Como señala Stephane Geneve [Editar: creo que me refería a Bill Riemers, lo siento], este no es un escenario astrofísicamente probable, pero para aproximaciones lo suficientemente cercanas debería dar lugar a la fusión en un solo agujero negro más una considerable radiación gravitacional.
Este tema es lo suficientemente interesante como para haber sido estudiado en la investigación de la relatividad numérica, con aplicaciones sobre si se pueden producir microagujeros negros en colisiones de física de partículas (particularmente si la gravedad se propaga en dimensiones espaciales adicionales). Encontré un artículo de revisión [1502.06853] Sondeo de gravedad de campo fuerte a través de simulaciones numéricas publicado en General Relativity and Gravitation; Sus referencias más relevantes se citan a continuación. La situación es demasiado complicada para tratarla analíticamente, pero hagamos algunas notas al final del sobre para poner las simulaciones numéricas en contexto:
A 0.9999 c, el factor gamma relativista sería 70.7, ciertamente ultra relativista (y aparentemente demasiado alto para una simulación fácil). La contracción de la longitud relativista convierte el estado inicial básicamente en dos “tortitas” planas de ondas de choque de espacio curvo, con espacio plano en todas partes. Esperamos que los agujeros se fusionen si su parámetro de impacto es varias veces su radio de Schwarzschild; compárese con la sección transversal de absorción de fotones de un agujero negro (el parámetro de impacto crítico para la absorción es [matemática] b = \ sqrt {27/4} r_s = 2.6 [/ matemática] radios de Schwarzschild), luego tenga en cuenta que si el “fotón” se promueve energía lo suficientemente alta como para atraer significativamente el agujero negro, debe aumentar la facilidad de la colisión.
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Para los agujeros negros que se acercan a su centro de masa con parámetros de impacto [matemática] b [/ matemática], cada uno con momento [matemático] p = m \ gamma v \ aproximadamente 70.7 mc [/ matemático], el momento angular orbital es [matemático] J = 2 pb [/ matemáticas]. Después de fusionarse, el momento angular del agujero Kerr no puede exceder su masa al cuadrado:
[matemáticas] 1> J / M ^ 2 [G / c] = 2 bm \ gamma v / [G / c] (2 m \ gamma) ^ 2 = b / \ gamma r_s [/ math]
Pérdida de radiación gravitacional más o menos de energía y momento angular.
El trabajo publicado concluye que genéricamente en el orden del 30% de la energía inicial se irradia, y la mayoría del momento angular, para dejar un agujero Kerr post-fusión que gira casi al máximo. [Editar: o un agujero combinado que no gira para una colisión frontal, [matemática] b = 0, [/ matemática] sin momento angular.]
[225] Shibata, Masaru, Okawa, Hirotada y Yamamoto, Tetsuro. 2008. Phys.
Rev. D , 78, 101501 (R). [0810.4735] Colisión a alta velocidad de dos agujeros negros Estudiamos la colisión no asimétrica de dos agujeros negros (BHs) con una alta velocidad v = | dx ^ i / dx ^ 0 | = 0.6–0.9c en el infinito, donde x ^ μ denota coordenadas de cuatro dimensiones. Preparamos dos BH potenciados para la condición inicial que es diferente de la calculada por un enfoque de punción móvil simple. Por extrapolación de los resultados numéricos, encontramos que el parámetro de impacto tiene que ser menor que ≈ 2.5 G M_0 / c ^ 2 para la formación de un BH en la colisión para v → c, donde M_0 c ^ 2 es la masa ADM total inicial energía del sistema. Para el valor crítico del parámetro de impacto, el 20–30% de la energía de masa y el 60–70% del momento angular se disipan por radiación gravitacional para v = 0.6–0.9c.
[226] Sperhake, Ulrich y col. 2009. Phys.Rev.Lett. , 103, 131102. [0907.1252] Sección transversal, giro final y comportamiento de giro de zoom en colisiones de agujeros negros de alta energía. Estudiamos la colisión de dos agujeros negros altamente rotados, de masa igual y altamente potenciados con parámetro de impacto genérico. Encontramos que dichos sistemas exhiben un comportamiento de giro de zoom cuando se ajusta el parámetro de impacto. Cerca del umbral de la fusión inmediata, el parámetro Kerr del agujero negro remanente puede ser casi máximo (a / M aproximadamente 0,95) y la energía radiada puede ser tan grande como el 35% de la energía del centro de masa.
[227] Sperhake, Ulrich y col. 2011. Phys.Rev. D, 83, 024037. [1011.3281] Superkicks en encuentros ultrarelativistas de agujeros negros giratorios
[228] Sperhake, Ulrich, Berti, Emanuele, Cardoso, Vitor y Pretorius, Frans.
2013. Phys.Rev.Lett. , 111, 041101. [1211.6114] Universalidad, máxima radiación y absorción en colisiones de alta energía de agujeros negros con espín Exploramos el impacto de los espines de los agujeros negros en la dinámica de las colisiones de alta energía. Reportamos resultados de simulaciones numéricas con factores gamma hasta 2.49 y parámetro de giro adimensional +0.85, +0.6, 0, -0.6, -0.85. Encontramos que el umbral de dispersión se vuelve independiente del giro en las grandes energías del centro de masa, confirmando conjeturas previas de que la estructura no importa en colisiones ultrarelativistas. Además, se ha argumentado que en este límite toda la energía cinética del sistema puede irradiarse ajustando el parámetro de impacto al umbral. Por el contrario, encontramos que solo alrededor del 60% de la energía cinética se irradia para gamma = 2.49. Al monitorear horizontes aparentes antes y después de los eventos de dispersión, mostramos que la “energía faltante” es absorbida por los agujeros negros individuales en el encuentro, y además los giros de los agujeros negros individuales cambian significativamente. Apoyamos esta conclusión con cálculos perturbativos. Una extrapolación de nuestros resultados al límite gamma-> infinito sugiere que aproximadamente la mitad de la energía del centro de masa del sistema puede emitirse en radiación gravitacional, mientras que el resto debe convertirse en masa en reposo y energía giratoria.
