Scontro tra buchi neri supermassicci fra 100 anni? Abbiamo verificato i calcoli

Due buchi neri in collisione

Cosa succede quando due buchi neri supermassicci si scontrano? Nessuno l'ha visto. Buchi neri più piccoli, da poche a oltre cento volte la massa del Sole, si vedono regolarmente scontrarsi. Dal duemilaquindici, i rivelatori di onde gravitazionali hanno catalogato oltre duecento collisioni candidate e rilevate.

Un'onda gravitazionale è un'increspatura dello spazio, emessa quando oggetti pesanti orbitano. Ma i giganti al centro delle maggiori galassie sono diversi. Pesano fino a decine di miliardi di Soli. Nell'aprile del duemilaventisei, un gruppo guidato da Silke Britzen, del Max Planck Institute for Radio Astronomy di Bonn, ha annunciato una coppia candidata ravvicinata.

La galassia è Markarian cinquecentouno. Il comunicato diceva che i due buchi neri "potrebbero fondersi in appena cento anni", a seconda delle masse reali. Il titolo della Max Planck Society terminava con: "Rilevata la prima coppia ravvicinata di buchi neri supermassicci?" Quel punto interrogativo guida il video.

Parte rassicurante: la galassia dista più di quattrocentoquaranta milioni di anni luce. Un anno luce è la distanza percorsa dalla luce in un anno: circa nove bilioni e mezzo di chilometri. Lì nulla può toccare la Terra. Perché due buchi neri giganteschi finirebbero insieme?

Che cosa hanno visto gli astronomi? Da dove vengono i "cento anni", e reggono? Se si fondessero, qualcuno se ne accorgerebbe? Abbiamo letto lo studio, rifatto i calcoli e vi mostreremo da dove viene ogni numero.

Le galassie collidono, e lo stesso dovrebbe accadere ai loro buchi neri

Partiamo dai giganti. Un buco nero supermassiccio va da circa centomila a decine di miliardi di masse solari. Le galassie si attirano, si scontrano e si fondono lentamente. Fondendosi, ciascuna porta il suo buco nero centrale.

Prima o poi, i due buchi neri dovrebbero incontrarsi. Ecco una fusione a metà. Questa è NGC seimiladuecentoquaranta, a circa quattrocento milioni di anni luce. Nel bagliore ci sono due buchi neri supermassicci, separati da circa tremila anni luce.

Una coppia più stretta è stata trovata nella galassia zero quattro zero due più trecentosettantanove. Gli astronomi usano il parsec: equivale a circa tre virgola tre anni luce. In zero quattro zero due più trecentosettantanove, distano circa sette parsec, cioè circa ventitré anni luce. Insieme pesano circa quindici miliardi di Soli; l'orbita dura circa trentamila anni.

È a circa settecentocinquanta milioni di anni luce e nel duemiladiciassette astronomi riportarono indizi che i due orbitano. Perfino Roger Romani, astronomo dello studio, avrebbe voluto un sistema con un'orbita "entro pochi decenni". Non abbiamo visto chiaramente l'ultimo passaggio: una coppia prossima alla fusione. E quel passaggio è difficile da cogliere.

Il problema del parsec finale per i buchi neri

Nel millenovecentoottanta, Mitchell Begelman, Roger Blandford e Martin Rees scrissero un breve articolo su Nature. Si chiesero cosa accada se una galassia attiva ospita due buchi neri massicci in orbita. Una galassia attiva ha un buco nero centrale che si alimenta e brilla. Dissero che questo potrebbe spiegare getti radio curvi o in precessione.

Un getto è gas caldo e carico, espulso vicino al buco nero a velocità prossima alla luce. Precessare è oscillare come una trottola, con l'asse che traccia un cerchio. Dissero anche che poteva verificarsi cercando gli effetti diretti dell'orbita. All'inizio ogni buco nero sprofonda al centro per il cosiddetto attrito dinamico.

È la resistenza che un oggetto pesante sente trascinando stelle con la gravità. Quando formano una coppia legata, si avvicinano espellendo stelle. Una stella vicina viene scagliata via come un sasso da una fionda. Ogni stella sottrae un po' di energia orbitale alla coppia, che si restringe.

Pensate a due pattinatori per mano che lanciano palle pesanti fuori: ogni lancio li avvicina. Ma nei modelli semplici, con galassia sferica senza collisioni, finisce presto la riserva di stelle sulle orbite giuste. La teoria prevedeva che la coppia si bloccasse a circa un parsec. Anche le onde gravitazionali toglierebbero energia, ma lì sono troppo deboli.

Restringere l'orbita solo con le onde gravitazionali richiederebbe più dell'età dell'universo. È il problema dell'ultimo parsec dei buchi neri, termine introdotto da Milos Milosavljevic e David Merritt in un articolo del duemilatre. Sono state proposte varie soluzioni. Una dice che le galassie reali non sono perfettamente rotonde.

In una galassia schiacciata, detta triassiale, le stelle cadono ancora su nuove orbite verso il centro. Uno studio del duemilaquindici ha trovato che basta a risolvere il problema, con fusioni in circa un miliardo di anni o meno. Un'altra propone un terzo buco nero da una fusione successiva, che avvicina la coppia. Una terza, del duemilaventiquattro, riguarda la materia oscura.

La materia oscura è la massa invisibile che tiene insieme le galassie; la rileviamo solo con la gravità. Se le particelle di materia oscura possono urtarsi, un grumo denso attorno ai buchi neri si rifornisce e la resistenza continua. In quel modello, una coppia con buco nero principale di circa tre miliardi di Soli potrebbe fondersi in circa cento milioni fino a un miliardo di anni. Ma persino i sostenitori dicono che i dati attuali non distinguono ancora questo effetto da stelle e gas.

Il problema dell'ultimo parsec ha soluzioni possibili, ma nessuno sa quale funzioni nelle galassie reali. Una coppia confermata molto entro un parsec sarebbe forte prova che alcune galassie superano la barriera dell'ultimo parsec.

Markarian 501, un vecchio sospettato

Markarian cinquecentouno è un blazar. Un blazar è una galassia attiva col getto quasi diretto verso di noi, quindi estremamente brillante. Brilla anche nei raggi gamma ad altissima energia: gli astronomi lo chiamano blazar TeV. È tra i blazar conosciuti più vicini, con redshift zero virgola zero trentaquattro.

Il redshift misura quanto l'espansione dell'universo stira la luce fino a noi; numeri piccoli indicano vicinanza. È nella costellazione di Ercole. Gli astronomi sospettavano già che nascondesse due buchi neri. Nel duemila, Frank Rieger e Karl Mannheim notarono un ritmo di circa ventitré giorni nei brillamenti X e gamma dell'esplosione del millenovecentonovantasette.

Proposero un binario con orbita da circa sei a quattordici anni. Era un modello diverso, con numeri diversi, da quello oggi sulle notizie. Nel duemilaventitré, il gruppo di Silke Britzen esaminò ventitré anni di immagini radio di Markarian cinquecentouno. Venivano dal Very Long Baseline Array: dieci antenne identiche di venticinque metri, dalle Hawaii alle Isole Vergini americane.

Registrati in ogni sito e combinati dopo, i segnali fanno lavorare le antenne come un telescopio largo circa ottomila chilometri. Così distanti, le antenne mostrano dettagli molto più fini di una singola. Trovarono il getto interno e quello esterno, molto più grande, orientati a circa novanta gradi l'uno dall'altro. Alcune strutture del getto si spostavano di lato, perpendicolari al getto.

Quello studio non sosteneva l'esistenza di un binario: indicava una base del getto oscillante e un binario solo come possibilità da verificare.

Un secondo getto

Il nuovo studio, pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, ha usato immagini più nitide dello stesso array. Il gruppo ha rianalizzato ottantatré osservazioni dal duemilaundici al duemilaventitré, a quarantatré gigahertz. Una frequenza radio più alta dà immagini più nitide: quarantatré gigahertz mostra dettagli più fini dei quindici gigahertz usati prima. Le hanno confrontate con risultati precedenti a quindici e otto gigahertz.

Oltre al getto noto, ne riportano uno che sembra partire dal lato opposto al getto principale, il controgetto, e avvolgersi attorno al nucleo. Lo chiamano Jet due. Il comunicato dice che punta in una direzione diversa dal getto principale, quindi era più difficile da trovare. Lo studio suggerisce che immagini precedenti lo abbiano scambiato per il bordo luminoso del getto principale.

Britzen ha detto: "Lo abbiamo cercato per così tanto tempo, e poi è stata una sorpresa totale scoprire che non solo riuscivamo a vedere un secondo getto, ma persino seguirne il movimento." Nelle sue parole: "Valutare i dati era come stare su una nave." A quarantatré gigahertz, l'intero sistema di getti si sposta di lato in circa sette anni.

La luminosità totale sale e scende con un ciclo simile, di circa sette virgola quattro anni. La luminosità del nucleo suggerisce un ritmo molto più breve, di circa centoventuno giorni. Il registro della luminosità nel tempo si chiama curva di luce. Lo stesso studio dice che quel periodo di centoventuno giorni "non è ben vincolato".

Il movimento di Jet due sembrava riportarlo alla stessa forma circa ogni centoquarantasei giorni, con un margine di circa tre settimane. Il gruppo ritiene che ogni getto provenga dal proprio buco nero e che i due orbitino l'uno intorno all'altro ogni pochi mesi. Il piano orbitale oscilla lentamente e fa ruotare i getti ogni sette anni. Secondo loro, un binario così "può ragionevolmente spiegare" ciò che vedono.

Con masse uguali, l'abstract colloca ogni buco nero tra circa cento milioni e un miliardo di Soli. I due buchi neri sarebbero distanti fra ventisette e centoventotto raggi di Schwarzschild. Un raggio di Schwarzschild è la dimensione del punto di non ritorno di un buco nero. Per un buco nero di un miliardo di Soli, è circa venti volte la distanza Terra-Sole.

Il comunicato lo diceva così: da circa duecentocinquanta a cinquecentoquaranta volte la distanza Terra-Sole. La distanza Terra-Sole, circa centocinquanta milioni di chilometri, si chiama unità astronomica. È al massimo di circa zero virgola zero zero ventisei parsec. Questa coppia sarebbe oltre duemila volte più vicina della coppia in zero quattro zero due più trecentosettantanove, ben dentro l'ultimo parsec.

Dalla Terra, la separazione sarebbe circa cinque volte troppo piccola per l'Event Horizon Telescope, la rete che ha fotografato il buco nero di M ottantasette, distinguerli.

Un anello di Einstein per un giorno

Un altro indizio viene da un solo giorno del giugno duemilaventidue. Quel giorno, i frammenti di Jet due formano quasi un cerchio chiuso attorno al nucleo. Gli oggetti massicci curvano la luce: è la lente gravitazionale di Einstein. Se la sorgente è esattamente dietro un oggetto massiccio, la luce può formare un cerchio attorno a esso: un anello di Einstein.

Hubble ha fotografato anelli simili attorno a intere galassie. Secondo il comunicato, quel giorno il sistema era allineato con la Terra. Il buco nero davanti ha curvato la luce del secondo getto dietro di lui. La Max Planck Society ha definito l'anello "una spiegazione coerente con" il sistema binario.

Ma i calcoli dello studio complicano il quadro. Un buco nero così massiccio forma un anello di quelle dimensioni solo se la luce viene da una sorgente tra dieci e cento parsec dietro. È migliaia di volte la separazione dei due buchi neri. Gli autori suggeriscono che l'anello sia luce lontana lungo Jet due, non accanto al secondo buco nero.

Se è così, è un indizio sorprendente. Ma c'è un solo anello parziale nitido, archi deboli in pochi altri giorni, e l'interpretazione dipende dal modello. Da solo, non è una conferma indipendente.

Da dove vengono i "100 anni"

Ecco il numero del titolo. Il comunicato diceva: la coppia potrebbe fondersi "in appena cento anni", a seconda delle masse reali. Un articolo ha chiarito la condizione. Se i buchi neri sono vicini a un miliardo di masse solari, la fusione finale "potrebbe essere a solo un secolo di distanza".

Lo studio mostra come arriva a quel numero. Usa una massa stimata in uno studio precedente: circa settecento milioni di Soli per il sistema. Dal movimento del getto prende un periodo di centoquarantasei giorni, circa centoquarantuno tolta la dilatazione della luce dovuta all'espansione dell'universo. La terza legge di Keplero: nota la massa, la durata dell'orbita dice la distanza fra due corpi.

Questo pone i buchi neri a circa quattrocentosettanta unità astronomiche. Poi una formula standard, elaborata per la prima volta da Philip Peters nel millenovecentosessantaquattro, descrive la perdita di energia orbitale causata dalle onde gravitazionali. Con masse uguali e orbita circolare, la coppia dovrebbe durare almeno duecentocinquanta orbite, dice lo studio. Duecentocinquanta orbite di centoquarantuno giorni fanno poco meno di cento anni.

Abbiamo rifatto anche noi lo stesso calcolo. Anche noi abbiamo ottenuto circa quattrocentosettanta unità astronomiche, ma la durata è più vicina a centonovanta anni, quasi quattrocentottanta orbite. Questo è compatibile con "almeno duecentocinquanta", ma cento anni è il limite inferiore della stima. La risposta varia molto con la massa.

Con cento milioni di Soli in totale, l'attesa sale a quasi cinquemila anni. Con due miliardi di Soli, l'attesa scende a circa trenta anni. Se un buco nero pesa dieci volte l'altro, l'attesa è circa tre volte più lunga. Se centoventuno giorni è la vera orbita, l'attesa è più breve: circa centodieci anni con la massa dello studio.

Quindi "cento anni" non è una previsione certa per questa coppia. Lo studio aggiunge una complicazione. Nello schema degli autori, per il ciclo di sette anni serve un'orbita ovale con eccentricità di circa zero virgola otto o più. L'eccentricità misura l'allungamento: zero è un cerchio, valori vicini a uno sono ovali lunghi e sottili.

Lo studio dice che un'orbita simile richiederebbe una stima migliore della sua durata. Secondo la nostra stima, con la formula di Peters e la massa dello studio, un'orbita così ovale si fonderebbe in circa cinque anni. Molto diverso da cento anni. Se la vera orbita fosse la metà o il doppio del periodo trovato, ogni numero cambierebbe.

Se centoquarantasei giorni non fosse affatto l'orbita, non darebbe il periodo necessario al calcolo. Lo studio segnala un punto debole nella misura dei tempi di Jet due. Il telescopio osservava a intervalli irregolari, e gli autori scrivono che ciò ostacola il metodo. Ottantatré osservazioni in circa dodici anni fanno una ogni sette o otto settimane, ma il ritmo dura quattro o cinque mesi.

Sono in media due o tre osservazioni per ciclo. Per la luminosità, hanno usato uno strumento standard che cerca cicli in dati irregolari. Mostra la probabilità di un picco casuale, ma non abbiamo trovato un test contro fluttuazioni casuali che possono imitare un ciclo, una trappola del prossimo capitolo.

Abbiamo controllato otto articoli di notizie e le principali testate scientifiche. Non abbiamo trovato esperti citati indipendenti dal gruppo di studio. ScienceAlert è stato fra i pochi a dire chiaramente che questa "non è una rilevazione conclusiva".

Precedenti affermazioni su coppie di buchi neri

Markarian cinquecentouno non è la prima coppia ravvicinata proposta; le precedenti mettono in guardia. La più famosa è OJ due otto sette, blazar con brillamenti circa ogni dodici anni. Nel modello binario, un buco nero di circa centocinquanta milioni di masse solari orbita uno di circa diciotto miliardi ogni dodici virgola zero sei anni. Il modello prevedeva brillamenti nel millenovecentonovantacinque, duemilacinque, duemilasette e duemilaquindici.

Ma nel duemilaventitré, il gruppo di Stefanie Komossa ha riferito che il brillamento previsto per ottobre duemilaventidue non fu rilevato. Hanno stimato il buco nero principale a soli circa cento milioni di masse solari, favorendo altri modelli binari. Valtonen disse dapprima che il brillamento estivo non era osservabile da terra. Nel duemilaventisei, il gruppo riferì anche un brillamento mareale in ottobre, diverso da quello d'impatto previsto; la disputa continua.

Poi c'è PG uno tre zero due meno uno zero due, quasar con luminosità apparentemente ripetuta circa ogni cinque anni. Nel duemilasedici, Simon Vaughan e colleghi mostrarono che variazioni casuali, più intense su scale lunghe, possono sembrare periodiche per pochi cicli. Gli astronomi lo chiamano rumore rosso. Per PG uno tre zero due meno uno zero due, un semplice processo casuale si adattava meglio di un'onda regolare.

PKS due uno tre uno meno zero due uno, altro candidato, mostra un ciclo radio di circa cinque anni in quarantacinque anni di dati. Il suo modello suggerisce un'orbita di due anni e fusione fra circa diecimila anni. Eppure il segnale sembrò svanire per circa due decenni, dal millenovecentoottantaquattro circa al duemilacinque. Per una coppia nella galassia tre C sessantasei B, gli astronomi hanno cronometrato gli impulsi di

stelle morte rotanti, chiamate pulsar, per limitare masse e orbite possibili. Un'analisi del duemilaventisei ha escluso parte di quanto restava consentito. L'avvertimento più forte viene da M ottantasette, galassia la cui ombra del buco nero è stata ripresa dall'Event Horizon Telescope. Il suo getto oscilla con un ciclo di circa undici anni, seguito in ventidue anni di dati radio.

Ma quello studio lo spiegava con un singolo buco nero rotante. Un buco nero rotante trascina lo spazio attorno a sé, facendo oscillare un disco di gas inclinato. I fisici lo chiamano precessione di Lense-Thirring. L'articolo di Britzen del duemilaventitré elencava quell'oscillazione da singolo buco nero come opzione per Markarian cinquecentouno.

Il nuovo studio valuta anche increspature che torcono il getto, un nucleo radio mobile e onde d'urto, ma giudica insufficiente ciascuna. Non abbiamo trovato che verificasse il singolo buco nero rotante che spiegava M ottantasette. Un getto oscillante, da solo, non prova due buchi neri. Markarian cinquecentouno si distingue per il secondo getto e il possibile anello.

È un candidato serio, ma resta un candidato.

Un fondo di onde gravitazionali

Anche senza vedere direttamente questa coppia, potremmo ascoltare coppie simili. Nel giugno duemilaventitré, NANOGrav annunciò prove di un fondo lento di onde gravitazionali. Hanno usato pulsar: stelle morte, rotanti centinaia di volte al secondo, che spazzano la Terra con un fascio radio come un faro. Un'onda gravitazionale stira e comprime lo spazio tra noi e ogni pulsar.

Così gli impulsi arrivano appena in anticipo o in ritardo. In quindici anni, NANOGrav ha cronometrato sessantasette pulsar e trovato variazioni collegate nei tempi degli impulsi su tutto il cielo, come previsto dalle onde gravitazionali. La significatività statistica era fra tre virgola cinque e quattro sigma. Sigma misura quanto un risultato sia improbabile per caso; i fisici chiamano di solito cinque sigma una scoperta.

Gruppi in Europa, India, Australia e Cina riferirono risultati simili lo stesso giorno. NANOGrav disse che il segnale è compatibile con molte coppie di buchi neri supermassicci, senza escludere altre sorgenti. Nessuna coppia singola è ancora isolata da quel fondo. Il comunicato indica Markarian cinquecentouno come candidato privilegiato per collegare le onde gravitazionali misurate dalle pulsar a una coppia specifica.

Il coautore Hector Olivares ha detto: "potremmo perfino vedere la loro frequenza crescere costantemente mentre i due giganti spiraleggiano verso la collisione." Secondo il nostro calcolo, alla massa dello studio, l'aumento sarebbe circa il due per cento in dieci anni. Con cento milioni di masse solari totali, sarebbe circa un decimo di percento; con due miliardi, circa il quindici percento.

Potremmo rilevare la loro fusione?

Se si fondessero, si noterebbe? La frequenza è in hertz: un hertz è un'onda al secondo. Lo studio indica circa ottanta miliardesimi di hertz. Il futuro Square Kilometre Array potrebbe arrivare fino

a cento miliardesimi di hertz, misurando più di venti pulsar per oltre dieci anni. Square Kilometre Array è un osservatorio radio in costruzione fra Sudafrica e Australia. Ottanta miliardesimi è la frequenza orbitale; un'orbita circolare emette onde al doppio. Secondo il nostro calcolo, il segnale è circa centosessanta miliardesimi di hertz, appena sopra.

Un'onda impiegherebbe circa dieci settimane. Nel duemilaquindici, la prima collisione LIGO salì da circa trentacinque a duecentocinquanta hertz, udibili. Per essere udibili, le onde della coppia andrebbero accelerate circa cento milioni di volte. NANOGrav era più sensibile a coppie singole a pochi nanohertz, circa sei miliardesimi di hertz.

Il prossimo rivelatore è LISA, missione dell'Agenzia Spaziale Europea adottata nel gennaio duemilaventiquattro, con lancio intorno al duemilatrentacinque. LISA avrà tre veicoli in triangolo, circa due virgola cinque milioni di chilometri per lato, collegati da laser. LISA ascolta fra circa un decimillesimo di hertz e un hertz. LISA è per coppie in fusione da circa centomila a dieci milioni di masse solari.

Secondo la nostra stima approssimativa, alla massa dello studio, una coppia circolare non rotante arriverebbe a circa sei milionesimi di hertz nel tuffo finale. È nel divario microhertz, tra il cronometraggio delle pulsar e LISA. Uno studio del duemilaventuno definì la banda "il più grande divario" nella copertura del cielo delle onde gravitazionali. Nessun rivelatore previsto è progettato per il divario microhertz.

Il lungo avvicinamento potrebbe lasciare indizi nel cronometraggio delle pulsar o nei ritmi accelerati del getto, ma non è dimostrato che siano rilevabili.

È già successo?

Un'ultima cosa su quei "cento anni". La luce che vediamo da Markarian cinquecentouno partì centinaia di milioni di anni fa. Qualunque cosa accada là adesso, vedremmo la fase successiva solo quando ne arrivasse la luce. Se la fusione apparisse nel nostro cielo tra un secolo, là sarebbe già avvenuta.

La notizia non è ancora arrivata. Come ha scritto Popular Science, probabilmente nessuno vedrà il vero gran finale. Presto può arrivare una verifica. Se il ritmo breve continua in osservazioni nuove e più frequenti, l'idea binaria si rafforza.

Se svanisce, come altri segnali candidati, si indebolisce. Se il ritmo accelera negli anni, la coppia spiraleggia verso l'interno. Se confermato, il sistema binario sarebbe una forte prova che alcune galassie superano davvero la barriera dell'ultimo parsec. Fino ad allora, Markarian cinquecentouno resta quanto suggerisce il titolo della Max Planck Society.

Una rilevazione, con un punto interrogativo.