GW170817
 Sygnał GW170817 zmierzony przez detektory fal grawitacyjnych LIGO i Virgo. Sygnał jest niewidoczny w danych Virgo
| |
| Typ wydarzenia | Zdarzenie fali grawitacyjnej
|
|---|---|
| Instrument | LIGO , Panna |
| Rektascensja | 13 godz. 09 min 48,08 sek |
| Deklinacja | −23° 22′ 53,3″ |
| Epoka | J2000.0 |
| Dystans | 40 megaparseków (130 milionów ) |
| Przesunięcie ku czerwieni | 0,0099
|
| Inne oznaczenia | GW170817 |
 Powiązane media na Commons
| |
GW 170817 to sygnał fali grawitacyjnej (GW) zaobserwowany przez detektory LIGO i Virgo 17 sierpnia 2017 r., pochodzący z powłoki galaktyki eliptycznej NGC 4993 . Sygnał powstał w ostatnich minutach procesu inspiracyjnego podwójnej pary gwiazd neutronowych , zakończonego fuzją . Jest to pierwsza obserwacja GW potwierdzona metodami niegrawitacyjnymi. W przeciwieństwie do pięciu poprzednich detekcji GW, które dotyczyły łączenia czarnych dziur , co do których nie spodziewano się wytworzenia wykrywalnego sygnału elektromagnetycznego , następstwa tej fuzji były również obserwowane przez 70 obserwatoriów na 7 kontynentach i w kosmosie, w całym spektrum elektromagnetycznym , co oznacza znaczący przełom dla astronomia wielu posłańców . Odkrycie i późniejsze obserwacje GW 170817 zostały nagrodzone przez czasopismo Science nagrodą Przełom Roku 2017 .
Sygnał fali grawitacyjnej, oznaczony jako GW 170817, trwał około 100 sekund i wykazuje cechy intensywności i częstotliwości oczekiwane dla wdechu dwóch gwiazd neutronowych. Analiza niewielkich zmian czasu nadejścia GW do trzech lokalizacji detektorów (dwóch LIGO i jednego Virgo) dała przybliżony kierunek kątowy do źródła . Niezależnie, krótki (trwający około 2 sekund) rozbłysk gamma , oznaczony jako GRB 170817A , został wykryty przez sondę Fermi i INTEGRAL , rozpoczynający się 1,7 sekundy po sygnale połączenia GW. Detektory te mają bardzo ograniczoną czułość kierunkową, ale wskazywały duży obszar nieba, który pokrywał się z pozycją fali grawitacyjnej. Od dawna istnieje hipoteza, że krótkie rozbłyski gamma są spowodowane łączeniem się gwiazd neutronowych.
Następnie przeprowadzono intensywną kampanię obserwacyjną w celu poszukiwania oczekiwanej emisji na długościach fal optycznych. Astronomiczny transjent oznaczony jako AT 2017gfo (pierwotnie SSS 17a ) został znaleziony 11 godzin po sygnale fali grawitacyjnej w galaktyce NGC 4993 podczas przeszukiwania obszaru wskazanego przez detekcję GW. Obserwowano go przez liczne teleskopy, od fal radiowych po rentgenowskie, w ciągu następnych dni i tygodni, i wykazano, że jest to szybko poruszająca się, szybko stygnąca chmura materiału bogatego w neutrony, jak można się spodziewać po gruzach wyrzucanych z neutronu - fuzja gwiazd.
W październiku 2018 roku astronomowie poinformowali, że GRB 150101B , rozbłysk gamma wykryty w 2015 roku, może być analogiczny do GW 170817. Podobieństwa między tymi dwoma zdarzeniami pod względem emisji promieniowania gamma , optycznego i rentgenowskiego , a także jeśli chodzi o naturę powiązanych galaktyk macierzystych, są uważane za „uderzające”, a to niezwykłe podobieństwo sugeruje, że dwa oddzielne i niezależne zdarzenia mogą być wynikiem połączenia gwiazd neutronowych i oba mogą być dotychczas nieznaną klasą kilonowych przejściowe. Zdaniem naukowców zdarzenia Kilonova mogą być zatem bardziej zróżnicowane i powszechne we wszechświecie, niż wcześniej sądzono. Z perspektywy czasu, GRB 160821B, inne zdarzenie rozbłysku gamma jest teraz interpretowane jako kolejna kilonowa , dzięki podobieństwu jego danych do AT2017gfo, części multi-posłańca oznaczonego teraz jako GW170817. W grudniu 2022 roku astronomowie zasugerowali, że kilonowe można również znaleźć w długotrwałych rozbłyskach GRB.
Ogłoszenie
Po raz pierwszy zaobserwowaliśmy katastrofalne wydarzenie astrofizyczne zarówno w falach grawitacyjnych, jak i elektromagnetycznych – naszych kosmicznych posłańcach.
Reitze D , dyrektor wykonawczy LIGO
Obserwacje zostały oficjalnie ogłoszone 16 października 2017 r. na konferencjach prasowych w National Press Club w Waszyngtonie oraz w siedzibie ESO w Garching bei München w Niemczech.
Niektóre informacje wyciekły przed oficjalnym ogłoszeniem, począwszy od 18 sierpnia 2017 r., Kiedy astronom J. Craig Wheeler z University of Texas w Austin napisał na Twitterze „Nowe LIGO. Źródło z optycznym odpowiednikiem. Odwal się!”. Później usunął tweeta i przeprosił za zgarnięcie oficjalnego protokołu ogłoszenia. Inni ludzie podążyli za plotką i poinformowali, że publiczne dzienniki kilku głównych teleskopów wymieniły priorytetowe przerwy w celu obserwacji NGC 4993 , galaktyki oddalonej o 40 Mpc (130 Mly ) w gwiazdozbiorze Hydry . Współpraca wcześniej odmówiła komentarza na temat plotek, nie dodając do poprzedniego ogłoszenia, że analizowanych jest kilka wyzwalaczy.
Wykrywanie fal grawitacyjnych
Sygnał fali grawitacyjnej trwał około 100 sekund, zaczynając od częstotliwości 24 herców . Obejmował około 3000 cykli, zwiększając amplitudę i częstotliwość do kilkuset herców w typowym wdechowego ćwierkania, kończąc na zderzeniu odebranym o godzinie 12:41:04,4 UTC . Najpierw dotarł do detektora Virgo we Włoszech, następnie 22 milisekundy później do detektora LIGO-Livingston w Luizjanie w Stanach Zjednoczonych, a kolejne 3 milisekundy później do detektora LIGO-Hanford w stanie Waszyngton w Stanach Zjednoczonych. Sygnał został wykryty i przeanalizowany przez porównanie z przewidywaniami z ogólnej teorii względności określonymi na podstawie rozwinięcia postnewtonowskiego .
Automatyczne przeszukiwanie strumienia danych LIGO-Hanford zaalarmowało zespół LIGO około 6 minut po zdarzeniu. Alert promieniowania gamma został już wysłany w tym momencie (16 sekund po zdarzeniu), więc prawie zbieżność czasowa została automatycznie oznaczona. Zespół LIGO/Virgo wydał wstępne ostrzeżenie (zawierające tylko przybliżoną pozycję promieniowania gamma) astronomom z zespołów kontrolnych 40 minut po zdarzeniu.
Lokalizacja zdarzenia na niebie wymaga połączenia danych z trzech interferometrów; zostało to opóźnione przez dwa problemy. Dane z Virgo zostały opóźnione z powodu problemu z transmisją danych, a dane z LIGO Livingston zostały zanieczyszczone przez krótki impuls szumu instrumentalnego na kilka sekund przed szczytem zdarzenia, ale utrzymujący się równolegle do narastającego sygnału przejściowego na najniższych częstotliwościach. Wymagały one ręcznej analizy i interpolacji, zanim położenie nieba mogło zostać ogłoszone około 4,5 godziny po zdarzeniu. Trzy detekcje zlokalizowały źródło na obszarze 31 stopni kwadratowych na południowym niebie z 90% prawdopodobieństwem. Bardziej szczegółowe obliczenia później udoskonaliły lokalizację do 28 stopni kwadratowych. W szczególności brak wyraźnego wykrycia przez system Virgo sugerował, że źródło znajdowało się w jednym z martwych punktów Virgo; ten brak sygnału w danych Virgo przyczynił się do znacznego zmniejszenia obszaru przechowywania źródła.
Detekcja promieniowania gamma
Pierwszym wykrytym sygnałem elektromagnetycznym był GRB 170817A, krótki rozbłysk gamma , wykryty 1,74 ± 0,05 s po czasie połączenia i trwający około 2 sekund.
GRB 170817A została odkryta przez Kosmiczny Teleskop Promieniowania Gamma Fermiego , z automatycznym alarmem wysłanym zaledwie 14 sekund po wykryciu GRB. Po okólniku LIGO/Virgo 40 minut później, ręczne przetwarzanie danych z teleskopu promieniowania gamma INTEGRAL również wykryło ten sam GRB. Różnica w czasie przybycia między Fermi i INTEGRAL pomogła poprawić lokalizację nieba.
Ten GRB był stosunkowo słaby, biorąc pod uwagę bliskość galaktyki macierzystej NGC 4993 , prawdopodobnie dlatego, że jego dżety nie były skierowane bezpośrednio w stronę Ziemi, ale raczej pod kątem około 30 stopni w bok.
Śledzenie elektromagnetyczne
Wydano serię ostrzeżeń dla innych astronomów, poczynając od raportu o wykryciu promieniowania gamma i wyzwoleniu LIGO przez pojedynczy detektor o godzinie 13:21 UTC oraz o lokalizacji nieba z trzema detektorami o godzinie 17:54 UTC. Spowodowało to masowe poszukiwania przez wiele teleskopów przeglądowych i automatycznych . Poza oczekiwanym dużym rozmiarem obszaru poszukiwań (około 150 razy większy od obszaru pełni księżyca ), poszukiwania te były trudne, ponieważ obszar poszukiwań znajdował się blisko Słońca na niebie, a zatem był widoczny przez co najwyżej kilka godzin po zmierzchu przez dowolny teleskop.
W sumie sześć zespołów (One-Meter, Two Hemispheres (1M2H), DLT40, VISTA , Master, DECam i Las Cumbres Observatory (Chile)) niezależnie zobrazowało to samo nowe źródło w odstępie 90 minut. Pierwszym, który wykrył światło optyczne związane z kolizją, był zespół 1M2H prowadzący Swope Supernova Survey , który znalazł je na zdjęciu NGC 4993 wykonanym 10 godzin i 52 minuty po zdarzeniu GW przez 1-metrową średnicę (3,3 stopy) Swope Teleskop działający w bliskiej podczerwieni w Obserwatorium Las Campanas w Chile. Byli również pierwszymi, którzy to ogłosili, nazywając swoje wykrycie SSS 17a w okólniku wydanym 12 godzin 26 m po zdarzeniu. Nowe źródło otrzymało później oficjalne Międzynarodowej Unii Astronomicznej (IAU) jako AT 2017gfo .
Zespół 1M2H zbadał wszystkie galaktyki w obszarze przestrzeni przewidywanym przez obserwacje fal grawitacyjnych i zidentyfikował pojedynczy nowy stan przejściowy. Identyfikując galaktykę macierzystą połączenia, możliwe jest podanie dokładnej odległości zgodnej z odległością opartą wyłącznie na falach grawitacyjnych.
Wykrycie źródła optycznego i bliskiej podczerwieni zapewniło ogromną poprawę lokalizacji, zmniejszając niepewność z kilku stopni do 0,0001 stopnia; umożliwiło to wielu dużym teleskopom naziemnym i kosmicznym śledzenie źródła w następnych dniach i tygodniach. W ciągu kilku godzin po lokalizacji wykonano wiele dodatkowych obserwacji w zakresie podczerwieni i widzialnym. W ciągu następnych dni kolor źródła optycznego zmienił się z niebieskiego na czerwony, gdy źródło rozszerzyło się i ochłodziło.
Zaobserwowano liczne widma optyczne i podczerwone; wczesne widma były prawie pozbawione cech charakterystycznych, ale po kilku dniach pojawiły się szerokie cechy wskazujące na materię wyrzuconą z prędkością około 10 procent prędkości światła. Istnieje wiele mocnych dowodów na to, że AT 2017gfo jest rzeczywiście następstwem GW 170817. Ewolucja kolorów i widma są dramatycznie różne od jakiejkolwiek znanej supernowej. Odległość NGC 4993 jest zgodna z odległością oszacowaną niezależnie na podstawie sygnału GW. W regionie lokalizacji nieba GW nie znaleziono żadnego innego transjentu. Wreszcie, różne zdjęcia archiwalne sprzed wydarzenia nie pokazują niczego w lokalizacji AT 2017gfo, wykluczając gwiazdę zmienną pierwszego planu w Drodze Mlecznej.
Źródło zostało wykryte w ultrafiolecie (ale nie w promieniowaniu rentgenowskim) 15,3 godziny po zdarzeniu przez Swift Gamma-Ray Burst Mission . Po początkowym braku detekcji rentgenowskiej i radiowej, źródło zostało wykryte w promieniach rentgenowskich 9 dni później za pomocą Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra , a 16 dni później w radiu za pomocą Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) w Nowy Meksyk . Źródło obserwowało ponad 70 obserwatoriów zajmujących się widmem elektromagnetycznym .
Światło radiowe i rentgenowskie nadal rosło przez kilka miesięcy po fuzji i zostało przedstawione jako malejące. Astronomowie poinformowali o uzyskaniu optycznych obrazów poświaty GW170817 za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a . W marcu 2020 r. Obserwatorium Chandra zaobserwowało ciągłą emisję promieniowania rentgenowskiego przy 5 sigma 940 dni po fuzji, co wymagało dalszego rozszerzenia lub obalenia wcześniejszych modeli, które wcześniej zostały uzupełnione dodatkowymi interwencjami post-hoc.
Inne detektory
W dalszych poszukiwaniach przeprowadzonych przez obserwatoria neutrin IceCube i ANTARES oraz Obserwatorium Pierre Auger nie znaleziono żadnych neutrin zgodnych ze źródłem . Możliwym wyjaśnieniem braku wykrycia neutrin jest to, że zdarzenie obserwowano pod dużym kątem poza osią, a zatem strumień wypływu nie był skierowany w stronę Ziemi.
Astrofizyczne pochodzenie i produkty
Sygnał fali grawitacyjnej wskazywał, że powstał on w wyniku zderzenia dwóch gwiazd neutronowych o łącznej masie 2,82
+0,47 −0,09 masy Słońca ( masy Słońca M ☉ ). Jeśli założymy niskie spiny , zgodne z obserwowanymi w podwójnych gwiazdach neutronowych , które połączą się w czasie Hubble'a , całkowita masa wyniesie 2,74
+ 0,04 -0,01 M ☉ .
Masy gwiazd składowych mają większą niepewność. Większy ( m 1 ) ma 90% szans na to, że znajdzie się między 1,36 a 2,26 M ☉ , a mniejszy ( m 2 ) ma 90% szans na to, że znajdzie się między 0,86 a 1,36 M ☉ . Przy założeniu niskiego wirowania zakresy wynoszą od 1,36 do 1,60 M ☉ dla m 1 i od 1,17 do 1,36 M ☉ dla m 2 .
Masa ćwierkania , bezpośrednio obserwowalny parametr, który można z grubsza zrównać ze średnią geometryczną mas, jest mierzona przy 1,188
+ 0,004-0,002 M ☉ .
Pochodzenie i właściwości (masy i spiny) podwójnego układu gwiazd neutronowych, takiego jak GW170817, są wynikiem długiej sekwencji złożonych interakcji gwiazd podwójnych.
Uważa się, że zdarzenie łączenia się gwiazd neutronowych skutkuje sferycznie rozszerzającą się kilonową , charakteryzującą się krótkim rozbłyskiem promieniowania gamma, po którym następuje dłuższa optyczna „poświata” zasilana radioaktywnym rozpadem ciężkich jąder procesu r . Kilonovae są kandydatami do produkcji połowy pierwiastków chemicznych cięższych od żelaza we Wszechświecie. , że w sumie uformowało się 16 000 mas Ziemi w ciężkich pierwiastkach, w tym około 10 mas Ziemi tylko z dwóch pierwiastków, złota i platyny.
Uważa się, że początkowo powstała hipermasywna gwiazda neutronowa, o czym świadczy duża ilość wyrzutu (z których większość zostałaby połknięta przez natychmiast tworzącą się czarną dziurę). Brak dowodów na to, że emisje są napędzane przez obracanie się gwiazdy neutronowej, co miałoby miejsce w przypadku dłużej żyjących gwiazd neutronowych, sugeruje, że zapadła się ona w czarną dziurę w ciągu milisekund .
W jednym wyszukiwaniu twierdzono, że znaleziono dowód na sygnał fali grawitacyjnej z pozostałości gwiazdy neutronowej, jednak energia tego sygnału była poniżej szacowanej czułości detektorów w tamtym czasie i nie została zaakceptowana przez szerszą społeczność naukową.
Znaczenie naukowe
Zainteresowanie naukowe wydarzeniem było ogromne, w dniu ogłoszenia opublikowano dziesiątki artykułów wstępnych (i prawie 100 przedruków ), w tym 8 listów w Science , 6 w Nature i 32 w specjalnym wydaniu The Astrophysical Journal Letters poświęconym temat. Zainteresowanie i wysiłek były globalne: współautorami artykułu opisującego obserwacje z wykorzystaniem wielu komunikatorów jest prawie 4000 astronomów (około jedna trzecia światowej społeczności astronomicznej) z ponad 900 instytucji, korzystających z ponad 70 obserwatoriów na wszystkich 7 kontynentach i w kosmosie .
To może nie być pierwsze zaobserwowane zdarzenie spowodowane połączeniem się gwiazd neutronowych; GRB 130603B była pierwszą prawdopodobną kilonową sugerowaną na podstawie dalszych obserwacji krótkich i twardych rozbłysków gamma . Jest to jednak zdecydowanie najlepsza obserwacja , co czyni ją najsilniejszym jak dotąd dowodem potwierdzającym hipotezę, że niektóre połączenia gwiazd podwójnych są przyczyną krótkich rozbłysków gamma.
Zdarzenie zapewnia również ograniczenie różnicy między prędkością światła a prędkością grawitacji. Zakładając, że pierwsze fotony zostały wyemitowane między zerem a dziesięcioma sekundami po szczytowej emisji fali grawitacyjnej, różnica między prędkościami fal grawitacyjnych i elektromagnetycznych, v GW − v EM , wynosi od −3×10 −15 do +7×10 − 16 razy większa od prędkości światła, co oznacza poprawę w stosunku do poprzednich szacunków o około 14 rzędów wielkości. Ponadto umożliwiło to zbadanie zasady równoważności (poprzez pomiar opóźnienia Shapiro ) i niezmienniczości Lorentza . Granice możliwych naruszeń niezmienniczości Lorentza (wartości „współczynników sektora grawitacyjnego”) zmniejszają się dzięki nowym obserwacjom nawet o dziesięć rzędów wielkości. GW 170817 wykluczył również pewne alternatywy dla ogólnej teorii względności , w tym warianty teorii skalarno-tensorowej , grawitację Hořavy-Lifshitza , emulatory ciemnej materii i grawitację bimetryczną . Jednowymiarowa czasoprzestrzeń, zgodnie z ogólną teorią względności i sprzecznymi hipotezami o „przecieku” do wyższych wymiarów przestrzeni.
Sygnały fal grawitacyjnych, takie jak GW 170817, mogą być używane jako standardowa syrena do niezależnego pomiaru stałej Hubble'a . Wstępne oszacowanie stałej uzyskanej z obserwacji wynosi 70,0
+12,0 -8,0 (km/s)/Mpc, co jest zasadniczo zgodne z obecnymi najlepszymi szacunkami . Dalsze badania poprawiły pomiar do 70,3
+5,3 -5,0 (km/s)/Mpc. Wraz z obserwacją przyszłych wydarzeń tego typu oczekuje się, że niepewność sięgnie 2 proc. w ciągu pięciu lat i 1 proc. w ciągu dziesięciu lat.
Obserwacje elektromagnetyczne pomogły potwierdzić teorię, że łączenie się gwiazd neutronowych przyczynia się do szybkiego wychwytu neutronów w procesie nukleosyntezy r i jest znaczącym źródłem pierwiastków r-procesowych cięższych od żelaza, w tym złota i platyny, które wcześniej przypisywano wyłącznie wybuchom supernowych. Pierwszą identyfikację pierwiastków procesu r w fuzji gwiazd neutronowych uzyskano podczas ponownej analizy widm GW170817. Widma dostarczyły bezpośredniego dowodu na strontu podczas łączenia się gwiazd neutronowych. Dostarczyło to również bezpośredniego dowodu, że gwiazdy neutronowe są zbudowane z materii bogatej w neutrony.
W październiku 2017 roku Stephen Hawking w swoim ostatnim wywiadzie telewizyjnym przedstawił ogólne znaczenie naukowe GW170817. We wrześniu 2018 roku astronomowie zgłosili powiązane badania dotyczące możliwych połączeń gwiazd neutronowych (NS) i białych karłów (WD): w tym fuzji NS-NS, NS-WD i WD-WD.
Zobacz też
Notatki
Linki zewnętrzne
- „Wykrycia” . LIGO .
- „Obserwacje uzupełniające GW 170817” .
- Podobne filmy (16 października 2017 r.):
|
2017 w kosmosie
| ||
|---|---|---|
Startuje sonda kosmiczna 
|
|
  
|
| Wydarzenia uderzeniowe | ||
| Wybrani NEO | ||
|
Egzoplanety
|
|
|
| Odkrycia |
|
|
| Komety
|
||
| Eksploracja kosmosu |
|
|
