Войти
 Сигнал GW170817, измеренный детекторами гравитационных волн LIGO и Virgo | |
| Другие обозначения | GW170817 |
|---|---|
| Тип события | Событие гравитационной волны, слияние нейтронных звезд  |
| Дата | 17 августа 2017 г. |
| Инструмент | LIGO, Дева |
| Созвездие | Гидра |
| Прямое восхождение | 13 09 48.08 |
| Склонение | -23 ° 22 ′ 53,3 ″ |
| Эпоха | J2000.0 |
| Расстояние | 40 мегапарсек (130 Mly ) |
| Redshift | 0,0099 |
| Предыдущий | GW170814 |
 Связанные СМИ на Wikimedia Commons | |
Координаты : 
13 09 48,08, -23 ° 22 ′ 53,3 ″ GW 170817 было сигналом гравитационной волны (GW), наблюдаемым LIGO и Детекторы Virgo 17 августа 2017 г., происходящие из оболочки эллиптической галактики NGC 4993. ГВ была образована в последние минуты двух нейтронных звезд , спиралевидно сближающихся друг другу и наконец слияние, и это первое наблюдение ГВ, подтвержденное негравитационными методами. В отличие от пяти предыдущих обнаружений GW, которые касались слияния черных дыр, которые, как ожидается, не дадут обнаруживаемого электромагнитного сигнала, последствия этого слияния также наблюдали 70 обсерваторий на 7 континентах и в США. космос, через электромагнитный спектр, что знаменует собой значительный прорыв в астрономии с несколькими мессенджерами. Открытие и последующие наблюдения GW 170817 были удостоены награды Прорыв года за 2017 год от журнала Science.
. Сигнал гравитационной волны, обозначенный GW 170817, имел длительность примерно 100 секунд., и показывает характеристики по интенсивности и частоте, ожидаемые от спирального двух нейтронных звезд. Анализ небольшого изменения времени прихода ГВ в трех точках расположения детекторов (два LIGO и один Virgo) дал приблизительное угловое направление на источник. Независимо, короткий (длительностью ~ 2 секунды) гамма-всплеск, обозначенный GRB 170817A, был обнаружен Fermi и INTEGRAL <113.>запуск космического корабля через 1,7 секунды после сигнала слияния ГВ. 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. астрономический переходный процесс, обозначенный AT 2017gfo (первоначально SSS 17a ), был обнаружен через 11 часов после сигнала гравитационной волны в галактике NGC 4993 во время поиска области, указанной при обнаружении 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 материала, богатого нейтронами, как и ожидалось от обломков, выброшенных из нейтрона. -звездное слияние.
В октябре 2018 года астрономы сообщили, что GRB 150101B, событие гамма-всплеска, обнаруженное в 2015 году, может быть аналогом GW 170817. Сходства между ними событий с точки зрения излучения гамма-лучей, оптического и рентгеновского, а также природы связанных родительских галактик, считаются "поразительными", и это примечательное сходство предполагает, что оба отдельных и независимых события могут быть результатом слияния нейтронных звезд, и оба могут быть до сих пор неизвестным классом переходных процессов килонова. Таким образом, по мнению исследователей, Килоновские события 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.
Дэвид Рейтце, исполнительный директор LIGO
Об этих 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 до официального объявления, начиная с 18 августа 2017 г., 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 счерпание официального протокола объявления. Другие люди поддержали слух и сообщили, что в публичных журналах нескольких крупных телескопов указаны приоритетные прерывания для наблюдения NGC 4993, галактики 40 Mpc (130 Mly ) в созвездии Гидры. Сотрудничество ранее отказалось комментировать слухи, не добавив к предыдущему объявлению, что было несколько анализируемых триггеров.
Воспроизвести медиа Впечатление художника о столкновении двух нейтронных звезд. Это общая иллюстрация, не относящаяся к GW170817. (00:23 видео.)Сигнал гравитационной волны длился примерно 100 секунд, начиная с частоты 24 герц. Он охватил примерно 3000 циклов, увеличиваясь по амплитуде и частоте до нескольких сотен герц. в типичном внспиральном шаблоне щебетания, заканчивающемся столкновением, полученным в 12:41: 04.4 UTC. Сначала оно достигло детектора Virgo в Италии, а затем 22 через миллисекунды на детекторе LIGO-Livingston в Луизиане, США, и еще через 3 миллисекунды на детекторе LIGO-Hanford в штате Вашингтон, США. Сигнал был обнаружен и проанализирован путем сравнения с прогнозом из общей теории относительности, определенной на основе постньютоновского расширения.
Автоматический компьютерный поиск потока данных LIGO-Hanford вызвал предупреждение для группы LIGO примерно через 6 минут после события. гамма-излучение уже было выпущено в этот момент (через 16 секунд после события), поэтому время, близкое к совпадению, было автоматически помечен. Команда LIGO / Virgo выпустила предварительное предупреждение (только с приблизительным положением гамма-лучей) для астрономов из последующих групп через 40 минут после события.
Для определения местоположения события на небе необходимо объединить данные из три интерферометра; 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 сохраняющимся параллельно нарастающему переходному сигналу на самых низких частотах. Это потребовало ручного анализа и интерполяции до объявления местоположения 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 одном из слепых пятен Девы; это отсутствие сигнала в данных Девы способствовало значительному уменьшению зоны удержания источника.
Художественная концепция: слияние двух нейтронных звезд Первым обнаруженным электромагнитным сигналом был GRB 170817A, a короткий гамма-всплеск, обнаруженный 1,74 ± 0,05 с после времени слияния и продолжающийся около 2 секунд.
GRB 170817A был обнаружен космическим гамма-телескопом Ферми, с автоматическим предупреждением, выпущенным всего через 14 секунд после обнаружения GRB. 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 GRB был относительно слабым, учитывая близость родительской галактики NGC 4993, возможно, из-за того, что ее струи были направлены не прямо на Землю, а скорее под углом. угол около 30 градусов в сторону.
Изображение NGC 4993, полученное телескопом Хаббла, со вставкой, показывающей GRB 170817A за 6 дней. Предоставлено: НАСА и ЕКА. 
Оптические световые кривые 
Изменение в оптическом и ближнем инфракрасном спектрах Была выпущена серия предупреждений для других астрономов, начиная с отчета об обнаружении гамма-излучения и одном детекторе LIGO триггер в 13:21 UTC и местоположение неба с тремя детекторами в 17:54 UTC. Это вызвало массовые поиски во многих роботизированных телескопах обследований и . Помимо ожидаемого большого размера области поиска (примерно в 150 раз больше площади полной луны ), этот поиск был сложным, поскольку область поиска находилась рядом с Солнцем в небе. и, таким образом, видны не более нескольких часов после сумерек для любого заданного телескопа.
Всего шесть групп (Один метр, два полушария (1M2H), DLT40, VISTA, Master, DECam, Обсерватория Лас-Камбрес (Чили) независимо друг от друга визуализировали тот же новый источник за 90-минутный интервал. Первым, кто обнаружил оптический свет С столкновением связана команда 1M2H, проводившая Swope Supernova Survey, которая обнаружила его на изображении NGC 4993, сделанном через 10 часов и 52 минуты после события GW на 1-метровом Диаметр (3,3 фута) телескопа Swope, работающего в ближнем инфракрасном диапазоне в обсерватории Лас-Кампанас, Чили. Они также были первыми, кто объявил об этом, назвав свое обнаружение SSS 17a в циркуляре 1226. после события. Новый источник был позже получил официальное обозначение Международного астрономического союза (IAU) 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 обеспечить точное расстояние, соответствующее расстоянию, основанному только на гравитационных волнах.
Обнаружение оптического и ближнего инфракрасного источников обеспечило огромное улучшение локализации, уменьшив неопределенность от нескольких градусов до 0,0001 градуса; это позволило многим крупным наземным и космическим телескопам проследить за источником в последующие дни и недели. Через несколько часов после определения местоположения было проведено множество дополнительных наблюдений в инфракрасном и видимом спектрах. В течение следующих дней цвет оптического источника менялся 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 материал выбрасывается со скоростью примерно 10 процентов от скорости света. Существует 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) 15.3 часов после события миссией «Быстрый гамма-взрыв». После первоначального отсутствия рентгеновского и радиообнаружения источник был обнаружен в рентгеновских лучах через 9 дней рентгеновской обсерваторией Чандра и через 16 дней по радио с помощью Карла Г.. Jansky Very Large Array (VLA) в Нью-Мексико. Более 70 обсерваторий, охватывающих электромагнитный спектр, наблюдали источник.
Радио- и рентгеновское излучение продолжало расти в течение нескольких месяцев после слияния и, как представляется, уменьшилось. В сентябре 2019 года астрономы сообщили о получении оптического изображения GW170817 [предполагаемого] послесвечения с помощью космического телескопа Хаббл. 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.
Никакие нейтрино, соответствующие источнику, не были обнаружены в ходе последующих поисков нейтринными обсерваториями IceCube и ANTARES и Обсерватория Пьера Оже. Возможное объяснение необнаружения нейтрино заключается в том, что событие наблюдалось под большим внеосевым углом и, следовательно, исходящая струя не была направлена на Землю.
Сигнал гравитационной волны показал, что он был создан в результате столкновения двух нейтронных звезд с общей массой в 2,82 + 0,47. -0,09 массы Солнца (массы Солнца ) Если принять низкие спины, соответствующие тем, которые наблюдаются в двойных нейтронных звездах, которые сольются в течение хаббловского времени, общая масса составит 2,74 + 0,04. −0.01 M☉.
Массы компонентных звезд имеют большую неопределенность. Более крупный (m 1) с вероятностью 90% находится между 1,36 и 2,26 M ☉, а меньший (m 2) имеет вероятность 90% находится между 0,86 и 1,36 M ☉. В предположении низкого вращения диапазоны составляют от 1,36 до 1,60 M ☉ для m 1 и от 1,17 до 1,36 M ☉ для m 2.
масса чирпа, непосредственно наблюдаемый параметр, который можно очень грубо приравнять к среднему геометрическому масс, измеряется на уровне 1,188 + 0,004. -0,002 M ☉.
Считается, что событие слияния нейтронных звезд приводит к килонова, характеризующаяся коротким гамма-всплеском, за которым следует более продолжительное оптическое «послесвечение», вызванное радиоактивным распадом тяжелого r-процесса ядра. Килоновые звезды являются кандидатами на производство половины химических элементов, которые тяжелее железа во Вселенной. Считается, что образовались тяжелые элементы в 16000 раз больше массы Земли, включая около 10 масс Земли только двух элементов, золота и платины.
Сверхмассивная нейтронная звезда была Предполагается, что они образовались изначально, о чем свидетельствует большое количество выбросов (большая часть которых была бы поглощена немедленно формирующейся черной дырой). Отсутствие доказательств того, что выбросы вызваны замедлением вращения нейтронной звезды, что могло бы произойти для более выживших нейтронных звезд, предполагает, что она коллапсировала в черную дыру за миллисекунды.
Более поздние поиски действительно обнаружили доказательства замедления вращения в гравитационном сигнале, что указывает на более долгоживущую нейтронную звезду.
Представление художника о стронция, возникающем в результате слияния нейтронных звезд. Научный интерес к этому событию был огромен, с десятками предварительных статей (и почти 100 препринтов ), опубликованных в день объявления, в том числе 8 писем в Science, 6 в Nature и 32 в специальном выпуске Письма в Astrophysical Journal Letters, посвященные этой теме. Интерес и усилия были глобальными: документ, описывающий наблюдения с использованием нескольких мессенджеров, написан в соавторстве почти с 4000 астрономов (около одной трети мирового астрономического сообщества) из более чем 900 учреждений, использующих более 70 обсерваторий на всех 7 континентах и в космосе..
Это может быть не первое наблюдаемое событие, вызванное слиянием нейтронных звезд; была первой правдоподобной килоновой, предложенной на основе последующих наблюдений коротко-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.
Это событие также дает предел о разнице 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 между В −3 × 10 и + 7 × 10 раз больше скорости света, что лучше предыдущей оценки примерно на 14 порядков. 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 в результате наблюдения, составляет 70,0 + 12,0. -8,0 (км / с) / Мпк, что в целом согласуется с текущими лучшими оценками. Дальнейшие исследования улучшили измерение до 70,3 + 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 слияние нейтронных звезд способствует быстрому захват нейтронов нуклеосинтез r-процесса и являются важными источниками r-процесса элементов тяжелее железа, включая золото и платину, которые ранее относились исключительно к 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 об исследованиях возможных слияний нейтронные звезды (NS) и белые карлики (WD): включая слияния NS-NS, NS-WD и WD-WD.
Первая идентификация элементов r-процесса в слиянии нейтронных звезд был получен 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.
 | На Викискладе есть материалы, связанные с GW170817. |
