¿Por qué la fusión de estrella de neutrón de la señal última mucho más de las señales de la fusión de agujeros negros?

Question

Recientemente, LIGO y Virgo con éxito detectó nuevas señales de ondas gravitacionales. Esta vez, en lugar de la colisión de agujeros negros, es un par de colisión de estrellas de neutrones. Esta colisión emite luz y las ondas gravitacionales.

He leído en CNN: Primero.-visto estrella de neutrones colisión que esta colisión había una señal que se prolongó durante 100 segundos. He leído antes que la primera onda gravitacional de la detección de dos colisión de agujeros negros había una señal que dura una fracción de segundo, y esto también es una indicación de cuánto tiempo la fusión se lleva a cabo. Es esto correcto?

Si es así, si la colisión de estrellas de neutrones tiene señal duradera para 100s, eso no significa que la fusión toma un tiempo más largo? Además, si la fusión de dos agujeros negros se suceden casi al instante (tiempo corto), entonces ¿por qué la fusión de dos estrellas de neutrones tomar más cantidad de tiempo?

Answer 1

No es que la fusión de dos estrellas de neutrones lleva más tiempo, el movimiento en órbita espiral y de la fusión de un par de estrellas de neutrones sólo pasa más tiempo en el rango de frecuencia donde LIGO es más sensible. Déjeme que se lo explique con más detalle.

LIGO es sensible únicamente a la existencia de las ondas gravitacionales con frecuencias de entre aprox. 10 Hz y 10 kHz. (Ver LIGO curva de sensibilidad). Como se ha discutido mucho en los anuncios de prensa, la existencia de las ondas gravitacionales a partir de la fusión de un binario compacto seguir un "chirrido" patrón creciente, tanto en amplitud y frecuencia hasta que se corta en la fusión. La frecuencia máxima alcanzada es inversamente proporcional a la "chirrido de masa" en un lugar arcance combinación de las masas de los dos componentes de la binaria.

El resultado de esto, es que el más pesado de los binarios tienen un menor frecuencia máxima de ligeros binarios. Para el primer caso, GW150914, que era muy pesado, esto significaba que la LIGO solo era sensible a la última parte de el movimiento en órbita espiral (sólo los últimos ciclos). El más ligero BH binario de fusión hasta la fecha, GW151226, ya pasó mucho más ciclos de su movimiento en órbita espiral en LIGO del rango de sensibilidad.

Ahora las estrellas de neutrones son, obviamente, aún más ligero, lo que permite LIGO a ver aún más de los ciclos de movimiento en órbita espiral antes de la fusión (alrededor de 3000). De hecho, para el GW170817, el final de la fusión ocurre en un rango de frecuencia donde LIGO ya no es más que sensible. Los datos más precisos se obtiene a partir de la fase de movimiento en órbita espiral.

Answer 2

Es porque los binarios de menor masa tiene un chirrido de frecuencia y amplitud que evoluciona mucho más lentamente que para un binario de mayor masa con el mismo periodo orbital. Esto es debido a que la velocidad orbital de la pérdida de energía debido a la GWs es mucho mayor para una mayor masa binario.

No existe una gran diferencia entre el GW de la señal producida por la fusión de agujeros negros y estrellas de neutrones de masa similar hasta justo antes de la fusión, cuando las estrellas de neutrones pueden marealmente se deforman. Este punto fue alcanzado en una frecuencia más allá de la LIGO de la sensibilidad y de hecho la LIGO GW observaciones no fueron cpabale en su propio distinguir entre NS/BH binario posibilidades. La diferencia entre este LIGO GW de la señal y el anterior BH binario de detecciones es sólo debido a la masa total de los sistemas involucrados, no su naturaleza.

Hay un par de cosas que están pasando aquí.

La amplitud de la señal a partir de una mezcla binaria es $$h \sim 10^{-22} \left(\frac{M}{2.8M_{\odot}}\right)^{5/3}\left(\frac{0.01{\rm s}}{P}\right)^{2/3}\left(\frac{100 {\rm Mpc}}{d}\right),$$ donde $M$ es la masa total del sistema en masas solares, $P$ es la instantánea periodo orbital en segundos y $d$ es la distancia en 100s de Mpc. $h \sim 10^{-22}$ es un número razonable para la sensibilidad de LIGO a ondas gravitacionales cepa que es más sensible (en las frecuencias de 30-1000 Hz).

La fusión de agujero negro de las fuentes anteriormente visto por LIGO eran mucho más grandes que la fusión de estrellas de neutrones en binario por un factor de aproximadamente 10-20. Por otro lado, eran más que un factor de 10 o más distantes. Por lo tanto, en una frecuencia similar (es decir, en el mismo período orbital) la estrella de neutrones de fusión producido una ligera reducción de la amplitud que el agujero negro de las fusiones.

Nota a pesar de que la amplitud se hace más grande a medida que el período se hace más pequeño (y la frecuencia se hace más grande) y el binario inspirals. El tiempo de evolución de la frecuencia depende de la chirrido de masa, el cual es dado por $$M_C = \frac{(m_1 m_2)^{3/5}}{(m_1+m_2)^{1/5}}$$ y la tasa de cambio de frecuencia es $$\frac{df}{dt} = \frac{96 \pi^{8/3}}{5} f^{11/3} \left(\frac{GM_C}{c^3}\right)^{5/3}.$$

Así que a una frecuencia dada, la velocidad de cambio de frecuencia y la tasa de cambio de GW amplitud dependen únicamente de la chirrido de la masa; la escala de tiempo para la fusión de una frecuencia dada se puede aproximar como $\tau \sim f/\dot{f} \propto M_C^{-5/3}$.

Para la fusión de estrellas de neutrones en binario, $M_C = 1.19M_{\odot}$. Para el agujero negro de los archivos binarios que se encuentran tan lejos, $9 < M_C/M_{\odot} <30$, por lo que la frecuencia y la amplitud de la evolución de estos es mucho más rápido. Para el agujero negro binarios esto significa que a medida que se hacen visibles en LIGO sensible del rango de frecuencia ($> 20$ Hz), que están en órbita con un período de 0.1 s, pero su frecuencia está aumentando en 50 a 200 veces la velocidad a la que está aumentando en una estrella de neutrones binario en el mismo periodo orbital. Por lo tanto la comparación de los plazos para la fusión de 1s vs 100s.