do uvagi spin dovedeno sho ci orbiti zahoplennya ne porinayut a nakopichuyutsya protyagom tisyachi cikliv v smuzi detektora Oskilki voni privodyatsya v ruh poslablennyam dvoh til yake ye haotichnim za svoyeyu prirodoyu voni ne mayut bar yeru Shvarcshilda i ne zablokovani Do togo zh oskili voni pohodyat z obsyagu zoryanogo rozpodilu tempi stvorennya OZEMSiv bilshi Dodatkovo cherez yihnij bilshij ekscentrisitet voni guchnishi sho zbilshuye obsyag viyavlennya Takim chinom ochikuyetsya sho OZEMSi stvoryuyutsya na cih vidstanyah shansi stvorennya na takih vidstanyah dominuyut u porivnyanni z zablokovanimi OZEMSami sho stvoryuyutsya na vidstani sotoyi chastki parseka Alternativi Vidomo kilka alternativnih procesiv viniknennya orbitalnih zblizhen ekstremalnogo masovogo spivvidnoshennya Odnim z mozhlivih variantiv bulo b dlya centralnoyi nadmasivnoyi chornoyi diri zahopiti prohidnij ob yekt yakij ne pov yazanij z neyu Prote promizhok v yakomu ob yekt prohodit dosit blizko do centralnoyi chornoyi diri shob buti zahoplenim ale dosit daleko shob uniknuti bezposerednogo zanurennya v chornu diru vkraj malij cherez sho malojmovirno sho taka podiya v znachnij miri mozhe spriyati ochikuvanij chastoti podij Insha mozhlivist prisutnya yaksho viyavlyayetsya kompaktnij ob yekt u pov yazanij podvijnij sistemi z inshim ob yektom Yaksho taka sistema prohodit dosit blizko do centralnoyi nadmasivnoyi chornoyi diri vona rozdilyayetsya priplivnimi silami vikidayuchi odin z ob yektiv z yadra z visokoyu shvidkistyu a inshij zahoplyuyetsya centralnoyu chornoyu diroyu z vidnosno visokoyu jmovirnistyu stanovlennya OZEMSu Yaksho bilshe nizh 1 vid kompaktnih ob yektiv v yadri znahoditsya v podvijnih sistemah cej proces mozhe konkuruvati z standartnoyu kartinoyu opisanoyu vishe OZEMSi otrimani takimi sposobami yak pravilo mayut nizkij ekscentrisitet stayuchi majzhe krugovimi orbitami na chas viyavlennya detektorom LISA Tretij variant mozhe vidbutisya yaksho gigantska zirka prohodit dosit blizko do centralnoyi masivnoyi chornoyi diri shob yiyi zovnishni shari buti vikinutimi priplivnimi silami pislya chogo yadro sho zalishayetsya mozhe stati OZEMSom Prote zalishayetsya neyasnim chi zv yazok mizh sercevinoyu i zovnishnimi sharami gigantskih zirok dosit silnij dlya cogo procesu shob mati dostatno istotnij vpliv na orbitu yadra I nareshti nadmasivni chorni diri chasto suprovodzhuyutsya rechovinoyu akrecijnogo disku sho stikaye v napryamku chornoyi diri Yaksho cej disk mistit dosit rechovini nestijkosti mozhut zrujnuvatisya shob sformuvati novi zirki Yaksho dosit masivni voni mozhut zrujnuvatisya shob sformuvati kompaktni ob yekti yaki avtomatichno znahodyatsya na trayektoriyi dlya viniknennya OZEMSu Orbitalni zblizhennya ekstremalnogo masovogo spivvidnoshennya stvoreni takim chinom harakterizuyutsya tim sho yihnya ploshina orbiti silno korelyuye z ploshinoyu akrecijnogo disku i spinu nadmasivnoyi chornoyi diri Orbitalne zblizhennya serednogo masovogo spivvidnoshennya Okrim chornih dir zoryanoyi masi i nadmasivnih chornih div pripuskayetsya takozh isnuvannya tretogo klasu chornih dir promizhnoyi masi z masami vid 102 do 104 M Odin iz sposobiv yak ce formuvannya mozhe buti mozhlivo cherez ryad poslidovnih zitknen zirok v molodomu skupchenni zirok Yaksho takij klaster formuyetsya v mezhah tisyachi svitlovih rokiv vid yadra galaktiki vin bude tonuti v napryamku centru cherez dinamichnogo tertya Pislya togo yak dosit blizki zirki vidkinutsya priplivnimi silami i chorna dira promizhnoyi masi mozhe prodovzhitisya spiralepodibne kruzhlyannya navkolo centralnoyi nadmasivnoyi chornoyi diri Taka sistema z masovim spivvidnoshennyam blizko 1000 vidoma yak orbitalne zblizhennya promizhnogo masovogo spivvidnoshennya OZPMS angl IMRI Ye bagato faktoriv neviznachenosti v ochikuvanij chastoti takih podij ale deyaki rozrahunki pokazuyut sho mozhe buti do kilkoh desyatkiv cih podij na rik sho mozhut buti viyavleni detektorom LISA Yaksho zh ci podiyi vidbudutsya voni privedut do nadzvichajno silnogo signalu gravitacijnoyi hvili sho legko mozhe buti viyavlenij Inshij mozhlivij shlyah viniknennya orbitalnogo zblizhennya promizhnogo masovogo spivvidnoshennya ce zahoplennya kompaktnogo ob yekta zoryanoyi masi za dopomogoyu odnogo z opisanih vishe sposobiv chornoyu diri promizhnoyi masi v kulyastomu skupchenni Oskilki centralnij ob yekt znachno menshij ci sistemi budut viroblyati gravitacijni hvili z bilsh visokoyu chastotoyu vidkrivayuchi mozhlivist viyavlennya yih nastupnim pokolinnyam nazemnih observatorij takimi yak Vdoskonalena LIGO i Vdoskonalena Virgo Hocha chastota podij dlya cih sistem ye vkraj neviznachenoyu deyaki rozrahunki pokazuyut sho Vdoskonalena LIGO mozhe sposterigati kilka z nih na rik ModelyuvannyaDiagrama pokazuye vzayemozv yazok mizh riznimi pidhodami do modelyuvannya orbitalnih zblizhen ekstremalnogo masovogo spivvidnoshennya Hocha najsilnisha gravitacijna hvilya vid OZEMSu mozhe buti legko viriznena z pomizh instrumentalnogo shumu detektora gravitacijnih hvil bilshist signaliv budut gliboko pohovani v instrumentalnomu shumi Prote oskilki OZEMS projde cherez bezlich cikliv gravitacijnih hvil 105 persh nizh zrobiti virishalnij krok u centralnu nadmasivnu chornu diru povinna she buti mozhlivist otrimati signal vikoristovuyuchi en U comu procesi sposterezhuvanij signal porivnyuyetsya z shablonom ochikuvanogo signalu posilyuyuchi komponenti yaki podibni do teoretichnogo shablonu Dlya togo shob buti efektivnim ce vimagaye tochnih teoretichnih peredbachen dlya hvilovih form gravitacijnih hvil stvoryuvanih orbitalnim zblizhennyam ekstremalnogo masovogo spivvidnoshennya Ce v svoyu chergu vimagaye tochnogo modelyuvannya trayektoriyi OZEMSu Rivnyannya ruhu v zagalnij teoriyi vidnosnosti yak vidomo vazhko rozv yazati bezposeredno Otzhe potribno vikoristovuvati yakis shemi aproksimaciyi Orbitalni zblizhennya ekstremalnogo masovogo spivvidnoshennya dobre pidhodyat dlya cogo oskilki masa kompaktnogo ob yekta znachno mensha nizh centralnoyi nadmasivnoyi chornoyi diri Ce dozvolyaye znehtuvati masoyu kompaktnogo ob yekta abo obrobiti zgidno z teoriyeyu zburen Postn yutonivske rozvinennya Odin zagalnij pidhid polyagaye v rozshirenni rivnyan ruhu dlya ob yekta z tochki zoru jogo shvidkosti podilenoyi na shvidkist svitla v c Ce nablizhennya ye duzhe efektivnim yaksho shvidkist duzhe mala ale staye dosit netochnim yaksho v c staye bilshe nizh priblizno 0 3 Dlya podvijnih sistem porivnyannih za masoyu cya mezha ne dosyagayetsya azh do ostannih dekilkoh cikliv orbiti OZEMSi odnak proveli ostanni vid tisyach do miljona cikliv v comu rezhimi sho robit postnyutonovski rozshirennya nevidpovidnim instrumentom Chiselna vidnosnist Dokladnishe Chiselna vidnosnist Inshij pidhid polyagaye v tomu shob povnistyu rozv yazati rivnyannya ruhu chiselno Nelinijnij harakter teoriyi ce duzhe uskladnyuye ale znachnogo uspihu bulo dosyagnuto v chiselnomu modelyuvanni zaklyuchnoyi fazi zblizhennya podvijnoyi sistemi zirok podibnoyi masi Velika kilkist cikliv OZEMS roblyat chisto chiselnij pidhid nepomirno dorogim z tochki zoru chasu obchislen Gravitacijna samo sila Velike znachennya spivvidnoshennya mas v OZEMSu vidkrivaye she odin shlyah dlya nablizhennya rozshirennya v spivvidnoshenni odinicya do masi U nulovomu poryadku shlyah legshogo ob yekta bude en v chasoprostori Kerra nadmasivnoyi chornoyi diri Vipravlennya pov yazani iz skinchennim rozmirom masi legshogo ob yekta bilsh mozhut buti vklyucheni po poryadku v masovomu spivvidnoshenni yak efektivna sila na ob yekti Cya efektivna sila vidoma yak abo yak gravitacijna samo sila Znachnogo progresu bulo dosyagnuto v rozrahunku vlasnoyi gravitacijnoyi sili dlya OZEMSiv v ostannye desyatilittya Chislovi kodi dostupni dlya rozrahunku vlasnoyi gravitacijnoyi sili na bud yakij pov yazanij orbiti navkolo chornoyi diri sho ne obertayetsya Shvarcshilda I znachnij progres buv dosyagnutij dlya obchislennya gravitacijnoyi samosili navkolo chornoyi diri sho obertayetsya ZnoskiLISA matime lishe nevelikij shans viyavlennya takih signaliv yaksho voni pohodyat z nashogo Chumackogo Shlyahu PrimitkiAmaro Seoane Pau Gair Jonathan R Freitag Marc Miller M Coleman Mandel Ilya Cutler Curt J Babak Stanislav 2007 Intermediate and Extreme Mass Ratio Inspirals Astrophysics Science Applications and Detection using LISA Classical and Quantum Gravity 24 17 R113 R169 arXiv astro ph 0703495 Bibcode 2007CQGra 24R 113A doi 10 1088 0264 9381 24 17 R01 Amaro Seoane Pau Aoudia Sofiane Babak Stanislav Binetruy Pierre Berti Emanuele Bohe Alejandro Caprini Chiara Colpi Monica Cornish Neil J Danzmann Karsten Dufaux Jean Francois Gair Jonathan Jennrich Oliver Jetzer Philippe Klein Antoine Lang Ryan N Lobo Alberto Littenberg Tyson McWilliams Sean T Nelemans Gijs Petiteau Antoine Porter Edward K Schutz Bernard F Sesana Alberto Stebbins Robin Sumner Tim Vallisneri Michele Vitale Stefano Volonteri Marta Ward Henry Babak Stanislav Binetruy Pierre Berti Emanuele Bohe Alejandro Caprini Chiara Colpi Monica Cornish Neil J Danzmann Karsten Dufaux Jean Francois Gair Jonathan Jennrich Oliver Jetzer Philippe Klein Antoine Lang Ryan N Lobo Alberto Littenberg Tyson McWilliams Sean T Nelemans Gijs Petiteau Antoine Porter Edward K Schutz Bernard F Sesana Alberto Stebbins Robin Sumner Tim Vallisneri Michele Vitale Stefano Volonteri Marta Ward Henry 21 chervnya 2012 Low frequency gravitational wave science with eLISA NGO Classical and Quantum Gravity 29 12 124016 arXiv 1202 0839 Bibcode 2012CQGra 29l4016A doi 10 1088 0264 9381 29 12 124016 Merritt David 2013 Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei Princeton NJ Princeton University Press ISBN 9781400846122 Gair Jonathan Vallisneri Michele Larson Shane L Baker John G 2013 Testing General Relativity with Low Frequency Space Based Gravitational Wave Detectors Living Reviews in Relativity 16 7 arXiv 1212 5575 Bibcode 2013LRR 16 7G doi 10 12942 lrr 2013 7 Moore Christopher Cole Robert Berry Christopher 19 lipnya 2013 Arhiv originalu za 16 kvitnya 2014 Procitovano 14 kvitnya 2014 Glampedakis Kostas 7 serpnya 2005 Extreme mass ratio inspirals LISA s unique probe of black hole gravity Classical and Quantum Gravity 22 15 S605 S659 arXiv gr qc 0509024 Bibcode 2005CQGra 22S 605G doi 10 1088 0264 9381 22 15 004 Gair J R 13 grudnya 2008 The black hole symphony probing new physics using gravitational waves Philosophical Transactions of the Royal Society A Mathematical Physical and Engineering Sciences 366 1884 4365 4379 Bibcode 2008RSPTA 366 4365G doi 10 1098 rsta 2008 0170 Barack Leor Cutler Curt 2004 LISA Capture Sources Approximate Waveforms Signal to Noise Ratios and Parameter Estimation Accuracy Physical Review D 69 8 082005 arXiv gr qc 0310125 Bibcode 2004PhRvD 69h2005B doi 10 1103 PhysRevD 69 082005 Grace Mason Jarrett Mapping spacetime around supermassive black holes Things We Don t Know 1 July 2014 Berry C P L Gair J R 12 grudnya 2012 Observing the Galaxy s massive black hole with gravitational wave bursts Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 429 1 589 612 arXiv 1210 2778 Bibcode 2013MNRAS 429 589B doi 10 1093 mnras sts360 Merritt David Alexander Tal Mikkola Seppo Will Clifford August 2011 Stellar dynamics of extreme mass ratio inspirals Physical Review D 84 4 044024 arXiv 1102 3180 Bibcode 2011PhRvD 84d4024M doi 10 1103 PhysRevD 84 044024 Hopman Clovis Alexander Tal 10 lipnya 2006 Resonant Relaxation near a Massive Black Hole The Stellar Distribution and Gravitational Wave Sources The Astrophysical Journal 645 2 1152 1163 arXiv astro ph 0601161 Bibcode 2006ApJ 645 1152H doi 10 1086 504400 Amaro Seoane Pau Sopuerta Carlos F Freitag Marc D 2013 The role of the supermassive black hole spin in the estimation of the EMRI event rate Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 429 4 3155 3165 arXiv 1205 4713 Bibcode 2013MNRAS 429 3155A doi 10 1093 mnras sts572 Mandel Ilya Brown Duncan A Gair Jonathan R Miller M Coleman 2008 Rates and Characteristics of Intermediate Mass Ratio Inspirals Detectable by Advanced LIGO Astrophysical Journal 681 2 1431 1447 arXiv 0705 0285 Bibcode 2008ApJ 681 1431M doi 10 1086 588246 Barack Leor Sago Norichika 2007 Gravitational self force on a particle in circular orbit around a Schwarzschild black hole Physical Review D 75 6 064021 arXiv gr qc 0701069 Bibcode 2007PhRvD 75f4021B doi 10 1103 PhysRevD 75 064021 Barack Leor Sago Norichika 2010 Gravitational self force on a particle in eccentric orbit around a Schwarzschild black hole Physical Review D 81 8 084021 arXiv 1002 2386 Bibcode 2010PhRvD 81h4021B doi 10 1103 PhysRevD 81 084021 Warburton Niels Barack Leor 2011 Self force on a scalar charge in Kerr spacetime eccentric equatorial orbits Physical Review D 83 12 124038 arXiv 1103 0287 Bibcode 2011PhRvD 83l4038W doi 10 1103 PhysRevD 83 124038 Warburton Niels Barack Leor 2010 Self force on a scalar charge in Kerr spacetime circular equatorial orbits Physical Review D 81 8 084039 arXiv 1003 1860 Bibcode 2010PhRvD 81h4039W doi 10 1103 PhysRevD 81 084039 Podalshe chitannyaMiller M Coleman Alexander Tal Amaro Seoane Pau Barth Aaron J Cutler Curt Gair Jonathan R Hopman Clovis Merritt David Phinney E Sterl Richstone Douglas O 2010 Probing Stellar Dynamics in Galactic Nuclei Astro2010 Decadal Survey 2010 209 arXiv 0903 0285 Bibcode 2009astro2010S 209M Hopman Clovis 2006 Astrophysics of extreme mass ratio inspiral sources AIP Conference Proceedings 873 241 249 arXiv astro ph 0608460 doi 10 1063 1 2405050 Amaro Seoane Pau 2012 Stellar dynamics and extreme mass ratio inspirals Living Reviews in Relativity yet to appear 5240 arXiv 1205 5240 Bibcode 2012arXiv1205 5240A PosilannyaBar yer Shvarcshilda

Дата публікації:
Топ