베이징시각 6 월 16 일 오후 10, 워싱턴 전국기자클럽에서 2 시간 분량의 기자회견이 열렸다. LIGO 의 전무 이사인 David Reitze 는 LIGO 와 처녀자리가 2065438 년 레이저로 중력파 천문대를 방해할 것이라고 발표했다. 그것은 각각1..15 와 1.6 태양 질량을 가진 두 개의 이중 중성자성의 결합으로 이루어져 있다. 프로브 날짜에 따르면 이 번호는 GW 1708 17 로 65438+3 억 광년 떨어져 있습니다. 또한 세계 각지의 많은 천문학자들과 탐사 장비의 공동 노력으로 중력파 사건의 전자기 대응체도 발견됐다.
20 16 초, 데이비드 리즈는 같은 곳에 서서 인류가 중력파를 처음 감지했다고 발표했다. 그때 우리는 다사천문학의 새로운 시대가 곧 시작될 것이라고 말했다. GW 1708 17 의 이번 탐사에서 중력파와 전자기 대응물을 동시에 탐지한 것은 중력파 다사천문학 시대의 진정한 시작으로 천문학 발전사에서 획기적인 의미를 지닌다. 반면에, 두 중성자 별의 합병은 일반적으로 감마선 폭발의 원천으로 간주되어 많은 다른 관측 현상을 일으킨다. 따라서 중력파, 전자기파 등의 관측 수단을 통합하여 중성자성이라는 신비로운 천체에 대해 더 자세히 이해할 수 있다.
그림 1: 중성자 별 두 개가 결합된 중력파와 해당 전자기 신호가 처음으로 인간에 의해 감지됐다.
그림 2: 중성자성의 합병으로 인한 중력파 신호와 이전 블랙홀에서 생성된 중력파 신호의 기간 비교. 이번에는 이중 중성자 별이 약 100 초 동안 지속되었는데, 그것은 단지 50 여 초만 보였다.
그림 3: LIGO 중력파 신호의 종료 시간이 감마 폭풍의 시작 시간과 약 2 초 차이가 나는 것을 알 수 있습니다.
우리가 처음으로 블랙홀의 중력파를 직접 탐지한 것처럼, 이중 중성자성 중력파의 탐지는 완전히 뜻밖의 일이었고, 좀 더 일찍 왔다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 앞서 쌍중성자 별에 대한 이해와 리고 탐지 감도에 대한 분석 비교를 근거로, 과학자들은 빅고 실녀자리가 리고가 진일보 업그레이드되고 예상 감도에 이르기 전까지는 거의 20 19 년이 되어야 쌍중성자의 합병을 감지할 수 있을 것으로 추정하고 있다. 인류가 2 년 전에 중성자 별 두 개의 합병을 성공적으로 탐지한 것은 기묘한 서프라이즈이다. 만약 원인을 추궁한다면, 탐지된 시스템이 우리와 비교적 가깝다는 것 외에, 다각적인 협조가 탐측 성공에 기여하는 중요한 요인이다.
1, 글로벌 협력, 목표.
GW 1708 17 의 수사과정은 고무적이며, 인터폴의 대륙 간 도주범을 추적하는 것보다도 더 흥미진진하다.
2065438 년 8 월 17 일 세계 각지의 천문학자들은 리고와 실녀자리 탐사선이 약 100 초 동안 새로운 중력파 신호를 감지했다는 소식을 들었다. 그 형태는 두 중성자의 합병과 일치한다. 중력파 신호가 도착한 후 약 1.7 초, 미국 항공우주국 페르미 위성이 소지하고 있는 감마선 폭모니터 (GBM) 와 유럽 적분 망원경이 소지하고 있는 SPI-ACS 탐지기는 미약한 단시간 감마선 폭발을 감지하고 이를 GRB1700 이라고 명명했다. 시공간의 일관성으로 인해 중력파 사건과 연관된 것으로 간주됩니다 ("연결" 은 두 가지 현상과 연관된 것으로 간주됨).
이 소식을 듣고 세계 각지의 망원경이 바쁘게 관측하기 시작했다. 칠레의 Swope 초신성 순천 (SSS) 망원경은 1 1 시간도 채 안 되어 은하 NGC4993 에서 밝은 광원을 처음 관찰했는데, 이 광원은 처음에 20/KLOC 로 확인되었다. 이후 다른 몇몇 팀은 독립적으로 광원을 감지하고 확인했다.
다음 몇 주 동안 천문학자들은 찬드라 X 선 망원경, 허블 우주 망원경, 칠레의 지름이 8.4m 인 큰 망원경, 아타카마 대형 밀리미터 웨이브 어레이 알마 등 세계에서 가장 진보된 망원경을 사용하여 이 지역을 집중적으로 관찰했다. 이러한 관측은 합병 전 약 100 초에서 합병 후 몇 주까지의 이 재앙적인 사건에 대한 종합적인 설명을 제공하며, NGC4993 은하 중 두 중성자성의 합병으로 중력파, 짧은 감마폭, 수천 개의 새로운 별이 생겨났다는 과학자들의 추측이 드러났다.
그림 4: (왼쪽) 유럽남역 여러 대의 다른 망원경에서 볼 수 있는 중력파 소스에 해당하는 광학 이미지입니다. (오른쪽) 허블 망원경이 서로 다른 시간에 관찰한 이미지.
이런 탐구는 글로벌 협력의 완벽한 구현이다. 하지만 데이비드 리즈가 기자회견에서 말했듯이, 미국 항공우주국 페르미 위성 감마선 폭발 신호의 탐지는 이번 리고 탐사를 빛나게 했다. 중력파 신호가 감마선 신호보다 먼저 생성되지만, 흥미롭게도 미국 항공우주국 페르미 위성이 보내는 탐지 신호는 리고 팀보다 빠르다. 그 이유는 GRB 1708 17A 가 미국 항공우주국 페르미 위성의 GRB 모니터에 의해 감지되어 관련 경보가 자동으로 GCN 시스템으로 전송되기 때문입니다. 하지만 리고의 자동 데이터 분석은 약 6 분 정도 걸립니다. 과학자들은 먼저 리고핸포드 천문대에서 거의 동시에 중력파 사건 후보 LIGO170817 을 발견한 후 중력파가 GRB/Kloc 보다 더 크다는 것을 발견했습니다. 나중에 과학자들은 유럽 적분 위성의 관측 데이터에서 감마선 폭풍 신호의 존재를 더욱 확인했다. 눈에 띄지 않던 감마선 폭신호가 강한 중력파 후보와 공존하면서 갑자기 천문학계 전체의 관측 흥미를 불러일으켰고, 이 하늘 지역도 인기 있는 관측 대상이 됐다.
9 월 말 제 4 차 중력파 대회에서 어슬렁어슬렁한 처녀자리는 이미 리고 탐사선의 공간 위치 범위를 1 160 제곱도에서 100 제곱도로 좁혀 공간 위치의 정확도를 크게 높였다. 베이시안 통계 방법을 사용하여 가능한 모든 매개변수를 더 추정하면 공간 위치가 60 제곱도로 더 줄어듭니다. 이 공간 포지셔닝은 거의 20 배 향상되었습니다. 이번 중성자성 사건에서 세 개의 탐사선은 결국 28 제곱도 범위 내에 소스를 배치했다. 바로 공간 위치 지정의 정확도가 크게 높아졌기 때문에 전자파 단면 탐지의 공간 확인이 가능해졌다.
그림 5: 현재 감지된 5 개의 중력파 공간 위치 비교도 노란색은 최신 중력파 GW 1708 17 에 대한 중력파 소스 영역을 결정합니다.
공동 관측의 또 다른 중요한 의미는 빠른 반응이다. 페르미가 관찰한 감마선 폭이든, VIRGO 실녀자리에서 관찰한 중력파는 기간이 짧기 때문에 다른 천문대와 관측자들은 가능한 지역을 즉시 따라가야 하기 때문에 가능한 위치 정보를 즉시 알려주는 시스템이 필요하다.
감마선 폭풍과 관련해 지난 세기 말 BeppoSAX 위성이 궤도에서 운행하는 동안 이 네트워크는 이미 나타났고, 미국 항공우주국은 감마선 조정네트워크 (GCN) 의 메일 시스템을 구축했다. 위성이 감마선 폭발 신호를 감지하면 감마선 폭발의 위치 정보를 가장 빠른 속도로 시스템에 보내고, 메일 시스템을 구독하는 사람은 누구나 즉시 힌트를 받아 가능한 관찰을 할 수 있다. 페르미 관측은 이 시스템을 사용하여 전 세계 많은 조직에 가장 빠른 속도로 통지했고, 많은 망원경도 관측에 참여했다. 물론, VIRGO 처녀자리 조직의 경우, 가능한 후속 관측을 보장하기 위해 전 세계 70 개 관측기구 (중국은 거의 10 개 조직) 와 각서 계약을 체결했으며, 중력파 신호가 감지되면 그들만의 독특한 채널을 통해 관련 정보를 전달할 것이다.
이중 중성자 별 병합은 이중 블랙홀 병합보다 더 좋습니다.
발표회에서 이번에 탐지된 중력파는 두 중성자성의 합병으로 인한 것이라고 언급했다. 앞서 발표한 네 차례의 중력파 사건은 모두 쌍블랙홀에 의해 발생했다. 양자의 가장 큰 차이점은 두 중성자 별의 합병으로 전자기 복사가 발생한다는 것이다. 그러나 블랙홀의 경우, 우리는 보통 그렇지 않다고 생각하는데, 이 점도 관찰된 검증을 받았다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)
무엇이 이런 차이를 만들어 냈습니까? 일반적으로 천체의 물리적 복사의 이론적 요구 사항에 따라 전자기 방사선을 생성하려면 천체 주위에 기체가 있어야 한다. 블랙홀 시스템의 경우, 처음에는 블랙홀 주위에 가스가 많이 있을 수 있지만, 긴 진화 과정에서 더 이상 가스원이 없다면 블랙홀 합병의 마지막 단계에서 가스가 소진되어 전자기 방사선을 생성할 수 없고 시공간을 교란하는 중력파만 생산할 수 있다. 과학자들이 이전에 탐지한 네 번과 같다. (윌리엄 셰익스피어, 햄릿, 과학명언) (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀)
두 중성자 별이 합병되기 전에 주변의 기체가 이미 소모되었을 것이다. 그러나 합병 과정에서 광속에 가깝거나 광속보다 훨씬 낮은 속도로 던져지는 물질이 있어 단시간 규모의 감마선 폭풍, 감마선 잔광, 수천 개의 새로운 별을 만들어 낸다. 빛의 속도에 가까운 물질은 페르미 위성이 본 감마선 폭발을 일으키고, 저속으로 움직이는 물질은 수천 개의 새로운 별을 생성하는데, 이 새로운 별들은 많은 광학/적외선 망원경에 의해 포착된다.
잠깐, 짧은 시간 규모의 감마 폭풍, 감마 폭풍 잔광, 천만 개의 샛별이란 무엇인가? 다음은 하나씩 말씀드리겠습니다.
간단히 말해서, 감마선 폭풍은 감마선 복사가 하늘 어느 방향에서 갑자기 밝아지는 현상으로, 우주 대폭발 이후 가장 격렬한 천체 폭발이라고 할 수 있다. 1990 년대 초 콤프 턴 감마선 천문대는 수천 개의 감마선 폭풍을 관찰한 후 간단한 통계를 만들어 기간에 따라 두 가지 범주로 나누었다. 하나는 2 초 이상 폭발하는 긴 시간 규모 감마선 폭이고, 다른 하나는 2 초 미만의 짧은 시간 규모 감마선 폭이다. 심도 있는 연구 결과 이 두 감마 폭풍의 기원은 완전히 다르다는 것을 발견했다.
현재 이해에 따르면, 질량별 붕괴로 인한 장시간 규모 감마선 폭이나 쌍밀성으로 인한 단시간 규모 감마선 폭등은 중심 천체가 다르긴 하지만 (블랙홀이나 초고속 자성), 감마선 폭발의 발생 메커니즘과 후속 진화는' 불덩어리 모델' 이라는 이론으로 설명할 수 있다. 이 이론에서 중심하늘은 일정 기간 동안 상대적으로 연속적인 극단적인 상대성론 스프레이를 만들어 내는데, 이는 이 분출된 물질이 빛의 속도에 가까운 속도로 천체의 축을 따라 바깥쪽으로 이동한다는 것을 의미한다. 분출되는 물질 사이에 약간의 속도 차이, 상호 충돌, 운동 에너지를 기체 입자의 열로 변환한 다음, 자기장의 작용으로 우리가 본 고에너지 방사선, 즉 초기 감마선을 발생시켜 우리가 본 감마선을 잘 설명한다. (윌리엄 셰익스피어, 감마선, 감마선, 감마선, 감마선, 감마선, 감마선, 감마선) 질량이 큰 별은 분출 시간이 길고 중성자 별 두 개가 합쳐져 분출 시간이 짧아 우리가 관찰한 것이 다르다.
이 별들 주위에는 성간 가스 매체가 있다. 분출 물질이 서로 부딪히는 것을 멈추면 계속 바깥쪽으로 움직이며 주변 기체 매체와 상호 작용하여 자체 운동의 에너지를 주변 성간 가스로 전달한다. 성간 가스는 열을 받아 강한 방사선을 생성하는데, 이를 감마선 폭발 잔휘라고 한다. 그것의 에너지 스펙트럼은 엑스레이에서 라디오 대역까지 확장될 것이다. 어느 정도까지, 잔광의 강도는 주변 성간 가스의 밀도와 관련이 있다. 밀도가 높을수록 잔광이 밝아진다.
이번 중력파와 관련된 감마선 폭발은 단시간 규모의 감마선 폭발에 속한다. 페르미 위성이 관측한 폭발 시간 척도는 0.7 초이기 때문이다. 또한 중력파의 결과든 전자파의 관찰과 맞춤 결과든 이중 중성자의 합병 예상과 일치한다. 예를 들어 중력파 파형의 맞춤은 중성자의 질량이 중성자의 질량 범위와 일치한다는 것을 알려준다.
두 중성자가 합병하는 과정에서 약 1/ 1, 000 에서111,000 개의 태양 질량 물질이 사방으로 던져져 구체와 모양이 비슷하다 이 분출된 물질은 고속 중성자 포획 과정을 통해 대량의 중원소를 생산한다. 이 원소들은 불안정하고 빠르게 쇠퇴하여 방사선 가열 발사체를 만들어 밝은 가시광선과 근적외선 방사선을 방출하는데, 그 밝기는 보통 수천 배에 달하는 샛별 수준에 달하기 때문에' 천샛별' 이라고 불린다. 이 천신성은 지구와 매우 가깝기 때문에 매우 밝으며, 이전에 탐지된 단시간 규모 감마폭거리의 10 분의 1 이다.
그림 6: 이중 중성자가 함께 회전하다가 결국 합병하여 수천 개의 샛별을 만드는 과정.
중력파를 발생시킨 천체가 완전히 다르기 때문에 우리가 관찰한 중력파 파형은 크게 다를 것이다. 블랙홀에 비해 중성자의 질량은 훨씬 작으며, 합병 과정에서 시공간의 교란과 변형도 더 약하다. 따라서 현재 탐사선의 감도가 결정된 상황에서는 근처의 중력파 신호만 감지할 수 있습니다. 이 중력파 소스는 우리10 억 광년 떨어져 지금까지 감지된 모든 중력파 소스의 최신 예입니다. 파형 맞춤을 통해 과학자들은 두 중성자 별의 질량이 각각1..15 와 1.6 개의 태양 질량이라고 결정했습니다. 병합된 천체의 질량은 약 2.74 개의 태양 질량으로 0.0 1 개의 태양 질량만 분사됩니다.
3. 풀린 수수께끼와 풀리지 않은 수수께끼
이전에도 우리는 여전히 대답하기 어려운 질문들을 많이 가지고 있었습니다. 중성자성 자체든 중성자별 두 개가 합쳐져 생긴 감마선 폭발이었든 말입니다. (데이비드 아셀, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 남녀명언) 두 중성자가 합병된 후 중성자성인가, 자전 속도가 더 빠른 블랙홀인가? 폭발은 얼마나 많은 물질을 던질 것인가? 분사의 메커니즘과 분사의 각도는 무엇입니까? 우리는 아직 확실하지 않다.
게다가, 지금까지 과학자들은 중성자의 성분과 구조에 대해 아직 잘 알지 못했다. 두 중성자 별이 서로 가깝지만 병합되지 않을 때, 두 중성자 별은 서로의 조수력으로 인해 심하게 변형되어 결국 스핀 속도와 중력파 파형에 영향을 미칩니다. 따라서 과학자들은 중력파와 전자파의 공동 관측이 이러한 문제들에 대한 귀중한 답을 제공할 수 있기를 바란다.
아쉽게도 현재 중력파 탐지 설비의 감도로 중력파 신호 곡선이 좋지 않아 내부 구조에 대한 문제는 줄곧 해답을 얻지 못했다. 그러나 부분 합병 후 얼마나 많은 소재를 던졌는지에 대한 예비 답이 있다. 자랑스러운 것은 이 답이 관찰에 참여한 중국 망원경이 제시한 것이다. (대답은 즉시 발표됩니다)
두 중성자 별의 합병으로 중성자 별 또는 블랙홀이 생겨났습니까? 아직 확실하지 않습니다. 중력파 파형의 맞춤으로 합친 질량은 약 2.74 개의 태양 질량이기 때문이다. 이론적으로, 천체의 질량이 3 개의 태양 질량을 넘으면, 보통 블랙홀로 여겨진다. 그러나 중성자 별의 최대 허용 값은 분명하지 않다. 중성자성 내부가 중성자로 이루어져 있다면 물태 방정식과 회전 속도를 종합적으로 고려하면 2.74 개의 태양 질량에 도달할 수 없다. 하지만 내부가 쿼크와 같은 다른 외래물질로 이루어져 있다면, 특정 조건 하에서 이런 질량의 천체는 어느 정도 가능성이 있다. 이때 이 천체는' 쿼크 천적' 이라고 불릴 수 있다. (윌리엄 셰익스피어, 쿼크, 쿼크, 쿼크, 쿼크, 쿼크, 쿼크, 쿼크) 그러나 현재 모든 관측은 중성자와 블랙홀의 임계 질량을 제시하지 못했고, 물론 쿼크의 존재에 대한 증거도 제시하지 못했다. 관측의 관점에서 볼 때, 우리가 관찰한 가장 무거운 중성자성은 대략 2 개의 태양 질량이고, 가장 작은 블랙홀의 질량은 5 개의 태양 질량이다. 이 둘 사이에는 빈틈이 하나 있는데, 어떤 치밀한 천체의 질량도 이 범위에 속하는 것을 발견하지 못했다. 따라서 우리는 두 중성자 별이 합쳐져 생긴 2.74 태양 질량 천체가 무엇인지 확실하지 않지만, 이 발견은 블랙홀과 중성자 별 사이의 공백을 메우고 앞으로 더 많은 천문 발견을 위한 막을 열었다.
그림 7: 현재 감지된 블랙홀과 중성자성의 질량 분포도는 그 차이가 매우 크다는 것을 보여준다. 이번 탐구는 이 공백을 메운 첫 번째 천체이다.
과학자들은 중성자 별 내부의 정보를 보지 못했고 최종 합병이 무엇인지 알지 못했지만, 나중에 많은 전자기 관측은 여전히 우리에게 불확실한 정보를 알려 주었습니다. 예를 들어, 매우 큰 망원경 (VLT) 의 스펙트럼 관측은 중금속 (예: 우리가 잘 알고 있는 금, 은) 의 출처를 확인하는데, 대부분 중성자성의 합병 과정에서 발생한다.
그림 8: 원소 기원표. 노란색은 중성자의 합병으로 생긴 원소를 나타내며, 우리가 흔히 볼 수 있는 금은 바로 이 과정을 통해 생겨난 것이다.
앞서 과학자들은 단시간 규모 감마폭에서 수천 개의 신성으로 추정되는 세 가지 사례를 감지했지만, 잔휘의 광변화 곡선에서는 적은 수의 데이터 포인트만 볼 수 있었다. (윌리엄 셰익스피어, 윈스턴, 과학명언) (윌리엄 셰익스피어, 윈스턴, 과학명언) 거리가 가깝기 때문에 감마선 폭풍의 잔광은 매우 약해서 수천 개의 새로운 별의 존재를 완전히 증명했다. 또한 광변화 곡선의 변천을 맞추면 약 1% 의 물질이 통합 과정에서 던져진다고 추정할 수 있다.
게다가, 전자기 신호와 중력파 신호의 결합은 천문 이론 자체에 어떤 의미가 있습니까? 한편, 과학자들은 이 두 신호가 도착하는 시간차를 통해 아인슈타인의 약한 동등성 원리를 검증할 수 있는데, 이는 아인슈타인의 일반 상대성 이론과 다른 중력 이론의 초석이며 아인슈타인의 이론은 다시 한 번 검증을 통과했다.
또한 중력파 신호와 전자기 신호의 조합은 우주의 팽창 속도를 설명하는 허블 상수와 같은 우주학의 기본 매개변수를 제한할 수 있습니다. 중력파의 진폭 비교를 통해 시스템에서 우리의 광도 거리까지 추론할 수 있으며, 전자파의 스펙트럼 분석을 통해 이 시스템의 적색 이동을 알 수 있다. 둘 다 주어지면 허블 상수의 값을 계산할 수 있습니다.
플랑크 위성의 수치와 비교했을 때:
분명히 중력파가 주는 수치 오차는 매우 크다. 하지만 예견할 수 있는 것은 검출 정확도가 높아짐에 따라 (VIRGO 실녀자리 제외, KAGRA 탐사선 암 길이 3km 도 테스트를 시작했으며-인도와 많은 3 세대 중력파 탐지기가 계획 중) 탐지된 중력파 원의 수가 늘어나면서 이런 오차가 곧 개선될 것이라는 점이다. (윌리엄 셰익스피어, 빅토리아, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 과학명언)
중력파는 남방의 뱀부좌에서 발생하는데, 북방의 망원경은 보기 어렵기 때문에 국내 대부분의 망원경은 새로운 f.a.s.t. 와 FAST 광학 망원경 (윈난리장 2.4m 망원경, 국가천문대 흥성관측소 2. 16m 광학 망원경 등) 을 관찰하지 못했다. ).
다행히도, 중국에는 두 대의 망원경이 이번 관측에 참여했다. 하나는 남극 Dome A 에 위치한 50cm 남극 광학 순천망원경 (AST3) 이고, 프로젝트 책임자는 자금산 천문대의 왕립범 연구원이다. 중력파 소스 정보가 발표된 지 하루 정도 지났을 때, AST3 망원경은 이 목표원을 관찰했다. 당시 남극겨울은 막 지나갔고, 목표 천체의 지평고도는 낮았다. 태양의 제한으로 하루에 거의 2 시간의 관측 시간이 있다. 망원경은 결국 10 일을 관측했고, 결국 목표 천체의 광변화 곡선을 얻어 톱스타 샛별의 이론적 예측과 일치했다.
관측의 또 다른 참가자는 하드 X-레이 변조 우주 망원경 (눈이라고도 함) 이다. 관측 소식이 발표되었을 때, 이 사건은 정확히 그 관측 범위 내에 있었지만, 유감스럽게도, 안회는 이 에너지 벨트에서 가장 민감한 관측 장비였지만, 0.2-5 MeV 에너지 벨트의 어떤 전자기 신호도 감지하지 못했다. 이는 이번 감마 폭풍이 우리에게 완전히 적합하지 않을 가능성이 높다.
인류 역사상 처음으로 중력파와 전자기 대응체를 동시에 탐지한 것은 중력파 천문학의 또 다른 중요한 이정표가 될 것이다. 이 탐구는 우리에게 약간의 의혹을 풀었지만, 더 많은 문제를 제기했다. 역사상 모든 천문 발견과 마찬가지로 인간의 호기심의 승리이자 새로운 출발점이다. 다사자 중력파 천문학 시대의 막이 열렸을 때, 우리는 인류의 단결과 협력의 힘으로 더 많은 우주의 신비가 밝혀질 것이라고 믿는다.