GW170817 - GW170817

GW170817
GW170817 спектрограммы.svg
Сигнал GW170817, измеренный детекторами гравитационных волн LIGO и Virgo. Сигнал не виден в данных Девы
Тип события Гравитационное волновое событие Отредактируйте это в Викиданных
Инструмент ЛИГО , Дева
Прямое восхождение 13 ч 09 м 48,08 с
Склонение −23 ° 22 ′ 53,3 ″
Эпоха J2000.0
Расстояние 40 мегапарсек (130  миль )
Красное смещение 0,0099 Отредактируйте это в Викиданных
Прочие обозначения GW170817
Страница общих ресурсов Связанные СМИ на Викискладе?

Координаты : Карта неба 13 ч 09 м 48,08 с , −23 ° 22 ′ 53,3 ″. GW 170817 - это сигнал гравитационной волны (ГВ), наблюдаемыйдетекторами LIGO и Virgo 17 августа 2017 года, исходящий от эллиптической галактики NGC 4993 . ГВ возникла в последние минуты, когда две нейтронные звезды спирали сближаются друг с другом и, наконец, сливаются , и это первое наблюдение ГВ, подтвержденное негравитационными методами. В отличие от пяти предыдущих обнаружений GW, которые касались слияния черных дыр, которые, как ожидается, не вызовут обнаруживаемый электромагнитный сигнал , последствия этого слияния также наблюдались 70 обсерваториями на 7 континентах и ​​в космосе по всему электромагнитному спектру , что стало значительным прорывом для многопользовательская астрономия . Открытие и последующие наблюдения GW 170817 были удостоены награды « Прорыв года » в 2017 году от журнала Science .

Сигнал гравитационной волны, обозначенный GW 170817, имел длительность приблизительно 100 секунд и показывает характеристики по интенсивности и частоте, ожидаемые от спирали двух нейтронных звезд. Анализ небольшого изменения времени прихода ГВ в трех местах расположения детекторов (два LIGO и один Virgo) дал приблизительное угловое направление на источник . Независимо, короткий (длительностью около 2 секунд) гамма-всплеск , обозначенный GRB 170817A , был обнаружен космическими аппаратами Fermi и INTEGRAL через 1,7 секунды после сигнала слияния GW. Эти детекторы имеют очень ограниченную чувствительность по направлению, но указывают на большую область неба, которая перекрывает положение гравитационной волны. Давно существовала гипотеза, что короткие гамма-всплески вызваны слиянием нейтронных звезд.

Затем была проведена интенсивная кампания по поиску ожидаемого излучения в оптических длинах волн. Астрономические переходный обозначенные АТАМИ 2017gfo (первоначально, SSS 17a ) был найден, 11 часов после того, как сигнал гравитационной волны, в галактике NGC 4993 во время поиска в области , обозначенное обнаружением GW. Его наблюдали с помощью многочисленных телескопов, от радио до рентгеновских волн, в течение следующих дней и недель, и было показано, что оно представляет собой быстро движущееся, быстро остывающее облако нейтронно-богатого материала, как и ожидалось от обломков, выброшенных нейтроном. -звездное слияние.

В октябре 2018 года астрономы сообщили, что гамма-всплеск GRB 150101B , обнаруженный в 2015 году, может быть аналогичен GW 170817. Сходства между этими двумя событиями также с точки зрения гамма-излучения , оптического и рентгеновского излучения что касается природы связанных родительских галактик , они считаются "поразительными", и это замечательное сходство предполагает, что оба отдельных и независимых события могут быть результатом слияния нейтронных звезд, и оба могут быть неизвестным до сих пор классом килоновых звезд. переходные процессы. Следовательно, по мнению исследователей, события Килонова могут быть более разнообразными и обычными во Вселенной, чем предполагалось ранее. Оглядываясь назад, можно сказать, что GRB 160821B, еще одно событие гамма-всплеска, теперь интерпретируется как еще одна килонова из-за его сходства с данными GRB 170817A, частью мультимедийного мессенджера, теперь обозначенного GW170817.

Объявление

Мы впервые наблюдаем катастрофическое астрофизическое событие как в гравитационных, так и в электромагнитных волнах - наших космических посланниках.

Дэвид Рейтце , исполнительный директор LIGO

О наблюдениях было официально объявлено 16 октября 2017 года на пресс-конференциях в Национальном пресс-клубе в Вашингтоне, округ Колумбия, и в штаб-квартире ESO в Гархинг-бай-Мюнхен в Германии.

Некоторая информация просочилась перед официальным объявлением, начиная с 18 августа 2017 года, когда астроном Дж. Крейг Уиллер из Техасского университета в Остине написал в Твиттере «Новый LIGO. Источник с оптическим аналогом. Прочь свой носок!». Позже он удалил твит и извинился за то, что собрал официальный протокол объявления. Другие люди подтвердили слух и сообщили, что в публичных журналах нескольких крупных телескопов указаны приоритетные прерывания для наблюдения за NGC 4993 , галактикой на расстоянии 40  Мпк (130  миль ) в созвездии Гидры . Сотрудничество ранее отказалось комментировать слухи, не добавив к предыдущему объявлению, что было проанализировано несколько триггеров.

Обнаружение гравитационных волн

Впечатление художника от столкновения двух нейтронных звезд. Это общая иллюстрация, не относящаяся к GW170817. ( 00:23 видео .)

Сигнал гравитационной волны длился приблизительно 100 секунд, начиная с частоты 24  Гц . Он охватывал примерно 3000 циклов, увеличиваясь по амплитуде и частоте до нескольких сотен герц в типичном паттерне инспирального чириканья, заканчиваясь столкновением, полученным в 12:41: 04.4  UTC . Сначала он прибыл к детектору Virgo в Италии, затем через 22 миллисекунды к детектору LIGO-Livingston в Луизиане, США, и еще через 3 миллисекунды к детектору LIGO-Hanford в штате Вашингтон, США. Сигнал был обнаружен и проанализирован путем сравнения с предсказанием общей теории относительности, определенным на основе постньютоновского расширения .

Автоматический компьютерный поиск потока данных LIGO-Hanford вызвал предупреждение для команды LIGO примерно через 6 минут после события. Гамма- уведомление уже выдано в этой точке (16 секунд после события), так что время почти совпадений автоматически попадет. Группа LIGO / Virgo сообщила астрономам из последующих групп предварительное предупреждение (с указанием только приблизительного положения в гамма-лучах) через 40 минут после события.

Для определения местоположения события на небе необходимо объединить данные трех интерферометров; это было задержано двумя проблемами. Данные Virgo были задержаны из-за проблемы с передачей данных, а данные LIGO Livingston были загрязнены коротким всплеском инструментального шума за несколько секунд до пика события, но сохранялись параллельно нарастающему переходному сигналу на самых низких частотах. Это потребовало ручного анализа и интерполяции, прежде чем можно было объявить местоположение неба примерно через 4,5 часа после события. Три обнаружения локализовали источник на площади 31 квадратный градус в южном небе с вероятностью 90%. Более детальные расчеты позже уточнили локализацию с точностью до 28 квадратных градусов. В частности, отсутствие четкого обнаружения системой Девы означало, что источник находился в одной из слепых зон Девы; это отсутствие сигнала в данных Девы способствовало значительному сокращению зоны локализации источника.

Обнаружение гамма-излучения

Художественная концепция: слияние двух нейтронных звезд

Впервые обнаружен электромагнитный сигнал был GRB 170817A, A короткого гамма-всплеска , не обнаружено1,74 ± 0,05 с после времени слияния и продолжительностью около 2 секунд.

GRB 170817A был обнаружен космическим гамма-телескопом Ферми с автоматическим предупреждением, выпущенным всего через 14 секунд после обнаружения гамма- всплеска . Спустя 40 минут после циркуляра LIGO / Virgo ручная обработка данных гамма-телескопа INTEGRAL также обнаружила тот же гамма-всплеск. Разница во времени прибытия между Fermi и INTEGRAL помогла улучшить локализацию неба.

Этот гамма-всплеск был относительно слабым, учитывая близость родительской галактики NGC 4993 , возможно, из-за того, что ее струи были направлены не прямо на Землю, а под углом около 30 градусов в сторону.

Электромагнитное наблюдение

Изображение NGC 4993, полученное телескопом Хаббла, со вставкой, на которой показан GRB 170817A за 6 дней. Предоставлено: НАСА и ЕКА.
Оптические кривые света
Изменение оптического и ближнего инфракрасного спектров

Был выпущен ряд предупреждений для других астрономов, начиная с отчета об обнаружении гамма-излучения и триггера LIGO с одним детектором в 13:21 UTC и с трехдетекторным местоположением на небе в 17:54 UTC. Это вызвало массовые поиски во многих обзорных и роботизированных телескопах . В дополнении к ожидаемому большому размеру области поиска (около 150 раз площади полной Луны ), этот поиск был сложным , поскольку область поиска была рядом с Солнцем в небе , и , таким образом , открыта для максимума несколько часов после заката для любой телескоп.

В общей сложности шесть групп ( One-Meter, Two Hemispheres (1M2H) , DLT40, VISTA , Master, DECam , обсерватория Лас-Камбрес (Чили) независимо друг от друга получили изображения одного и того же нового источника за 90-минутный интервал. Столкновение произошло с командой 1M2H, проводившей исследование сверхновой звезды Swope , которая нашла его на изображении NGC 4993, сделанном через 10 часов и 52 минуты после события GW с помощью телескопа Swope диаметром 1 метр (3,3 фута), работающего в ближнем инфракрасном диапазоне в Ласе. Обсерватория Кампанас , Чили. Они также были первыми, кто объявил об этом, назвав свое обнаружение SSS 17a в циркуляре, выпущенном через 12 ч 26 м после события. Позднее новый источник получил официальное обозначение Международного астрономического союза (МАС) как AT 2017gfo .

Команда 1M2H обследовала все галактики в области космоса, предсказанной наблюдениями за гравитационными волнами, и определила единственный новый переходный процесс. Идентифицируя галактику-хозяин слияния, можно определить точное расстояние, соответствующее расстоянию, основанному только на гравитационных волнах.

Обнаружение оптического источника и источника ближнего инфракрасного излучения значительно улучшило локализацию, снизив погрешность с нескольких градусов до 0,0001 градуса; это позволило многим крупным наземным и космическим телескопам проследить за источником в последующие дни и недели. В течение нескольких часов после определения местоположения было проведено множество дополнительных наблюдений в инфракрасном и видимом спектрах. В последующие дни цвет оптического источника изменился с синего на красный по мере расширения и охлаждения источника.

Наблюдались многочисленные оптические и инфракрасные спектры; ранние спектры были почти безликими, но через несколько дней появились широкие особенности, указывающие на то, что вещество выбрасывается со скоростью примерно 10 процентов от скорости света. Есть несколько убедительных доказательств того, что AT 2017gfo действительно является следствием GW 170817: эволюция цвета и спектры резко отличаются от любой известной сверхновой. Расстояние до NGC 4993 согласуется с независимо оцененным по сигналу GW. Других транзиентов в области локализации неба ГВ не обнаружено. Наконец, различные архивные изображения перед событием ничего не показывают в месте расположения AT 2017gfo, что исключает наличие переменной звезды на переднем плане в Млечном Пути.

Источник был обнаружен в ультрафиолете (но не в рентгеновских лучах) через 15,3 часа после события с помощью миссии Swift Gamma-Ray Burst . После первоначального отсутствия рентгеновского и радиообнаружения источник был обнаружен в рентгеновских лучах 9 дней спустя рентгеновской обсерваторией Чандра и 16 дней спустя в радио очень большой решетке Карла Дж. Янского (VLA) в Нью-Мексико . Источник наблюдали более 70 обсерваторий, охватывающих электромагнитный спектр .

Радио- и рентгеновское излучение продолжало расти в течение нескольких месяцев после слияния и, как сообщалось, уменьшилось. В сентябре 2019 года астрономы сообщили о получении оптического изображения GW170817 [предполагаемого] послесвечения с помощью космического телескопа Хаббла . В марте 2020 года продолжающееся рентгеновское излучение на уровне 5 сигма наблюдалось обсерваторией Чандра через 940 дней после слияния, что потребовало дальнейшего расширения или опровержения предыдущих моделей, которые ранее были дополнены дополнительными постфактуальными вмешательствами.

Другие детекторы

В ходе последующих поисков нейтринных обсерваторий IceCube и ANTARES, а также обсерватории Пьера Оже не было обнаружено нейтрино, соответствующих источнику . Возможное объяснение необнаружения нейтрино заключается в том, что событие наблюдалось под большим внеосевым углом, и, таким образом, исходящая струя не была направлена ​​на Землю.

Астрофизическое происхождение и продукты

Сигнал гравитационной волны указывал на то, что он образовался в результате столкновения двух нейтронных звезд с общей массой2,82+0,47
-0,09
раз больше массы Солнца ( массы Солнца ). Если предположить низкие спины , соответствующие тем, которые наблюдаются у двойных нейтронных звезд , которые сливаются в течение времени Хаббла , общая масса равна2,74+0,04
-0,01
 M
.

Массы компонентных звезд имеют большую неопределенность. Более крупный ( m 1 ) с вероятностью 90% находится между1,36 и 2,26  M , а меньший ( м 2 ) с вероятностью 90% находится между0,86 и 1,36  М . В предположении низкого спина диапазоны равныОт 1,36 до 1,60  M для м 1 иОт 1,17 до 1,36  M на м 2 .

Масса чирпа , непосредственно наблюдаемый параметр, который можно очень грубо приравнять к среднему геометрическому значению масс, измеряется при1,188+0,004
−0,002
 M
.

Считается, что в результате слияния нейтронных звезд образуется килонова , характеризующаяся короткой гамма-вспышкой, за которой следует более длительное оптическое «послесвечение», вызванное радиоактивным распадом тяжелых ядер r-процесса . Килоновые звезды являются кандидатами на производство половины химических элементов тяжелее железа во Вселенной. Считается, что количество тяжелых элементов в 16000 раз превышает массу Земли , включая около 10 масс Земли только из двух элементов - золота и платины.

Считалось, что изначально образовалась сверхмассивная нейтронная звезда, о чем свидетельствует большое количество выбросов (большая часть которых была бы поглощена немедленно формирующейся черной дырой). Отсутствие доказательств выбросов питающегося от нейтронной звезды со спином вниз, которые имели бы место для более живых нейтронных звезд, предполагает , что рухнул в черную дыру , в миллисекундах.

Более поздние поиски действительно обнаружили свидетельства замедления вращения гравитационного сигнала, предполагающие наличие более долгоживущей нейтронной звезды.

Научное значение

Художественный образ стронция, образующегося при слиянии нейтронных звезд.

Научный интерес к этому событию был огромен: в день объявления были опубликованы десятки предварительных статей (и почти 100  препринтов ), в том числе 8 писем в Science , 6 в Nature и 32 в специальном выпуске Astrophysical Journal Letters, посвященном тема. Интерес и усилия были глобальными: статью, описывающую наблюдения с использованием нескольких мессенджеров, написали в соавторстве почти 4000 астрономов (около одной трети мирового астрономического сообщества) из более чем 900 учреждений, использующих более 70 обсерваторий на всех 7 континентах и ​​в космосе. .

Возможно, это не первое наблюдаемое событие, связанное с слиянием нейтронных звезд; GRB 130603B была первой правдоподобной килоновой, предложенной на основе последующих наблюдений коротких и жестких гамма-всплесков . Однако это, безусловно, лучшее наблюдение, которое на сегодняшний день является самым убедительным доказательством, подтверждающим гипотезу о том, что некоторые слияния двойных звезд являются причиной коротких гамма-всплесков.

Событие также устанавливает ограничение на разницу между скоростью света и скоростью гравитации. Предполагая, что первые фотоны были испущены между нулем и десятью секундами после пикового излучения гравитационной волны, разница между скоростями гравитационных и электромагнитных волн, v GW - v EM , ограничена диапазоном от −3 × 10 −15 до + 7 × 10 - В 16 раз больше скорости света, что примерно на 14 порядков лучше предыдущей оценки. Кроме того, это позволило исследовать принцип эквивалентности (через измерение задержки Шапиро ) и лоренц-инвариантность . Пределы возможных нарушений лоренц-инвариантности (значения «коэффициентов гравитационного сектора») сокращаются новыми наблюдениями до десяти порядков. GW 170817 также исключил некоторые альтернативы общей теории относительности , включая варианты скалярно-тензорной теории , гравитации Горжавы-Лифшица , эмуляторов темной материи и биметрической гравитации .

Гравитационные волновые сигналы, такие как GW 170817, могут использоваться в качестве стандартной сирены для обеспечения независимого измерения постоянной Хаббла . Первоначальная оценка константы, полученная из наблюдения, равна70,0+12,0
−8,0
 (км / с) / Мпк, в целом соответствует лучшим текущим оценкам . Дальнейшие исследования улучшили измерение до70,3+5,3
−5,0
 (км / с) / Мпк. Ожидается, что вместе с наблюдением подобных событий в будущем неопределенность достигнет двух процентов в течение пяти лет и одного процента в течение десяти лет.

Электромагнитные наблюдения помогли поддержать теорию о том, что слияния нейтронных звезд способствуют быстрому ядерному синтезу r-процесса захвата нейтронов и являются значительными источниками элементов r-процесса, более тяжелых, чем железо, включая золото и платину, которые ранее приписывались исключительно взрывам сверхновых.

В октябре 2017 года Стивен Хокинг в своем последнем трансляционном интервью представил общую научную важность GW 170817.

В сентябре 2018 года астрономы сообщили о связанных исследованиях возможных слияний нейтронных звезд (NS) и белых карликов (WD): включая слияния NS-NS, NS-WD и WD-WD.

Первая идентификация элементов r-процесса в слиянии нейтронных звезд была получена при повторном анализе спектров GW170817. Спектры предоставили прямое доказательство образования стронция во время слияния нейтронных звезд. Это также явилось прямым доказательством того, что нейтронные звезды состоят из материи, богатой нейтронами.

Смотрите также

Примечания

использованная литература

внешние ссылки