Rugpjūčio 17 dieną, 12:41:04 UTC gravitacinių bangų detektorių tinklas LIGO-Virgo užregistravo dviejų kompaktiškų objektų, vadinamųjų „neutroninių žvaigždžių“ - supernovų sprogimų liekanų – gravitacinių bangų signalą. Ši registracija įvyko, praėjus trims dienoms po pirmo bendro dviejų juodųjų skylių susiliejimo užfiksavimo LIGO ir Virgo detektoriais.

Astronomai laukė neutroninių žvaigždžių susiliejimo sukeltų gravitacinių bangų užfiksavimo, nes tokių žvaigždžių Visatoje nemažai, o dvinarės neutroninės žvaigždės jau buvo atrastos anksčiau radioteleskopais. Garsiausias tokių žvaigždžių pavyzdys – dvinaris Hulse–Taylor pulsaras, atrastas 1974 metais. Astronomai 40 metų stebėjo, kaip dvi žvaigždės pamažu artėja viena prie kitos spirale. Maždaug po 300 milijonų metų jos susidurs, sukurdamos signalą, panašų į LIGO užfiksuotą GW170817 signalą.

Detektorių tinklas vykdė antrą mokslinių stebėjimų ciklą (vadinamą О2) - du LIGO detektoriai buvo įjungti 2016 metų lapkričio 30 dieną, o Virgo prisijungė 2017 metų rugpjūčio 1 dieną. Naudodami kelis detektorius, astronomai gali nustatyti, iš kurios dangaus srities sklinda signalas. Kuo detektorių daugiau, tuo tiksliau šią sritį galima apibrėžti. Šio įvykio sritis yra ištęsta (vadinamoji „paklaidos elipsė”), maždaug 2 laipsnių pločio ir 15 laipsnių ilgio, 28 kvadratinių ploto. Vizualiai tokį dangaus plotą ir formą uždengia ištiestoje rankoje laikomas bananas. Ši dangaus sritis yra Hidros žvaigždyne, o jos centras yra netoli Psi Hidros žvaigždės (ją galima pamatyti plika akimi).

Kiti stebėjimai: kelių sąveikų astronomija

Praėjus vos 1,7 s po gravitacinės bangos, Fermi kosminis teleskopas užregistravo GRB170817A gama blyksnį. Tokios galios, kaip GW170817 ar GRB170817A žybsniai dažnai vadinami trigeriais - nuo jų prasideda kita astronominė veikla. Šiuo atveju po trigerių pasirodymo buvo išsiųstas automatinis pranešimas astronomams, jie pradėjo stebėti ir išvydo netoli NGC4993 galaktikos įvykusio įvykio gęstančią šviesą.

Gravitacinių bangų signalas

Detektoriumi galima kelias minutes stebėti dvinarės neutroninės žvaigždės keliamas gravitacines bangas. GW170817 sistemoje, likus 100 sekundžių iki susidūrimo, neutroninės žvaigždės skriejo maždaug 400 kilometrų atstumu viena nuo kitos, orbitą apskriedamos maždaug 12 kartų per sekundę. Su kiekvienu apsisukimu žvaigždės spinduliavo gravitacines bangas, taip netekdamos energijos ir suartėdamos. Kuo mažesnė buvo orbita, tuo greičiau žvaigždės judėjo, o gravitacinių bangų amplitudė ir dažnis didėjo. Lėtas orbitos mažėjimas vadinamas kritimu spirale (inspirxl), o dažnio didėjimas - čirpimu (chirp). Procesas spartėjo, kol žvaigždės susiliejo, suformuodamos vieną likutinį objektą. Kad signalas būtų aiškesnis, gravitacinių bangų astronomai detektoriaus duomenis pavaizdavo kaip spektrogramą. Tai spalvotas atvaizdas, kur horizontalioje ašyje atidedamas laikas, vertikalioje vaizduojamas svyravimų dažnis, išmatuotas detektoriumi (apačioje žemi dažniai, aukšti - viršuje), o spalva - signalų stiprumą foninio triukšmo atžvilgiu (kuo ryškiau, tuo stipresnis). Dvigubos neutroninės žvaigždės čirpesio spektrograma atrodo kaip plona linija, iš pradžių, esant žemiems dažniams, tiesi, tačiau laikui einant, užsilenkianti į viršų vis stipriau, iki pat piko prieš pat žvaigždžių susiliejimą. Šis signalas aiškiai matomas abiejų LIGO detektorių spektrogramose, tačiau Virgo detektoriuose jo nesimato. Tai svarbu, norint nustatyti signalo vietą danguje. Kiekvienas detektorius visų signalų tuo pačiu metu nemato. Kadangi signalas gerai užfiksuotas dviem LIGO detektoriais, tačiau neužfiksuotas Virgo, vadinasi, signalas atsklido būtent iš tokios srities, o tai labai padeda lokalizuoti šaltinį.

Triukšmų valymas

LIGO automatinė programinė įranga iš pradžių nepamatė Livingstone esančių detektorių signalo, nors žmogui signalas buvo akivaizdus. Problema kilo dėl spiralinio kritimo ir čirpimo fazėje įvykusio triukšmo sustiprėjimo, panašaus į garso kolonėlėse statinės elektros sukeliamą traškėjimą. Tokius triukšmo sustiprėjimus mokslininkai vadina gličais ir jie turi būti pašalinti iš duomenų prieš tolesnę signalo analizę. Tokia valymo procedūra turi kruopšti, kad būtų pašalintas triukšmas, o ne pats signalas. Tokia procedūra vadinama triukšmo slopinimu.

Gravitacinių bangų detektoriuose gličai įvyksta neretai, tokiuose kaip GW170817 - kas kelias valandas.

Šaltinio savybės

Visų šaltinių kuriamos gravitacinės bangos skirtingos – jos priklauso nuo sistemų astrofizikinių savybių. Svarbūs rodikliai yra objektų masės, sukimosi apie savo ašį greičiai, ar objektą sunku deformuoti, orbitos dydis, orbitos pokrypis stebėtojo atžvilgiu ir t.t. Visų šių savybių kombinacija keičia gravitacinių bangų signalo formą, amplitudę ir signalo kitimo dinamiką. Gravitacinių bangų astronomai matuoja signalo pokyčius kuo tiksliau, o tada nagrinėja jį priešinga kryptimi, siekdami perprasti astrofizikines šaltinio savybes.

Šis procesas nėra idealus, nes signalai negali būti išmatuoti tiksliai. Dėl to dvigubos neutroninės žvaigždės savybes įsivaizduojame kaip diapazoną, kuriame visos reikšmės vienodai gerai aprašo šaltinį (mokslininkai šį diapazoną paprastai vadina paklaidomis, o LIGO-Virgo analizėje - aposteriorine tikimybe (posterior probability)).

Iš gravitacinių bangų analizės nustatytos kiekvienos poros narės masės yra tarp 0,86 ir 2,26 Saulės masių (M☉). Skirtingos masės signalą keičia taip pat, kaip ir skirtingi sukimosi apie savo ašį greičiai, kurių tiksliai išmatuoti iki šio įvykio negalėjome. Tariant, kad žvaigždės sukasi lėtai, duomenys lygiai taip pat galėtų būti paaiškinami masėmis tarp 1,17M☉ и 1,6M☉. Kaip bebūtų, šios masės atitinka visų žinomų neutroninių žvaigždžių mases, ir tai buvo viena iš priežasčių, kodėl manoma, kad sistemą sudarė neutroninės žvaigždės.

Kitas gravitacinėmis bangomis gerai išmatuojamas parametras – atstumas iki šaltinio (astronomų terminais tariant, fotometrinis atstumas). Signalu išmatuotas fotometrinis atstumas lygus 40 megaparsekų (apie 130 milijonų šviesmečių), kas atitinka atstumą iki NGC 4993 galaktikos. Žinodami išmatuotą atstumą ir turėdami optinius galaktikos stebėjimus, galime suskaičiuoti Hablo konstantą.

Neutroninės žvaigždės yra sudarytos iš itin tankios materijos ir nepanašios į jokius objektus Žemėje. Todėl astrofizikiniai stebėjimai - supertankių medžiagų tyrimo laboratorija. Fizikai tokias medžiagas aprašo vadinama būsenos lygtimi, siejančia slėgį ir tankį (panašia į žinomą idealių dujų būsenos (Klapeirono) lygtį PV=nRT). Egzistuoja daug skirtingų galimų būsenos lygčių, ir astronomai norėtų sužinoti, kuri iš jų geriausiai aprašo neutronines žvaigždes. Neutroninių žvaigždžių masė ir būsenos lygtis lemia žvaigždės dydį ir jos gravitacinio potencialo kitimą dėl jos poros žvaigždės gravitacijos keliamo suspaudimo (vadinamos potvyninės deformacijos). Šis suspaudimas savo ruožtu gali keisti gravitacinių bangų signalą. GW170817 analizė pateikia įdomius potvyninės deformacijos apribojimus, tačiau vienareikšmiškai nurodyti būsenos lygties negali.

Kas dar tai galėtų būti?

Kaip ir visų svarbių astronomijos atradimų atveju, šis stebėjimas padėjo sužinoti daugybę dalykų, tačiau daug klausimų liko neatsakyta. Du pagrindiniai klausimai apie GW170817 – pačių objektų prigimtis. Iš elektromagnetinio signalo stebėjimų galime padaryti išvadą, kad bent vienas poros objektas buvo neutroninė žvaigždė, tačiau tai nereiškia, kad abu objektai buvo neutroninės žvaigždės. Nors abiejų poros komponentų masės panašios į mums žinomų neutroninių žvaigždžių mases, viena iš jų galėjo būti juodoji skylė. Astronomai juodosios skylės, kurios masė būtų artima neutroninės žvaigždės masei, niekada nėra užfiksavę, tačiau nėra ir požymių, kad to būti negali, tad GW170817 galėjo būti juodosios skylės ir neutroninės žvaigždės pora. Kaip bebūtų, kadangi masės artimos žinomų neutroninių žvaigždžių masėms, linkstama interpretuoti abu objektus kaip neutronines žvaigždes.

Kitas svarbus klausimas – kuo tapo GW170817 objektas po susiliejimo. Yra dvi galimybės: arba jis tapo masyviausia iš mums žinomų neutroninių žvaigždžių, arba lengviausia iš mums žinomų juodųjų skylių. Abi versijos jaudinančios ir viliojančios, tačiau turimų duomenų kokybės nepakanka, kad galėtume išskirti kurią vieną. Apie objektą – kas jis toks bebūtų – težinome, kad jo masė yra maždaug 2,74M☉.

Komentarai ()