GW170817 - GW170817

GW170817
GW170817 spektrogramy.svg
Sygnał GW170817 mierzony przez detektory fal grawitacyjnych LIGO i Virgo. Sygnał jest niewidoczny w danych Panny
Typ wydarzenia Zdarzenie fali grawitacyjnej Edytuj to na Wikidanych
Instrument LIGO , Panna
rektascensja 13 h 09 m 48,08 s
Deklinacja -23° 22′ 53,3″
Epoka J2000.0
Dystans 40 megaparseków (130  Mly )
Przesunięcie ku czerwieni 0,0099 Edytuj to na Wikidanych
Inne oznaczenia GW170817
Strona Commons Powiązane multimedia na Wikimedia Commons
[ edytuj na Wikidanych ]

Współrzędne : Mapa nieba 13 h 09 m 48,08 s , −23° 22′ 53.3″ GW 170817 to sygnał fali grawitacyjnej (GW) obserwowanej przezdetektory LIGO i Virgo 17 sierpnia 2017 r., pochodzącej z powłoki eliptycznej galaktyki NGC 4993 . GW powstało w ostatnich minutach dwóch gwiazd neutronowych zbliżających się do siebie spiralnie i wreszcie łączących się w sobie , i jest to pierwsza obserwacja GW, która została potwierdzona metodami niegrawitacyjnymi. W przeciwieństwie do pięciu poprzednich odkryć GW, które polegały na łączeniu czarnych dziur, co nie powinno wytworzyć wykrywalnego sygnału elektromagnetycznego , następstwa tego połączenia były również obserwowane przez 70 obserwatoriów na 7 kontynentach i w kosmosie, w całym spektrum elektromagnetycznym , co oznacza znaczący przełom dla astronomia z wieloma posłańcami . Odkrycie i późniejsze obserwacje GW 170817 zostałynagrodzone przez czasopismo Science nagrodą Przełom Roku 2017.

Sygnał fali grawitacyjnej, oznaczony jako GW 170817, trwał około 100 sekund i wykazuje charakterystykę intensywności i częstotliwości oczekiwaną dla zadechu dwóch gwiazd neutronowych. Analiza niewielkiej zmienności czasu nadejścia GW w trzech lokalizacjach detektora (dwa LIGO i jedna Virgo) dała przybliżony kierunek kątowy do źródła . Niezależnie, krótki (czas trwania ~2 sekundy) rozbłysk gamma , oznaczony jako GRB 170817A , został wykryty przez sondę Fermi i INTEGRAL, rozpoczynając 1,7 sekundy po sygnale połączenia GW. Detektory te mają bardzo ograniczoną czułość kierunkową, ale wskazywały duży obszar nieba, który pokrywał się z położeniem fali grawitacyjnej. Od dawna istnieje hipoteza, że ​​krótkie rozbłyski gamma są spowodowane łączeniem się gwiazd neutronowych.

Następnie przeprowadzono intensywną kampanię obserwacyjną w poszukiwaniu oczekiwanej emisji na długościach fal optycznych. Astronomiczny przejściowy oznaczony AT 2017gfo (pierwotnie SSS 17a ) stwierdzono, 11 godzin po grawitacyjnego impulsowego, w galaktyce NGC 4993 w poszukiwaniu regionu wskazuje wykrycie GW. Był obserwowany przez liczne teleskopy, od fal radiowych po promieniowanie rentgenowskie, w ciągu następnych dni i tygodni, i okazał się szybko poruszającą się, szybko schładzającą się chmurą bogatej w neutrony materii, jak można się spodziewać po szczątkach wyrzucanych z neutronów -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 , również co do natury powiązanych galaktyk macierzystych , są uważane za „uderzające”, a to niezwykłe podobieństwo sugeruje, że dwa oddzielne i niezależne zdarzenia mogą być zarówno wynikiem połączenia gwiazd neutronowych, jak i obie mogą być dotychczas nieznaną klasą kilonowych przejściowe. Zdaniem naukowców zdarzenia Kilonov mogą być zatem bardziej zróżnicowane i powszechne we wszechświecie, niż wcześniej sądzono. Z perspektywy czasu, GRB 160821B, kolejne zdarzenie rozbłysku gamma jest teraz interpretowane jako kolejna kilonowa, przez podobieństwo jego danych do GRB 170817A, części multikomunikatora teraz oznaczonego jako GW170817.

Zapowiedź

Po raz pierwszy zaobserwowaliśmy kataklizm astrofizyczny zarówno w falach grawitacyjnych, jak i elektromagnetycznych – naszych kosmicznych posłańcach.

David Reitze , 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. Blow your sox off!”. Później usunął tweeta i przeprosił za zgarnięcie oficjalnego protokołu ogłoszenia. Inni ludzie podążyli za tą plotką i donieśli, że dzienniki publiczne kilku głównych teleskopów wymieniają priorytetowe przerwy w obserwowaniu NGC 4993 , galaktyki oddalonej o 40  Mpc (130  Mly ) w konstelacji Hydry . Współpraca wcześniej odmówiła komentarza na temat plotek, nie dodając do wcześniejszego ogłoszenia, że ​​analizowano kilka czynników wyzwalających.

Wykrywanie fal grawitacyjnych

Wizja artysty zderzenia dwóch gwiazd neutronowych. To jest ogólna ilustracja, nie specyficzna dla GW170817. ( 00:23 wideo .)

Sygnał fali grawitacyjnej trwał około 100 sekund, zaczynając od częstotliwości 24  Hz . Obejmował około 3000 cykli, zwiększając amplitudę i częstotliwość do kilkuset herców w typowym wzorcu ćwierkania wdechowego , kończąc na zderzeniu odebranym o 12:41:04.4  UTC . Dotarł najpierw do detektora Virgo we Włoszech, a 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 przewidywaniem z ogólnej teorii względności zdefiniowanym na podstawie ekspansji post-newtonowskiej .

Automatyczne wyszukiwanie komputerowe strumienia danych LIGO-Hanford wywołało alarm dla zespołu LIGO około 6 minut po zdarzeniu. Gamma alert został już wydany w tym miejscu (16 sekund po zdarzeniu), więc czas niemal przypadkiem została automatycznie oznaczane. Zespół LIGO/Virgo wydał wstępny alert (zawierający jedynie prymitywną pozycję promieniowania gamma) astronomom w zespołach monitorujących 40 minut po zdarzeniu.

Lokalizacja zdarzenia na niebie wymaga połączenia danych z trzech interferometrów; to zostało opóźnione przez dwa problemy. Dane z Virgo były opóźnione przez problem z transmisją danych, a dane LIGO Livingston zostały zanieczyszczone przez krótki impuls instrumentalnego szumu na kilka sekund przed szczytem zdarzenia, ale utrzymywały się równolegle do rosnącego sygnału przejściowego na najniższych częstotliwościach. Wymagały one ręcznej analizy i interpolacji, zanim lokalizacja nieba mogła zostać ogłoszona około 4,5 godziny po zdarzeniu. Trzy detekcje zlokalizowały źródło na obszarze 31 stopni kwadratowych na południowym niebie z prawdopodobieństwem 90%. Bardziej szczegółowe obliczenia poprawiły później lokalizację z dokładnością do 28 stopni kwadratowych. W szczególności brak wyraźnego wykrycia przez system Panny sugerował, że źródło znajdowało się w jednym ze słabych punktów Panny; ten brak sygnału w danych Virgo przyczynił się do znacznego zmniejszenia obszaru przechowywania źródła.

Wykrywanie promieni gamma

Koncepcja artystyczna: łączą się dwie gwiazdy neutronowe

Pierwszy sygnał elektromagnetyczny Wykryta GRB 170817A, A krótki impuls promieniowania gamma , nie wykryto1,74 ± 0,05 s po czasie łączenia i trwa około 2 sekundy.

GRB 170817A został odkryty przez Kosmiczny Teleskop Fermi Gamma-ray , z automatycznym alarmem wydanym zaledwie 14 sekund po wykryciu GRB. Po okrągłym LIGO/Virgo 40 minut później ręczne przetwarzanie danych z teleskopu 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 ze względu na to, że jego dżety nie były skierowane bezpośrednio na Ziemię, ale raczej pod kątem około 30 stopni w bok.

Kontrola elektromagnetyczna

Zdjęcie Hubble'a NGC 4993 z wstawką przedstawiającą GRB 170817A w ciągu 6 dni. Źródło: NASA i ESA
Optyczne krzywe jasności
Zmiana widma optycznego i bliskiej podczerwieni

Wydano serię alertów dla innych astronomów, zaczynając od raportu o wykryciu promieniowania gamma i wyzwalaniu pojedynczego detektora LIGO o 13:21 UTC oraz o położeniu trzech detektorów na niebie o 17:54 UTC. Wywołały one masowe poszukiwania przez wiele teleskopów przeglądowych i robotycznych . Poza spodziewanym dużym rozmiarem obszaru poszukiwań (około 150 razy więcej niż powierzchnia księżyca w pełni ), poszukiwanie to było trudne, ponieważ obszar poszukiwań znajdował się blisko Słońca na niebie, a zatem był widoczny przez co najwyżej kilka godzin po zmierzchu dla dowolny teleskop.

W sumie sześć zespołów ( One-Meter, Two Hemispheres (1M2H) , DLT40, VISTA , Master, DECam , Las Cumbres Observatory (Chile) niezależnie zobrazowało to samo nowe źródło w odstępie 90 minut. kolizją był zespół 1M2H prowadzący Swope Supernova Survey , który znalazł ją na zdjęciu NGC 4993 wykonanym 10 godzin i 52 minuty po zdarzeniu GW przez teleskop Swope o średnicy 1 metra pracujący w bliskiej podczerwieni w Las Campanas Observatory , Chile. były one również pierwszy go ogłosić, nazywając ich wykrywania SSS 17a w okrągłym wydany 12 h 26 m po zdarzeniu. nowe źródło później podano oficjalną Międzynarodowa Unia Astronomiczna (IAU) oznaczenie AT 2017gfo .

Zespół 1M2H zbadał wszystkie galaktyki w obszarze przestrzeni przewidywanym przez obserwacje fal grawitacyjnych i zidentyfikował jeden 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 przez kolejne dni i tygodnie. W ciągu kilku godzin po lokalizacji dokonano wielu dodatkowych obserwacji w zakresie widma podczerwonego i widzialnego. W ciągu następnych dni kolor źródła optycznego zmieniał się z niebieskiego na czerwony, gdy źródło rozszerzało się i ochładzało.

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 około 10% prędkości światła. Istnieje wiele mocnych dowodów na to, że AT 2017gfo jest rzeczywiście pokłosiem GW 170817: Ewolucja kolorów i widma dramatycznie różnią się od wszystkich znanych supernowych. Odległość NGC 4993 jest zgodna z tą niezależnie oszacowaną na podstawie sygnału GW. W rejonie lokalizacji nieba GW nie znaleziono żadnego innego stanu przejściowego. Wreszcie, różne archiwalne zdjęcia sprzed zdarzenia nie pokazują nic w lokalizacji AT 2017gfo, wykluczając przednią gwiazdę zmienną w Drodze Mlecznej.

Źródło zostało wykryte w ultrafiolecie (ale nie w promieniach X) 15,3 godziny po zdarzeniu przez Swift Gamma-Ray Burst Mission . Po początkowym braku detekcji rentgenowskiej i radiowej źródło zostało wykryte w promieniach X 9 dni później przez Obserwatorium Rentgenowskie Chandra , a 16 dni później w radiu przez VLA ( Very Large Array ) Karla G. Jansky'ego. Nowy Meksyk . Źródło obserwowało ponad 70 obserwatoriów obejmujących widmo elektromagnetyczne .

Poziom promieniowania radiowego i rentgenowskiego rósł przez kilka miesięcy po fuzji i był przedstawiany jako malejący. We wrześniu 2019 roku astronomowie poinformowali o uzyskaniu optycznego obrazu GW170817 [domniemanego] poświaty przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a . W marcu 2020 r. Obserwatorium Chandra zaobserwowało ciągłą emisję promieniowania rentgenowskiego na poziomie 5 sigma 940 dni po fuzji, domagając się dalszego rozszerzenia lub odrzucenia wcześniejszych modeli, które wcześniej zostały uzupełnione dodatkowymi interwencjami post-hoc.

Inne detektory

Brak neutrina zgodne ze źródłem znaleziono w dalszych poszukiwań przez Icecube i ANTARES neutrino Obserwatoria i Obserwatorium Pierre Auger . Możliwym wyjaśnieniem niewykrycia neutrin jest to, że zdarzenie zostało zaobserwowane pod dużym kątem poza osią, a zatem strumień nie był skierowany w stronę Ziemi.

Pochodzenie i produkty astrofizyczne

Sygnał fali grawitacyjnej wskazywał, że powstał w wyniku zderzenia dwóch gwiazd neutronowych o łącznej masie2.82+0,47
−0,09razy masa Słońca ( masy słoneczne ). Jeśli założymy niskie spiny , zgodne z tymi obserwowanymi w podwójnych gwiazdach neutronowych , które połączą się w czasie Hubble'a , całkowita masa wynosi2,740,04
-0,01 M ☉ .

Masy gwiazd składowych mają większą niepewność. Większy ( m 1 ) ma 90% szans na znalezienie się pomiędzy1,36 i 2,26  M ☉ , a mniejsza ( m 2 ) ma 90% szans bycia pomiędzy0,86 i 1,36  M ☉ . Przy założeniu niskiego wirowania zakresy są1,36 do 1,60  M ☉ dla m 1 i1,17 do 1,36  M ☉ na m 2 .

Masa chirp , bezpośrednio obserwowalny parametr, który można z grubsza przyrównać do średniej geometrycznej mas, mierzy się przy1.188+0,004
−0,002 M ☉ .

Uważa się, że w wyniku połączenia się gwiazd neutronowych powstanie kilonowa , charakteryzująca się krótkim rozbłyskiem gamma, po którym następuje dłuższa optyczna „poświata” zasilana radioaktywnym rozpadem jąder ciężkich procesów r . Kilonovae są kandydatami do produkcji o połowę cięższych pierwiastków chemicznych we Wszechświecie od żelaza. Uważa się, że powstało łącznie 16 000 mas Ziemi w ciężkich pierwiastkach, w tym około 10 mas Ziemi tylko z dwóch pierwiastków, złota i platyny.

Uważano, że początkowo uformowała się hipermasywna gwiazda neutronowa, o czym świadczy duża ilość wyrzutów (z których większość zostałaby połknięta przez natychmiast tworzącą się czarną dziurę). Brak dowodów na emisję jest zasilany przez gwiazdy neutronowej korkociągu-dół, co mogłoby nastąpić na dłuższe przetrwanie gwiazdy neutronowe, sugerują, że załamał się w czarną dziurę w milisekundach.

Późniejsze wyszukiwania nie znaleźliśmy dowodów spin-down w sygnale grawitacyjnego, co sugeruje już przeżyte gwiazdę neutronową.

Znaczenie naukowe

Wrażenie artysty strontu wyłaniającego się z połączenia gwiazd neutronowych.

Zainteresowanie naukowe wydarzeniem było ogromne, w dniu ogłoszenia opublikowano dziesiątki prac wstępnych (i prawie 100  preprintów ), w tym 8 listów w Science , 6 w Nature i 32 w specjalnym numerze The Astrophysical Journal Letters poświęconym Przedmiot. Zainteresowanie i wysiłek były globalne: artykuł opisujący obserwacje za pomocą wielu komunikatorów jest współautorem prawie 4000 astronomów (około jednej trzeciej 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, twardych rozbłysków gamma . Jest to jednak zdecydowanie najlepsza obserwacja, co czyni ją najsilniejszym do tej pory 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 od zera do dziesięciu sekund po szczytowej emisji fali grawitacyjnej, różnica między prędkościami fal grawitacyjnych i elektromagnetycznych, v GW − v EM , jest ograniczona do wartości od −3×10 −15 do +7×10 − 16 razy prędkość światła, co poprawia poprzednie szacunki o około 14 rzędów wielkości. Ponadto umożliwiło zbadanie zasady równoważności (poprzez pomiar opóźnienia Shapiro ) i niezmienności Lorentza . Nowe obserwacje zmniejszają granice możliwych naruszeń niezmienności Lorentza (wartości „współczynników sektora grawitacyjnego”) nawet o dziesięć rzędów wielkości. GW 170817 wykluczył również niektóre alternatywy dla ogólnej teorii względności , w tym warianty teorii tensora skalarnego , grawitację Hořavy -Lifshitza , emulatory ciemnej materii i grawitację bimetryczną .

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 to70,012,0
-8,0 (km/s)/Mpc, zasadniczo zgodne z aktualnymi najlepszymi szacunkami . Dalsze badania poprawiły pomiar do70,3+5,3
−5,0 (km/s)/Mpc. Wraz z obserwacją przyszłych wydarzeń tego rodzaju oczekuje się, że niepewność sięgnie 2% w ciągu pięciu lat i 1% w ciągu dziesięciu lat.

Obserwacje elektromagnetyczne pomogły wesprzeć teorię, że fuzje gwiazd neutronowych przyczyniają się do szybkiej nukleosyntezy procesu r-procesu wychwytywania neutronów i są znaczącymi źródłami pierwiastków procesu r cięższych niż żelazo, w tym złota i platyny, które wcześniej przypisywano wyłącznie wybuchom supernowych.

W październiku 2017 r. Stephen Hawking w swoim ostatnim wywiadzie telewizyjnym przedstawił ogólne znaczenie naukowe GW 170817.

We wrześniu 2018 r. astronomowie ogłosili powiązane badania dotyczące możliwych połączeń gwiazd neutronowych (NS) i białych karłów (WD), w tym połączeń NS-NS, NS-WD i WD-WD.

Pierwszą identyfikację pierwiastków procesu r w fuzji gwiazd neutronowych uzyskano podczas ponownej analizy widm GW170817. Widma dostarczyły bezpośredniego dowodu na wytwarzanie strontu podczas fuzji gwiazd neutronowych. Dostarczyło to również bezpośredniego dowodu na to, że gwiazdy neutronowe zbudowane są z materii bogatej w neutrony.

Zobacz też

Uwagi

Bibliografia

Zewnętrzne linki