Tai pirmas kartas, kai užfiksuotos ir gravitacinės bangos, ir šviesa, rašoma išplatintame pranešime.

Atradimas padarytas JAV esančioje Lazerinės interferometrijos gravitacijos bangų observatorijoje (LIGO), Europos kosmoso agentūros jutikliu „Virgo“ ir 70-yje Žemėje ir kosmose esančių observatorijų.

Neutroninės žvaigždės – labai mažų žvaigždžių tipas, viena paskutiniųjų žvaigždžių evoliucijos stadijų. Jos susidaro, sprogus didelei žvaigždei ir susiformavus supernovoms.

Nuo spirale besisukančių neutroninių žvaigždžių sklido gravitacinės bangos, kurių trukmė buvo maždaug 100 sekundžių (1 min. ir 40 s.). Kai žvaigždės sprogo, plykstelėjo šviesa – gama spindulių pliūpsnis. Kelias savaites po neutroninių žvaigždžių susidūrimo buvo fiksuojama kitų formų elektromagnetinė radiacija – rentgeno spindulių, ultravioletinių, optinių, infraraudonųjų ir radijo bangų.

Astronomams pasitaikė precedento neturinti galimybė stebėti dviejų neutroninių žvaigždžių susidūrimą.

Pavyzdžiui, JAV „Gemini“ observatorija, „European Very Large Telescope“ observatorija ir Hablo kosminis teleskopas užfiksavo neseniai susintetintų medžiagų – aukso, platinos ir kt. Po daugelio dešimtmečių sulaukta atsakymo, kur susidaro maždaug pusė sunkesnių už geležį elementų.

LIGO ir „Virgo“ stebėjimų rezultatai aprašyti pirmadienį išėjusiame žurnale „Physical Review Letters“. Dalį LIGO ir „Virgo“ bendradarbiavimo metu gautos medžiagos ir astronomų bendruomenės stebėsenos rezultatų duomenų vieni žurnalai priėmė spausdinti, kiti atmetė.

„Tai be galo džiugi patirtis, retas įvykis, keičiantis mūsų suvokimą apie šios visatos funkcionavimą, – teigė Nacionalinio mokslo fondo (NMF), kuris remia LIGO, direktorius France‘as Cordova. – Buvo įgyvendintas senas daugelio mūsų tikslas – vienu metu stebėti retus kosminius reiškinius, pasitelkus tiek įprastas, tiek gravitacinių bangų observatorijas. Tik dėl keturis dešimtmečius trukusių NMF investicijų į gravitacinių bangų observatorijas, taip pat į teleskopus, kurie stebi nuo radijo iki gama spindulių ilgio bangas, mums pavyko praplėsti galimybes ir užfiksuoti naują kosminį fenomeną, taip pat gauti šviežių žinių apie žvaigždžių fizines ypatybes jų agonijoje.“

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☉.

Žodynas

● Juodoji skylė: erdvėlaikio sritis, supanti itin kompaktišką masę, kurioje gravitacija tokia stipri, kad už jos ribų negali ištrūkti niekas – netgi šviesa.

● Gama spinduliai: didžiausios energijos elektromagnetinio spektro spinduliai.

● Neutroninė žvaigždė: itin tankus objektas, masyvios žvaigždės kolapso liekana.

Šaltinis
Temos
Griežtai draudžiama Delfi paskelbtą informaciją panaudoti kitose interneto svetainėse, žiniasklaidos priemonėse ar kitur arba platinti mūsų medžiagą kuriuo nors pavidalu be sutikimo, o jei sutikimas gautas, būtina nurodyti Delfi kaip šaltinį.
www.DELFI.lt
Prisijungti prie diskusijos Rodyti diskusiją (37)