Коллаборация LIGO-Virgo вместе с астрономами из 70 обсерваторий объявила сегодня о наблюдении слияния двух нейтронных звезд в гравитационном и электромагнитном диапазонах: увидели гамма-всплеск, а также рентгеновское, ультрафиолетовое, видимое, инфракрасное и радио излучение.
Иллюстрация столкновения нейтронных звезд. Узкий выброс по диагонали — поток гамма-лучей. Светящееся облако вокруг звезд — источник видимого света, который наблюдали телескопы после слияния. Credit: NSF/LIGO/Sonoma State University/Aurore Simonnet
Нейтронные звезды, самые маленькие и плотные из всех звезд, образуются при взрыве сверхновой. Когда две нейтронные звезды образуются в паре, они вращаются друг вокруг друга, и постепенно теряют энергию, сближаясь и излучая гравитационные волны, пока наконец не сталкиваются. Такое столкновение и наблюдали телескопы LIGO, а через две секунды после — гамма-вслеск достиг космического телескопа Ферми, и в последующие дни и недели астрономы могли наблюдать событие в других электромагнитных диапазонах.
Впервые гравитационные волны были зарегистрированы два года назад — от слияния черных дыр. С тех пор еще три сигнала от черных дыр были приняты детекторами, последний — всего за три дня до этого события.
Под катом — о сигнале и открытиях, с ним связанных: точной оценке на скорость гравитационных волн, независимой оценке на постоянную Хаббла и новых данных по физике нейтронных звезд.
UPD Краткое изложение главной статьи о детектировании ГВ на русском — здесь.
Всего на arXiv вчера было опубликовано 67 (!!!) статей об открытии.
С самого начала работы LIGO ученые ждали регистрации волн от столкновения нейтронных звезд, так как они довольно распространены во Вселенной, а пары нейтронных звезд уже наблюдались с помощью радио телескопов. Например, двойной пульсар Халса-Тейлора, открытый в 1974, на котором впервые было косвенно доказано существование гравитационных волн: на протяжении 40 лет наблюдений две нейтронные звезды сблизились, потеряв часть энергии вращения на излучение гравитационных волн. Примерно через 300 миллионов лет эти две нейтронные звезды столкнутся, произведя сигнал, подобный тому, что LIGO наблюдала в этот раз.
Гравитационно-волновой сигнал, GW170817, был зарегистрирован 17 августа 2017 в 8:41 EDT. Автоматическая программа обработки данных обнаружила сильный сигнал на одном из детекторов LIGO, а двумя секундами позднее космический телескоп Ферми увидел всплеск гамма излучения. Телескопы и LIGO обмениваются данными о потенциальных событиях, и на основе такого совпадения между сигналами было разослано оповещение другим телескопам по всему миру, которые начали наблюдения в различных диапазонах. Сигнал также присутствовал и в данных второго детектора LIGO, но был изначально не принят автоматикой из-за глитча (о чем ниже).
Все сигналы на временной шкале
Анализ данных с LIGO позволил оценить параметры источника сигнала — двух нейтронных звезд массами от 1.1 до 1.6 солнечной и диаметром около 20 км. В отличие от предыдущих наблюдений слияния черных дыр, где само слияние занимало миллисекунды, этот сигнал длился около 100 секунд. Источник сигнала находился гораздо ближе, чем предыдущие — всего около 130 миллионов световых лет. Как результат, сигнал оказался гораздо чище от шума — соотношение сигнал-шум в 32.4, а значит, лишь раз в 80000 лет такой сигнал может случайно быть произведен флуктуациями шумов в детекторах.
В момент детектирования работал также европейский детектор Virgo, но на нем сигнала не оказалось, что помогло определить местоположение источника: Virgo был расположен по отношению к волне так, что оказался не чувствителен к ней (здесь есть видео-иллюстрация к объяснению). Подробнее о том, как три детектора помогают улучшить локализацию источника, можно прочитать тут.
Совместное наблюдение гамма-всплеска, гравитационных волн и видимого света позволили определить не только область на небе, где произошло событие, но и галактику NGC 4993, к которой звезды принадлежали.
Определение расположения на небе разными детекторами
Астрономы наблюдали короткие всплески гамма-излучения на протяжении многих десятилетий, но не знали точно, как они возникают. Основным предположением было, что этот всплеск происходит в результате слияния нейтронных звезд, и теперь наблюдение гравитационных волн от этого события подтвердило теорию.
Когда нейтронные звезды сталкиваются, основная часть их вещества сливается в один сверхмассивных объект, излучая “огненный шар” из гамма излучения (тот самые короткий гамма-всплеск, зарегистрированный через две секунды после гравитационных волн). После этого возникает так называемая килонова, когда вещество, оставшееся после столкновения нейтронных звезд уносится от места столкновения, излучая свет. Наблюдение за спектром этого излучения позволило определить, что тяжелые элементы, такие как золото, рождаются именно в результате килоновых. Ученые наблюдали после-свечение на протяжении недель после события, собирая данные о процессах, происходивших в звездах, и это явилось первым достоверным наблюдением килоновой.
Нейтронные звезды — это сверхплотные объекты, образующиеся после взрыва сверхновой. Давление в звезде столь высоко, что отдельны атомы не могут существовать, и внутри звезды находится жидкий «суп» из нейтронов, протонов и других частиц. Чтобы описать нейтронную звезду, ученые используют уравнение состояния, связывающее давление и плотность вещества. Существует множество вариантов возможных уравнений состояний, но ученые не знают, какие из них правильные, поэтому гравитационные наблюдения могут помочь разрешить этот вопрос. На данный момент наблюденный сигнал не дает однозначного ответа, но помогают дать интересные оценки на форму звезды (которая зависит от гравитационного притяжения ко второй звезде).
Интересным открытием оказалось, что наблюдавшийся короткий гамма-всплеск является самым близким к Земле, но в то же время слишком тусклым для такого расстояния. Ученые предположили несколько возможных объяснений: возможно, луч гамма-излучения был неравномерной яркости, или мы увидели только самый его край. В любом случае возникает вопрос: ранее астрономы не предполагали, что такие тусклые всплески могут быть расположены так близко, и могли ли они тогда пропустить такие же тусклые всплески, или же неправильно интерпретировать их как более далекие? Совместные наблюдения в гравитационном и электромагнитном диапазоне могут помочь дать ответ, но на данном уровне чувствительности детекторов такие наблюдения будут достаточно редкими — в среднем 0.1-1.4 в год.
Кроме гравитационного и электромагнитного излучения, нейтронные звезды излучают потоки нейтрино в процессе слияния. Детекторы нейтрино также работали над поиском этих потоков от события, но не зафиксировали ничего. В целом, этот результат был ожидаем — как и в случае гамма-всплеска, событие слишком тусклое (или мы наблюдаем его под большим углом), чтобы детекторы могли его увидеть.
Так как гравитационные волны и световой сигнал произошли от одного источника с очень большой вероятностью (5.3 sigma), и первый световой сигнал пришел через 1.7 секунд после гравитационного, мы можем ограничить скорость распространения гравитационных волн с очень большой точностью. Предполагая, что свет и гравитационные волны излучались одновременно, а задержка между сигналами произошла из-за того, что гравитация быстрее, можно получить верхнюю оценку. Нижнюю оценку можно получить из моделей слияния нейтронных звезд: предположить, что свет был испущен через 10 секунд после гравитационных волн (в этот момент уже все процессы точно должны были завершиться) и нагнал гравитационные волны к моменту достижения Земли. Как результат, скорость гравитации равна скорости света с огромной точностью
Для нижней оценки можно использовать и большую задержку между излучением, и даже предположить, что сначала был испущен световой сигнал, что понизит точность пропорционально. Но даже в этом случае оценка получается чрезвычайно точной.
Используя те же знания о задержке между сигналами можно значительно повысить точность оценок на лоренц-инвариантность (разности между поведением гравитации и света при преобразовании Лоренца) и принцип эквивалентности.
Больше подробностей — в публикации или кратком изложении (на английском).
Хочется отметить, что задержка между гравитационным и гамма сигналом в случае справедливости стандартной теории (скорости света и ГВ точно равны, нет никаких хитрых модификаций ОТО) может быть объяснена астрофизическими факторами. Ученые предполагают несколько возможных сценариев. Основной гипотезой образования пучков гамма-излучения является коллапс остатка от слияния нейтронных звезд в одну черную дыру, и поток гамма-частиц возникает в момент коллапса. Если после слияния нейтронных звезд они образовали одну большую (неустойчивую) нейтронную звезду, она могла просуществовать от нескольких секунд до минут перед коллапсом в ЧД, что вызвало задержку. Другим объяснением задержки может быть необходимость для релятивистского пучка гамма-лучей пройти через газовую оболочку, сброшенную в процессе слияния. Эта оболочка может быть непрозрачна для излучения, и прежде чем пучок «пробьет» окно в ней, проходит определенное время. Эти сценарии подробно рассмотрены в публикации.
Credit: 1M2H/UC Santa Cruz and Carnegie Observatories/Ryan Foley
Постоянная Хаббла связывает расстояние между двумя объектами со скоростью их удаления друг от друга за счет расширения Вселенной: v = H0*d. Это наиболее фундаментальная величина в космологии, определяющая размер Вселенной и основные законы космологии. Определение постоянной Хаббла — сложная задача, так как измерение расстояний между объектами обычно нетривиально.
Обычно для измерения расстояний используется межгалактическая шкала расстояний (космическая лестница), когда разные методы измерений используются для измерения близких и далеких расстояний. Многие из этих методах основаны на знании светимости объектов, называемых стандартными свечами (например, цефеиды или сверхновые) — тогда, измерив их яркость, можно посчитать расстояние. Таким образом была рассчитана постоянная Хаббла в проекте SHoES (телескоп Хаббл).
Ученые измерили постоянную Хаббла и другим образом — по наблюдению параметров реликтового излучения на телескопе Планк, и получили другое значение постоянной Хаббла, не согласующееся с измерениями SHoES. Это различие слишком велико, чтобы быть статистическим, но пока не известны причины расхождений оценок. Поэтому необходимо независимое измерение.
Распределение вероятности для постоянной Хаббла с использованием гравитационных волн (синий). Пунктиром обозначены интервалы 1σ и 2σ (68.3% и 95.4%). Для сравнения показаны интервалы 1σ и 2σ для предыдущих оценок: Планк (зеленый) и SHoES (оранжевый), которые не сходятся друг с другом.
Гравитационные волны в данном случае играют роль стандартных свечей (и называются стандартными сиренами). Наблюдая амплитуду сигнала на Земле и моделируя его амплитуду в источнике, можно оценить, насколько она уменьшилась, и узнать тем самым расстояние до источника — независимо от любых предположений на постоянную Хаббла или предыдущие измерения. Наблюдение светового сигнала позволило определить галактику, где располагалась пара нейтронных звезд, а скорость удаления этой галактики была хорошо известна по предыдущим измерениям. Отношение между скоростью и расстоянием и является постоянной Хаббла. Важно, что такая оценка совершенно независима от предыдущих оценок или космической шкалы расстояний.
Одного измерения оказалось недостаточно, чтобы разрешить загадку различия в оценках Планка и SHoES, но в целом оценка уже хорошо соответствует известным значениям. Учитывая, что предыдущие оценки основываются на статистике, собранной на протяжении многих лет, это очень значительный результат.
Статья опубликована в Nature (тут можно прочитать), а тут можно найти краткое изложение (английский).
Верхняя панель показывает глитч в данных LIGO-Livingston, и также явно демонстрирует наличие чирпа. Нижняя панель показывает безразмерную амплитуду колебаний, ”strain" (величина, которой мы описываем величину сигнала в LIGO и Virgo) в момент глитча. Это короткий
(длится всего около 1/4 секунды), но очень сильный сигнал. Подавление уменьшает глитч до уровня оранжевой кривой, которая показывает уровень фонового шума, всегда присутствующего в детекторах LIGO.
Только один из детекторов LIGO увидел сигнал в автоматическом режиме, поскольку на детекторе в Ливингстоне в момент события произошел «глитч». Этим термином называют всплеск шума, похожий на хлопок статики в радиоприемнике. Хотя гравитационно волновой сигнал был очевидно заметен человеческому глазу, автоматика отсекает подобные данные. Поэтому понадобилась очистка сигнала от глитча, прежде чем данные могли быть использованы детектором. Глитчи появляются в детекторах все время — примерно раз в несколько часов. Ученые классифицируют их по форме и длительности и используют эти знания для улучшения детекторов. Вы можете помочь им в этом в проекте GravitySpy, где пользователи ищут и классифицируют глитчи в данных LIGO, чтобы помочь ученым.
Известные нам черные дыры, нейтронные звезды и их слияния. Есть область средних масс, о существовании компактных объектов с которыми мы ничего не знаем. Credit: LIGO-Virgo/Northwestern/Frank Elavsky
Мы зарегистрировали гравитационные волны от двух компактных объектов, и наблюдение электромагнитного излучения говорит о том, что один из них был нейтронной звездой. Но второй мог быть и черной дырой малой массы, и хотя ранее таких черных дыр никто не видел, теоретически они могут существовать. Из наблюдения GW170817 нельзя определить точно, было ли это столкновение двух нейтронных звезд, хотя это и более вероятно.
Второй любопытный момент: а чем стал этот объект после слияния? Он мог стать либо сверхмассивной нейтронной звездой (самой массивной из известных) или самой легкой из известных черных дыр. К сожалению, данных наблюдения недостаточно, чтобы ответить на этот вопрос.
Наблюдение слияния нейтронных звезд в о всех диапазонах — потрясающе богатое на физику событие. Количество данных, полученных учеными только за эти два месяца позволило подготовить несколько десятков публикаций, и гораздо больше будет, когда данные станут общедоступными. Физика нейтронных звезд гораздо богаче и интереснее физики черных дыр — мы можем напрямую проверять физику сверхплотного состояния вещества, а также квантовую механику в условиях сильных гравитационных полей. Эта уникальная возможность может помочь нам наконец найти связь между общей теорией относительности и квантовой физикой, которая до сих пор ускользала от нас.
Это открытие еще раз показывает, насколько в современной физике важна совместная работа многих коллабораций из тысяч людей.
Традиционно на Reddit ученые из LIGO отвечают на вопросы пользователей, очень рекомендую!
Происходит это будет с 18 часов по Москве 17 и 18 октября. Ссылка на событие будет ко времени начала.
Иллюстрация столкновения нейтронных звезд. Узкий выброс по диагонали — поток гамма-лучей. Светящееся облако вокруг звезд — источник видимого света, который наблюдали телескопы после слияния. Credit: NSF/LIGO/Sonoma State University/Aurore Simonnet
Нейтронные звезды, самые маленькие и плотные из всех звезд, образуются при взрыве сверхновой. Когда две нейтронные звезды образуются в паре, они вращаются друг вокруг друга, и постепенно теряют энергию, сближаясь и излучая гравитационные волны, пока наконец не сталкиваются. Такое столкновение и наблюдали телескопы LIGO, а через две секунды после — гамма-вслеск достиг космического телескопа Ферми, и в последующие дни и недели астрономы могли наблюдать событие в других электромагнитных диапазонах.
Впервые гравитационные волны были зарегистрированы два года назад — от слияния черных дыр. С тех пор еще три сигнала от черных дыр были приняты детекторами, последний — всего за три дня до этого события.
Под катом — о сигнале и открытиях, с ним связанных: точной оценке на скорость гравитационных волн, независимой оценке на постоянную Хаббла и новых данных по физике нейтронных звезд.
UPD Краткое изложение главной статьи о детектировании ГВ на русском — здесь.
Список научных статей (пополняется ссылками по мере поступления)
- «GW170817: Observation of gravitational waves from a binary neutron star inspiral», PRL 119, 161101 (2017)
- «Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger», ApJL in press (2017). (почитать тут)
- «Gravitational Waves and Gamma Rays from a Binary Neutron Star Merger: GW170817 and GRB 170817A», ApJL in press (2017). (тут можно почитать)
- «A standard siren measurement of the Hubble constant with GW170817», Nature in press (2017).
- «Estimating the Contribution of Dynamical Ejecta in the Kilonova Associated with GW170817»
- «GW170817: Implications for the Stochastic Gravitational-Wave Background from Compact Binary Coalescences»
- «Search for High-energy Neutrinos from Binary Neutron Star Merger GW170817 with ANTARES, IceCube, and the Pierre Auger Observatory»
- On the Progenitor of Binary Neutron Star Merger GW170817
Всего на arXiv вчера было опубликовано 67 (!!!) статей об открытии.
О сигнале
С самого начала работы LIGO ученые ждали регистрации волн от столкновения нейтронных звезд, так как они довольно распространены во Вселенной, а пары нейтронных звезд уже наблюдались с помощью радио телескопов. Например, двойной пульсар Халса-Тейлора, открытый в 1974, на котором впервые было косвенно доказано существование гравитационных волн: на протяжении 40 лет наблюдений две нейтронные звезды сблизились, потеряв часть энергии вращения на излучение гравитационных волн. Примерно через 300 миллионов лет эти две нейтронные звезды столкнутся, произведя сигнал, подобный тому, что LIGO наблюдала в этот раз.
Гравитационно-волновой сигнал, GW170817, был зарегистрирован 17 августа 2017 в 8:41 EDT. Автоматическая программа обработки данных обнаружила сильный сигнал на одном из детекторов LIGO, а двумя секундами позднее космический телескоп Ферми увидел всплеск гамма излучения. Телескопы и LIGO обмениваются данными о потенциальных событиях, и на основе такого совпадения между сигналами было разослано оповещение другим телескопам по всему миру, которые начали наблюдения в различных диапазонах. Сигнал также присутствовал и в данных второго детектора LIGO, но был изначально не принят автоматикой из-за глитча (о чем ниже).
Все сигналы на временной шкале
Анализ данных с LIGO позволил оценить параметры источника сигнала — двух нейтронных звезд массами от 1.1 до 1.6 солнечной и диаметром около 20 км. В отличие от предыдущих наблюдений слияния черных дыр, где само слияние занимало миллисекунды, этот сигнал длился около 100 секунд. Источник сигнала находился гораздо ближе, чем предыдущие — всего около 130 миллионов световых лет. Как результат, сигнал оказался гораздо чище от шума — соотношение сигнал-шум в 32.4, а значит, лишь раз в 80000 лет такой сигнал может случайно быть произведен флуктуациями шумов в детекторах.
В момент детектирования работал также европейский детектор Virgo, но на нем сигнала не оказалось, что помогло определить местоположение источника: Virgo был расположен по отношению к волне так, что оказался не чувствителен к ней (здесь есть видео-иллюстрация к объяснению). Подробнее о том, как три детектора помогают улучшить локализацию источника, можно прочитать тут.
Совместное наблюдение гамма-всплеска, гравитационных волн и видимого света позволили определить не только область на небе, где произошло событие, но и галактику NGC 4993, к которой звезды принадлежали.
Определение расположения на небе разными детекторами
Что мы можем сказать о нейтронных звездах?
Астрономы наблюдали короткие всплески гамма-излучения на протяжении многих десятилетий, но не знали точно, как они возникают. Основным предположением было, что этот всплеск происходит в результате слияния нейтронных звезд, и теперь наблюдение гравитационных волн от этого события подтвердило теорию.
Когда нейтронные звезды сталкиваются, основная часть их вещества сливается в один сверхмассивных объект, излучая “огненный шар” из гамма излучения (тот самые короткий гамма-всплеск, зарегистрированный через две секунды после гравитационных волн). После этого возникает так называемая килонова, когда вещество, оставшееся после столкновения нейтронных звезд уносится от места столкновения, излучая свет. Наблюдение за спектром этого излучения позволило определить, что тяжелые элементы, такие как золото, рождаются именно в результате килоновых. Ученые наблюдали после-свечение на протяжении недель после события, собирая данные о процессах, происходивших в звездах, и это явилось первым достоверным наблюдением килоновой.
Нейтронные звезды — это сверхплотные объекты, образующиеся после взрыва сверхновой. Давление в звезде столь высоко, что отдельны атомы не могут существовать, и внутри звезды находится жидкий «суп» из нейтронов, протонов и других частиц. Чтобы описать нейтронную звезду, ученые используют уравнение состояния, связывающее давление и плотность вещества. Существует множество вариантов возможных уравнений состояний, но ученые не знают, какие из них правильные, поэтому гравитационные наблюдения могут помочь разрешить этот вопрос. На данный момент наблюденный сигнал не дает однозначного ответа, но помогают дать интересные оценки на форму звезды (которая зависит от гравитационного притяжения ко второй звезде).
Интересным открытием оказалось, что наблюдавшийся короткий гамма-всплеск является самым близким к Земле, но в то же время слишком тусклым для такого расстояния. Ученые предположили несколько возможных объяснений: возможно, луч гамма-излучения был неравномерной яркости, или мы увидели только самый его край. В любом случае возникает вопрос: ранее астрономы не предполагали, что такие тусклые всплески могут быть расположены так близко, и могли ли они тогда пропустить такие же тусклые всплески, или же неправильно интерпретировать их как более далекие? Совместные наблюдения в гравитационном и электромагнитном диапазоне могут помочь дать ответ, но на данном уровне чувствительности детекторов такие наблюдения будут достаточно редкими — в среднем 0.1-1.4 в год.
Кроме гравитационного и электромагнитного излучения, нейтронные звезды излучают потоки нейтрино в процессе слияния. Детекторы нейтрино также работали над поиском этих потоков от события, но не зафиксировали ничего. В целом, этот результат был ожидаем — как и в случае гамма-всплеска, событие слишком тусклое (или мы наблюдаем его под большим углом), чтобы детекторы могли его увидеть.
Скорость гравитационных волн
Так как гравитационные волны и световой сигнал произошли от одного источника с очень большой вероятностью (5.3 sigma), и первый световой сигнал пришел через 1.7 секунд после гравитационного, мы можем ограничить скорость распространения гравитационных волн с очень большой точностью. Предполагая, что свет и гравитационные волны излучались одновременно, а задержка между сигналами произошла из-за того, что гравитация быстрее, можно получить верхнюю оценку. Нижнюю оценку можно получить из моделей слияния нейтронных звезд: предположить, что свет был испущен через 10 секунд после гравитационных волн (в этот момент уже все процессы точно должны были завершиться) и нагнал гравитационные волны к моменту достижения Земли. Как результат, скорость гравитации равна скорости света с огромной точностью
Для нижней оценки можно использовать и большую задержку между излучением, и даже предположить, что сначала был испущен световой сигнал, что понизит точность пропорционально. Но даже в этом случае оценка получается чрезвычайно точной.
Используя те же знания о задержке между сигналами можно значительно повысить точность оценок на лоренц-инвариантность (разности между поведением гравитации и света при преобразовании Лоренца) и принцип эквивалентности.
Больше подробностей — в публикации или кратком изложении (на английском).
О задержке между сигналами
Хочется отметить, что задержка между гравитационным и гамма сигналом в случае справедливости стандартной теории (скорости света и ГВ точно равны, нет никаких хитрых модификаций ОТО) может быть объяснена астрофизическими факторами. Ученые предполагают несколько возможных сценариев. Основной гипотезой образования пучков гамма-излучения является коллапс остатка от слияния нейтронных звезд в одну черную дыру, и поток гамма-частиц возникает в момент коллапса. Если после слияния нейтронных звезд они образовали одну большую (неустойчивую) нейтронную звезду, она могла просуществовать от нескольких секунд до минут перед коллапсом в ЧД, что вызвало задержку. Другим объяснением задержки может быть необходимость для релятивистского пучка гамма-лучей пройти через газовую оболочку, сброшенную в процессе слияния. Эта оболочка может быть непрозрачна для излучения, и прежде чем пучок «пробьет» окно в ней, проходит определенное время. Эти сценарии подробно рассмотрены в публикации.
Постоянная Хаббла
Credit: 1M2H/UC Santa Cruz and Carnegie Observatories/Ryan Foley
Постоянная Хаббла связывает расстояние между двумя объектами со скоростью их удаления друг от друга за счет расширения Вселенной: v = H0*d. Это наиболее фундаментальная величина в космологии, определяющая размер Вселенной и основные законы космологии. Определение постоянной Хаббла — сложная задача, так как измерение расстояний между объектами обычно нетривиально.
Обычно для измерения расстояний используется межгалактическая шкала расстояний (космическая лестница), когда разные методы измерений используются для измерения близких и далеких расстояний. Многие из этих методах основаны на знании светимости объектов, называемых стандартными свечами (например, цефеиды или сверхновые) — тогда, измерив их яркость, можно посчитать расстояние. Таким образом была рассчитана постоянная Хаббла в проекте SHoES (телескоп Хаббл).
Ученые измерили постоянную Хаббла и другим образом — по наблюдению параметров реликтового излучения на телескопе Планк, и получили другое значение постоянной Хаббла, не согласующееся с измерениями SHoES. Это различие слишком велико, чтобы быть статистическим, но пока не известны причины расхождений оценок. Поэтому необходимо независимое измерение.
Распределение вероятности для постоянной Хаббла с использованием гравитационных волн (синий). Пунктиром обозначены интервалы 1σ и 2σ (68.3% и 95.4%). Для сравнения показаны интервалы 1σ и 2σ для предыдущих оценок: Планк (зеленый) и SHoES (оранжевый), которые не сходятся друг с другом.
Гравитационные волны в данном случае играют роль стандартных свечей (и называются стандартными сиренами). Наблюдая амплитуду сигнала на Земле и моделируя его амплитуду в источнике, можно оценить, насколько она уменьшилась, и узнать тем самым расстояние до источника — независимо от любых предположений на постоянную Хаббла или предыдущие измерения. Наблюдение светового сигнала позволило определить галактику, где располагалась пара нейтронных звезд, а скорость удаления этой галактики была хорошо известна по предыдущим измерениям. Отношение между скоростью и расстоянием и является постоянной Хаббла. Важно, что такая оценка совершенно независима от предыдущих оценок или космической шкалы расстояний.
Одного измерения оказалось недостаточно, чтобы разрешить загадку различия в оценках Планка и SHoES, но в целом оценка уже хорошо соответствует известным значениям. Учитывая, что предыдущие оценки основываются на статистике, собранной на протяжении многих лет, это очень значительный результат.
Статья опубликована в Nature (тут можно прочитать), а тут можно найти краткое изложение (английский).
Немного о LIGO и глитчах
Верхняя панель показывает глитч в данных LIGO-Livingston, и также явно демонстрирует наличие чирпа. Нижняя панель показывает безразмерную амплитуду колебаний, ”strain" (величина, которой мы описываем величину сигнала в LIGO и Virgo) в момент глитча. Это короткий
(длится всего около 1/4 секунды), но очень сильный сигнал. Подавление уменьшает глитч до уровня оранжевой кривой, которая показывает уровень фонового шума, всегда присутствующего в детекторах LIGO.
Только один из детекторов LIGO увидел сигнал в автоматическом режиме, поскольку на детекторе в Ливингстоне в момент события произошел «глитч». Этим термином называют всплеск шума, похожий на хлопок статики в радиоприемнике. Хотя гравитационно волновой сигнал был очевидно заметен человеческому глазу, автоматика отсекает подобные данные. Поэтому понадобилась очистка сигнала от глитча, прежде чем данные могли быть использованы детектором. Глитчи появляются в детекторах все время — примерно раз в несколько часов. Ученые классифицируют их по форме и длительности и используют эти знания для улучшения детекторов. Вы можете помочь им в этом в проекте GravitySpy, где пользователи ищут и классифицируют глитчи в данных LIGO, чтобы помочь ученым.
Вопросы без ответов
Известные нам черные дыры, нейтронные звезды и их слияния. Есть область средних масс, о существовании компактных объектов с которыми мы ничего не знаем. Credit: LIGO-Virgo/Northwestern/Frank Elavsky
Мы зарегистрировали гравитационные волны от двух компактных объектов, и наблюдение электромагнитного излучения говорит о том, что один из них был нейтронной звездой. Но второй мог быть и черной дырой малой массы, и хотя ранее таких черных дыр никто не видел, теоретически они могут существовать. Из наблюдения GW170817 нельзя определить точно, было ли это столкновение двух нейтронных звезд, хотя это и более вероятно.
Второй любопытный момент: а чем стал этот объект после слияния? Он мог стать либо сверхмассивной нейтронной звездой (самой массивной из известных) или самой легкой из известных черных дыр. К сожалению, данных наблюдения недостаточно, чтобы ответить на этот вопрос.
Заключение
Наблюдение слияния нейтронных звезд в о всех диапазонах — потрясающе богатое на физику событие. Количество данных, полученных учеными только за эти два месяца позволило подготовить несколько десятков публикаций, и гораздо больше будет, когда данные станут общедоступными. Физика нейтронных звезд гораздо богаче и интереснее физики черных дыр — мы можем напрямую проверять физику сверхплотного состояния вещества, а также квантовую механику в условиях сильных гравитационных полей. Эта уникальная возможность может помочь нам наконец найти связь между общей теорией относительности и квантовой физикой, которая до сих пор ускользала от нас.
Это открытие еще раз показывает, насколько в современной физике важна совместная работа многих коллабораций из тысяч людей.
Reddit AMA
Традиционно на Reddit ученые из LIGO отвечают на вопросы пользователей, очень рекомендую!
Происходит это будет с 18 часов по Москве 17 и 18 октября. Ссылка на событие будет ко времени начала.
Дополнительно
- Хронология наблюдения
- Более подробное видео об открытии
- Сводная табличка данных
Credit: LSC/Anuradha Gupta, Zoheyr Doctor
- Как звучит слияние нейтронных звезд
- Еще одна симуляция слияния
- Страница Gemini с объяснениями электромагнитных наблюдений
- Красивая анимация работы интерферометра
- Забавная игра, SpaceTime Quest, в которой вы строите свой инетферометр, пытаясь достичь наилучшей чувствительности.
- Видео от NASA про нейтронные звезды
- Интерактивная карта источников ГВ на небе: Gravoscope
