¿Qué es un Agujero negro binario?

La fusión final es el suceso más violento del universo desde el Big Bang, y casi nadie se daría cuenta. Cuando los dos agujeros negros de GW150914 —de 36 y 29 masas solares— se combinaron, el remanente pesaba 62 masas solares. Tres soles enteros se habían convertido en pura radiación gravitacional en un quinto de segundo, radiando brevemente más potencia que todas las estrellas del universo observable juntas. No se emitió luz alguna. Lo único que llegó a la Tierra, 1300 millones de años después, fue un cambio en la distancia entre espejos de una parte en 10^21: una milésima del ancho de un protón a lo largo de un brazo de 4 km.

Dibujar esto con honestidad exige cambiar el propio integrador. En todo el resto de esta sección la luz cae hacia un único centro con momento angular conservado; aquí la tiran dos, y la suma de dos soluciones de agujero negro no es a su vez solución de las ecuaciones de Einstein. Lo que hace el sombreador es superponer los dos tirones, cada uno medido respecto a su propio agujero: exacto para uno solo, fiel mientras el par esté bien separado, y honestamente etiquetado como aproximación para las últimas órbitas, donde solo sirve la relatividad numérica completa.

Lo que eso compra es una imagen que no produce nada más. Las dos sombras no son dos agujeros negros pegados: cada uno curva la luz del otro, así que sus bordes enfrentados están visiblemente aplanados y cada uno lleva en su flanco exterior una fina media luna, imagen secundaria de sí mismo desviada alrededor de su compañero. Más allá, el disco circumbinario se mantiene apartado a unas dos veces la separación —el par expulsa por torsión todo lo que se acerque— y alimenta a cada agujero mediante corrientes que cruzan la cavidad. El campo estelar de fondo lo cizallan las propias ondas gravitacionales del par, exageradas unos veinte órdenes de magnitud para que se vean siquiera.