GW170817: відмінності між версіями
| [неперевірена версія] | [неперевірена версія] |
Немає опису редагування |
Розбив на підрозділи. Дописав розділи. Виправив помилки. Додав зображення і посилання. Розширив і переробив попередній текст. |
||
| Рядок 9: | Рядок 9: | ||
== Передісторія відкриття == |
== Передісторія відкриття == |
||
Уперше ідея нейтронної |
Уперше ідея нейтронної зорі була висунута 1934 року<ref name="BaadeZwicky1934">{{cite journal|author=Baade W. and Zwicky F.|title=Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays|journal=Physical Review|volume=46|issue=1|year=1934|pages=76–77|issn=0031-899X|doi=10.1103/PhysRev.46.76.2}}</ref>. Однак лише 1967-го було отримане рентгенівське випромінювання від нейтронної зорі {{не перекладено|Скорпіон X-1|4=Scorpius X-1}} в [[скорпіон (сузір'я)|сузір'ї Скорпіона]]. Того ж року було відкрито перший [[радіопульсар]], після чого астрономи виявили кілька подвійних нейтронних зір. |
||
1974 року [[Джозеф Тейлор молодший|Джозеф Тейлор]] і [[Рассел Галс]] виявили подвійну систему, одна із зір якої була пульсаром<ref name="HulseTaylor1975">{{cite journal|author=Hulse R. A. and Taylor J. H.|title=Discovery of a pulsar in a binary system|journal=The Astrophysical Journal|volume=195|year=1975|pages=L51|issn=0004-637X|doi=10.1086/181708}}</ref>. Протягом наступних 40 років астрономи спостерігали за тим, як ці дві зорі поступово зближуються одна з одною. Тейлор і Галс виявили, що орбіти подвійних зір зменшувались зі швидкістю 10 мм на рік - ця величина узгоджувалась із передбаченнями втратами енергії внаслідок генерування гравітаційних хвиль<ref name="HulseTaylor1975" />. Поступове зближення таких подвійних нейтронних зірок було першим свідченням існування гравітаційних хвиль, передбачених [[Теорія відносності|теорією відносності]]. Їхнє зіткнення має відбутися приблизно через 300 млн років, породивши гравітаційно-хвильовий сигнал, подібний до GW170817. |
1974 року [[Джозеф Тейлор молодший|Джозеф Тейлор]] і [[Рассел Галс]] виявили подвійну систему, одна із зір якої була пульсаром<ref name="HulseTaylor1975">{{cite journal|author=Hulse R. A. and Taylor J. H.|title=Discovery of a pulsar in a binary system|journal=The Astrophysical Journal|volume=195|year=1975|pages=L51|issn=0004-637X|doi=10.1086/181708}}</ref>. Протягом наступних 40 років астрономи спостерігали за тим, як ці дві зорі поступово зближуються одна з одною. Тейлор і Галс виявили, що орбіти подвійних зір зменшувались зі швидкістю 10 мм на рік - ця величина узгоджувалась із передбаченнями втратами енергії внаслідок генерування гравітаційних хвиль<ref name="HulseTaylor1975" />. Поступове зближення таких подвійних нейтронних зірок було першим свідченням існування гравітаційних хвиль, передбачених [[Теорія відносності|теорією відносності]]. Їхнє зіткнення має відбутися приблизно через 300 млн років, породивши гравітаційно-хвильовий сигнал, подібний до GW170817. |
||
| Рядок 18: | Рядок 18: | ||
== Природа нейтронних зір == |
== Природа нейтронних зір == |
||
{{main|Нейтронна зоря}} |
|||
Більшість зір (із масами від [[Маса Сонця|сонячної маси]], '''M<sub>☉</sub>''', до 8-10 M<sub>☉</sub> ), після того, як майже весь [[гідроген]] в їх ядрах внаслідок [[Ядерний синтез|термоядерних реакцій]] перетвориться на [[гелій]], поступово втрачають свої зовнішні шари, а ядра утворюють зорі, відомі як [[білий карлик|білі карлики]]<ref name="ShapiroTeukolsky2008">{{cite book|author =Stuart L. Shapiro and Saul A. Teukolsky|title=Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects|url=https://books.google.com/books?id=d1CRQIcP1zoC|date=20 November 2008|publisher=John Wiley & Sons|isbn=978-3-527-61767-8}}</ref> . |
Більшість зір (із масами від [[Маса Сонця|сонячної маси]], '''M<sub>☉</sub>''', до 8-10 M<sub>☉</sub> ), після того, як майже весь [[гідроген]] в їх ядрах внаслідок [[Ядерний синтез|термоядерних реакцій]] перетвориться на [[гелій]], поступово втрачають свої зовнішні шари, а ядра утворюють зорі, відомі як [[білий карлик|білі карлики]]<ref name="ShapiroTeukolsky2008">{{cite book|author =Stuart L. Shapiro and Saul A. Teukolsky|title=Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects|url=https://books.google.com/books?id=d1CRQIcP1zoC|date=20 November 2008|publisher=John Wiley & Sons|isbn=978-3-527-61767-8}}</ref> . |
||
[[Файл:Neutron star collision.ogv|thumb|Зіткнення двох нейтронних зір]] |
[[Файл:Neutron star collision.ogv|thumb|Зіткнення двох нейтронних зір]] |
||
Зорі, чиї маси від 10 до 20 разів більші від маси Сонця, колапсують, спалахують як [[наднова|наднові зорі]], викидають в космос зовнішні шари після чого залишаються найкомпактніший та найщільніший макроскопічний об'єкт у всесвіті - нейтронна зоря<ref name=AES>{{А-Е-С|Нейтронні зорі|318—319|n}}</ref>. Хоча радіус типової нейтронної зорі не більше 10 кілометрів, вони можуть мати масу вдвічі більшу від маси Сонця. Густина речовини в таких зорях близька до густини атомного ядра. Крім того, ці зорі дуже швидко обертаються довкола власної осі — найменші періоди обертання становлять декілька мілісекунд<ref name="Glendenning1996">{{cite book|author=Norman K. Glendenning|title=Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity|url=https://books.google.com/books?id=cCDlBwAAQBAJ|date=1996|publisher=Springer |isbn=978-1-4684-0491-3}}</ref>. |
Зорі, чиї маси від 10 до 20 разів більші від маси Сонця, колапсують, спалахують як [[наднова|наднові зорі]], викидають в космос зовнішні шари після чого залишаються найкомпактніший та найщільніший макроскопічний об'єкт у всесвіті - нейтронна зоря<ref name=AES>{{А-Е-С|Нейтронні зорі|318—319|n}}</ref>. Хоча радіус типової нейтронної зорі не більше 10-14 кілометрів, вони можуть мати масу вдвічі більшу від маси Сонця. Густина речовини в таких зорях близька до густини атомного ядра. Крім того, ці зорі дуже швидко обертаються довкола власної осі — найменші періоди обертання становлять декілька мілісекунд<ref name="Glendenning1996">{{cite book|author=Norman K. Glendenning|title=Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity|url=https://books.google.com/books?id=cCDlBwAAQBAJ|date=1996|publisher=Springer |isbn=978-1-4684-0491-3}}</ref>. |
||
Відповідно з астрономічними спостереженнями і теоретичними моделями, центральна густина, маса та радіус нейтронних зір становлять 10<sup>15</sup>г/см<sup>3</sup>, 1,3 - 1,4 M<sub>☉</sub> і 10 - 15 км, відповідно, хоча типові значення цих фундаментальних величин досі невідомі<ref name="Lattimer2004">{{cite journal|author=Lattimer J. M.|title=The Physics of Neutron Stars|journal=Science|volume=304|issue=5670|year=2004|pages=536–542|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.1090720}}</ref><ref name="Özel2016">{{cite journal|author=Özel F. and Freire P.|title=Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=54|issue=1|year=2016|pages=401–440|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev-astro-081915-023322}}</ref>. Однією з найважливіших проблем є те, що до цих пір невідомий типовий радіус, оскільки: а) коректне визначення радіусу нейтронної зорі використовуючи лише астрономічні спостереження досить складно, а також б) досі не відоме [[рівняння стану]] для ядерної матерії з високою густиною як у нейтронній зорі, що ускладнює визначення відношення між її густиною і масою, тим самим вносячи невизначеність в типове значення радіусу <ref name="LattimerPrakash2001">{{cite journal|author=Lattimer J. M. and Prakash =M.|title=Neutron Star Structure and the Equation of State|journal=The Astrophysical Journal|volume=550|issue=1|year=2001|pages=426–442|issn=0004-637X|doi=10.1086/319702}}</ref><ref name="Özel2016" /><ref name="Lattimer2012">{{cite journal|author=Lattimer J.M.|title=The Nuclear Equation of State and Neutron Star Masses|journal=Annual Review of Nuclear and Particle Science|volume=62|issue=1|year=2012|pages=485–515|issn=0163-8998|doi=10.1146/annurev-nucl-102711-095018}}</ref>. |
|||
| ⚫ | |||
Нейтронні зорі складаються головним чином із [[нейтрон]]ів, з часткою [[протон]]ів, значно меншною (~11%), ніж нейтронів<ref name="Boguta1981">{{cite journal|author=Boguta J.|title=Remarks on the beta stability in neutron stars|journal=Physics Letters B|volume=106|issue=4|year=1981|pages=255–258|issn=03702693|doi=10.1016/0370-2693(81)90529-3}}</ref><ref name="Lattimer1991">{{cite journal|author=Lattimer J.M., Pethick C. J., Prakash M., and Haensel P.|title=Direct URCA process in neutron stars|journal=Physical Review Letters|volume=66|issue=21|year=1991|pages=2701–2704|issn=0031-9007|doi=10.1103/PhysRevLett.66.2701}}</ref>. Це пов'язано з тим, що густина нейтрjнної зорі настільки висока, що [[хімічний потенціал]] [[Виродження (фізика) |вироджених]] [[електрон]]ів значно перевершує різницю мас між нейтронами і протонами (m<sub>n</sub> — <sub>p</sub>)''c''<sup>2</sup> = 1,293 [[Електронвольт|МеВ]]: енергія {{не перекладено|поверхня Фермі|поверхні Фермі||Fermi surface}} електронів ~100 МеВ<ref name="ShapiroTeukolsky2008">{{cite book|author =Stuart L. Shapiro and Saul A. Teukolsky|title=Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects|url=https://books.google.com/books?id=d1CRQIcP1zoC|date=20 November 2008|publisher=John Wiley & Sons|isbn=978-3-527-61767-8}}</ref> . Відтак, протягом гравіаційного колапсу масивного зоряного ядра нейтрони можуть увторитись через {{не перекладено|зворотний бета-розпад|зворотній процес||Inverse beta decay}} [[бета-розпад]]у вільних протонів та електронів, що сформують нейтрони: |
|||
:<math> p + e^- \rightarrow n + v_{e} </math> |
|||
| ⚫ | допоки [[енергія Фермі]] нейтронів не стане такою ж високою, як електронів<ref name="Camenzind2007" />. Тож, більша частина нейтронних зір (особливо масивних) складається із нейтронів, що перебувають у стані [[вироджений газ|виродженого]] [[фермі-газ|фермі-газу]], а також невеликого домішку інших частинок. Від подальшого колапсу нейтронну зорю утримує [[ Вироджений газ#Вироджений нейтронний газ|тиск виродженого нейтронного газу]]. Менш масивні нейтронні зорі можуть складатись з [[кварк]]ів<ref name="Camenzind2007">{{cite book|author=Max Camenzind|title=Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes|url=https://books.google.com/books?id=Nh68nl0abhMC|date=24 February 2007|publisher=Springer |isbn=978-3-540-49912-1}}</ref>. |
||
Більше половини з усіх зір формують подвійні пари, і чим масивнішою є зоря, тим більша вірогідність її потрапляння в таку подвійність. Подвійні зорі еволюціюють разом і коли колапсують, то можуть залишити по собі нейтронні зорі, що будуть обертатись одна довкола одної і поступово зближуватись по спіралі. Такі нейтронні зорі обертаються надзвичайно швидко, оскільки колапс масивної наднової до об'єкту в кілька десятків кілометрів збільшує їх обертання внаслідок збереження кутового моменту<ref name="Glendenning1996" /> . |
Більше половини з усіх зір формують подвійні пари, і чим масивнішою є зоря, тим більша вірогідність її потрапляння в таку подвійність. Подвійні зорі еволюціюють разом і коли колапсують, то можуть залишити по собі нейтронні зорі, що будуть обертатись одна довкола одної і поступово зближуватись по спіралі. Такі нейтронні зорі обертаються надзвичайно швидко, оскільки колапс масивної наднової до об'єкту в кілька десятків кілометрів збільшує їх обертання внаслідок збереження кутового моменту<ref name="Glendenning1996" /> . |
||
[[File:Кілонова.png|thumb|200 пкс|Схематичне подання ймовірних електромагнітних двійників злиття двох нейтронних зір]] |
|||
Падіння по спіралі двох нейтронних зірок може тривати десятки й сотні мільйонів років, після чого відбувається їх майже миттєве злиття. Таке злиття компактних об'єктів призводить до викидання газу, збагаченого нейтронами. Речовина проходить через процес швидкого захоплення нейтронів (т.зв. [[r-процес]], від {{lang-en|'''r'''apid}}), утворюючи важкі елементи шляхом захоплення [[ядро атома|ядрами]] вільних нейтронів. Ці елементи нестабільні й зазнають радіоактивного розпаду, випромінюючи світло в [[Видиме випромінювання|оптичному]] та [[інфрачервоне випромінювання|ближньому інфрачервоному]] діапазоні [[Електромагнітний спектр |електромагнітного спектру]]<ref name="Glendenning1996" />. Випромінювана енергія в 1000 разів більша, ніж [[нова зоря]], звідси й назва «[[кілонова]]». Новоутворені важкі елементи (важчі заліза) акумулюються в газі та хмарах пилу, з яких потім формуються нові зорі та планети. Таке злиття нейтронних зір найчастіше має відбуватись у старих галактиках, де зорі пройшли довгу еволюцію — від масивних зір до наднових та нейтронних зір<ref name="Camenzind2007" />. |
Падіння по спіралі двох нейтронних зірок може тривати десятки й сотні мільйонів років, після чого відбувається їх майже миттєве злиття. Таке злиття компактних об'єктів призводить до викидання газу, збагаченого нейтронами. Речовина проходить через процес швидкого захоплення нейтронів (т.зв. [[r-процес]], від {{lang-en|'''r'''apid}}), утворюючи важкі елементи шляхом захоплення [[ядро атома|ядрами]] вільних нейтронів. Ці елементи нестабільні й зазнають радіоактивного розпаду, випромінюючи світло в [[Видиме випромінювання|оптичному]] та [[інфрачервоне випромінювання|ближньому інфрачервоному]] діапазоні [[Електромагнітний спектр |електромагнітного спектру]]<ref name="Glendenning1996" />. Випромінювана енергія в 1000 разів більша, ніж [[нова зоря]], звідси й назва «[[кілонова]]». Новоутворені важкі елементи (важчі заліза) акумулюються в газі та хмарах пилу, з яких потім формуються нові зорі та планети. Таке злиття нейтронних зір найчастіше має відбуватись у старих галактиках, де зорі пройшли довгу еволюцію — від масивних зір до наднових та нейтронних зір<ref name="Camenzind2007" />. |
||
У статті 1989 р. Ейхлер та ін. теоретично описали сценарій злиття двох нейтронних зір<ref name="Eichler1989">{{cite journal|author=Eichler David, Livio Mario, Piran Tsvi, and Schramm David N.|title=Nucleosynthesis, neutrino bursts and γ-rays from coalescing neutron stars|journal=Nature|volume=340|issue=6229|year=1989|pages=126–128|issn=0028-0836|doi=10.1038/340126a0}}</ref>. У цій статті було зроблено кілька оригінальних передбачень, більшість з яких було підтверджено з відкриттям GW170817 та електромагнітного двійника. Зокрема, Ейхлер та ін. передбачали, що злиття двох нейтронних зір а) породить спалах гравітаційної радіації; б) буде місцем нуклеосинтезу важких елементів; в) джерелом гамма-спалаху і г) частота такого злиття становить 10 подій/рік у межах 100 мегапарсек. |
|||
== Відкриття GW170817 == |
== Відкриття GW170817 == |
||
[[File:Timeline of the discovery of GW170817, GRB 170817A, AT 2017gfo.jpg|thumb|Комбіноване зображення хронології відкриття GW170817 і його електромагнітних двійників (EM170817, GRB 170817A, SSS17a/AT 2017gfo). Вкладки показують першу реєстрацію в гравітаційно-хвильових (спектограми LIGO), гамма-променевих (Fermi-GBM і INTEGRAL), оптичних (ESO-NTT, ESO-VLT-XShooter), рентгенівських (Chandra ) та радіо (JVLA ) смугах. ]] |
|||
17 серпня 2017 року, о 12:41:04 [[UTC]], мережа гравітаційно-хвильових детекторів LIGO-Virgo вперше змогла зареєструвати гравітаційно-хвильовий сигнал від зіткнення двох компактних, надщільних об'єктів, «нейтронних зір», які є залишками від вибуху [[наднова|наднових зірок]]. |
17 серпня 2017 року, о 12:41:04 [[UTC]], мережа гравітаційно-хвильових детекторів LIGO-Virgo вперше змогла зареєструвати гравітаційно-хвильовий сигнал від зіткнення двох компактних, надщільних об'єктів, «нейтронних зір», які є залишками від вибуху [[наднова|наднових зірок]]. |
||
| Рядок 37: | Рядок 43: | ||
Офіційно про відкриття GW170817 було повідомлено 16 жовтня 2017 року<ref name="NYT-20171016">{{cite news |author=Overbye Dennis | title=LIGO Detects Fierce Collision of Neutron Stars for the First Time |url=https://www.nytimes.com/2017/10/16/science/ligo-neutron-stars-collision.html |date=16 October 2017 |work=[[The New York Times]] |accessdate=16 October 2017 }}</ref> на прес-конференції, що одночасно відбувалась у США (Національний прес-клуб у [[Вашингтон]]і) та Європі (в штаб-квартирі [[Європейська південна обсерваторія|ESO]] в [[Гархінг-бай-Мюнхен]], Німеччина)<ref name="SM-20171016">{{cite news |last=Cho |first=Adrian |title=Merging neutron stars generate gravitational waves and a celestial light show |url=http://www.sciencemag.org/news/2017/10/merging-neutron-stars-generate-gravitational-waves-and-celestial-light-show |date=16 October 2017 |work=[[Science]] |accessdate=16 October 2017 }}</ref>. |
Офіційно про відкриття GW170817 було повідомлено 16 жовтня 2017 року<ref name="NYT-20171016">{{cite news |author=Overbye Dennis | title=LIGO Detects Fierce Collision of Neutron Stars for the First Time |url=https://www.nytimes.com/2017/10/16/science/ligo-neutron-stars-collision.html |date=16 October 2017 |work=[[The New York Times]] |accessdate=16 October 2017 }}</ref> на прес-конференції, що одночасно відбувалась у США (Національний прес-клуб у [[Вашингтон]]і) та Європі (в штаб-квартирі [[Європейська південна обсерваторія|ESO]] в [[Гархінг-бай-Мюнхен]], Німеччина)<ref name="SM-20171016">{{cite news |last=Cho |first=Adrian |title=Merging neutron stars generate gravitational waves and a celestial light show |url=http://www.sciencemag.org/news/2017/10/merging-neutron-stars-generate-gravitational-waves-and-celestial-light-show |date=16 October 2017 |work=[[Science]] |accessdate=16 October 2017 }}</ref>. |
||
| ⚫ | |||
== Гравітаційно-хвильовий сигнал == |
== Гравітаційно-хвильовий сигнал == |
||
| Рядок 52: | Рядок 57: | ||
[[File:1M2H Slack Conversation SSS17a GW170817.png|thumb|left|Виріз з бесіди в [[Slack]] двох астрономів з команди "1M2H", що використовуючи телескоп Swope в Чилі першою виявила, через 11 годин після відкриття LIGO-Virgo GW170817-події, оптичне джерело - [[SSS17a]] (Swope Supernova Survey 2017a). На другому зображенні помітний спалах внаслідок злиття двох нейтронних зірок в галактиці [[NGC 4993]], що породило гравітаційно-хвильовий сигнал GW170817]] |
[[File:1M2H Slack Conversation SSS17a GW170817.png|thumb|left|Виріз з бесіди в [[Slack]] двох астрономів з команди "1M2H", що використовуючи телескоп Swope в Чилі першою виявила, через 11 годин після відкриття LIGO-Virgo GW170817-події, оптичне джерело - [[SSS17a]] (Swope Supernova Survey 2017a). На другому зображенні помітний спалах внаслідок злиття двох нейтронних зірок в галактиці [[NGC 4993]], що породило гравітаційно-хвильовий сигнал GW170817]] |
||
Ще з часу відкриття перших подвійних нейтронних зірок припускалось, що їхнє злиття має генерувати широкий діапазон електромагнітного випромінювання — від [[Радіохвилі |радіохвиль]] до [[Гамма-промені|гамма-променів]]. Виявлення електромагнітного |
Ще з часу відкриття перших подвійних нейтронних зірок припускалось, що їхнє злиття має генерувати широкий діапазон електромагнітного випромінювання — від [[Радіохвилі |радіохвиль]] до [[Гамма-промені|гамма-променів]]. Виявлення електромагнітного двійника подвійного злиття є важливим для розуміння його фізики: воно може надати точне місцезнаходження джерела; вияснити поведінку матерії під час злиття, включаючи [[релятивістський струмінь]] і нерелятивістські виверження; виявити, чи є таке злиття джерелом [[r-процес]]у [[нуклеосинтез]]у; пролити світло на формування та властивості об'єкту, що утворився внаслідок злиття тощо. |
||
На відміну від злиття чорних дір, які майже невидимі, злиття нейтронних зірок супроводжується [[Електромагнітний спектр|електромагнітним випромінюванням]]. Через 1,7 секунди після реєстрації сигналу гравітаційної хвилі GW170817 , космічні гамма-телескопи [[GLAST| «Фермі»]]<ref name="Goldstein2017">{{cite journal|author=Goldstein A. et al.|title=An Ordinary Short Gamma-Ray Burst with Extraordinary Implications: Fermi-GBM Detection of GRB 170817A|journal=The Astrophysical Journal|volume=848|issue=2|year=2017|pages=L14|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8213/aa8f41}}</ref> та [[INTEGRAL]]<ref name="Savchenko2017">{{cite journal|author=Savchenko V. et al.|title=INTEGRAL Detection of the First Prompt Gamma-Ray Signal Coincident with the Gravitational-wave Event GW170817|journal=The Astrophysical Journal|volume=848|issue=2|year=2017|pages=L15|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8213/aa8f94}}</ref> зафіксували короткий [[гамма-спалахи|гамма-спалах]], названий [[GRB170817A|'''GRB170817A''']]<ref name="Goldstein2017" /><ref name="Savchenko2017" />. Затримка електромагнітного сигналу порівняно з гравітаційно-хвильовим може бути пов'язана з [[Гравітаційна затримка сигналу|ефектом Шапіро]] (передбачає, що час поширення безмасових часток у викривленому просторі-часі, тобто через гравітаційні поля, дещо збільшується порівняно з гладким простором-часом), хоча не виключені й інші пояснення<ref name="PRL-171016" />. Така коротка затримка в часі двох сигналів дозволила пов'язати короткі гамма-спалахи зі злиттям нейтронних зірок<ref name = "LIGO2017">{{Cite journal |doi=10.3847/2041-8213/aa920c | volume=848 |issue=2 |page=L13 |last1=Abbott |first1=B. P. |display-authors=etal |title=Gravitational Waves and Gamma-Rays from a Binary Neutron Star Merger: GW170817 and GRB 170817A |journal=The Astrophysical Journal Letters |date=2017 |arxiv=1710.05834 | url=http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa920c/pdf}}</ref>. Крім того, вона накладає обмеження на швидкість гравітаційних хвиль, які за передбаченнями загальної [[Теорія відносності|теорії відносності]] мають ту ж саму швидкість, що й швидкість світла <ref name="ЛандауЛифшиц1958" />. |
На відміну від злиття чорних дір, які майже невидимі, злиття нейтронних зірок супроводжується [[Електромагнітний спектр|електромагнітним випромінюванням]]. Через 1,7 секунди після реєстрації сигналу гравітаційної хвилі GW170817 , космічні гамма-телескопи [[GLAST| «Фермі»]]<ref name="Goldstein2017">{{cite journal|author=Goldstein A. et al.|title=An Ordinary Short Gamma-Ray Burst with Extraordinary Implications: Fermi-GBM Detection of GRB 170817A|journal=The Astrophysical Journal|volume=848|issue=2|year=2017|pages=L14|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8213/aa8f41}}</ref> та [[INTEGRAL]]<ref name="Savchenko2017">{{cite journal|author=Savchenko V. et al.|title=INTEGRAL Detection of the First Prompt Gamma-Ray Signal Coincident with the Gravitational-wave Event GW170817|journal=The Astrophysical Journal|volume=848|issue=2|year=2017|pages=L15|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8213/aa8f94}}</ref> зафіксували короткий [[гамма-спалахи|гамма-спалах]], названий [[GRB170817A|'''GRB170817A''']]<ref name="Goldstein2017" /><ref name="Savchenko2017" />. Затримка електромагнітного сигналу порівняно з гравітаційно-хвильовим може бути пов'язана з [[Гравітаційна затримка сигналу|ефектом Шапіро]] (передбачає, що час поширення безмасових часток у викривленому просторі-часі, тобто через гравітаційні поля, дещо збільшується порівняно з гладким простором-часом), хоча не виключені й інші пояснення<ref name="PRL-171016" />. Така коротка затримка в часі двох сигналів дозволила пов'язати короткі гамма-спалахи зі злиттям нейтронних зірок<ref name = "LIGO2017">{{Cite journal |doi=10.3847/2041-8213/aa920c | volume=848 |issue=2 |page=L13 |last1=Abbott |first1=B. P. |display-authors=etal |title=Gravitational Waves and Gamma-Rays from a Binary Neutron Star Merger: GW170817 and GRB 170817A |journal=The Astrophysical Journal Letters |date=2017 |arxiv=1710.05834 | url=http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aa920c/pdf}}</ref>. Крім того, вона накладає обмеження на швидкість гравітаційних хвиль, які за передбаченнями загальної [[Теорія відносності|теорії відносності]] мають ту ж саму швидкість, що й швидкість світла <ref name="ЛандауЛифшиц1958" />. |
||
===Електромагнітний двійник EM170817=== |
|||
[[File:Eso1733f.svg|thumb|Оптичні криві блиску [[кілонова|кілонови]] в [[NGC 4993]] Графік показує, яким чином яскравість кілонови, виявленої в галактиці NGC 4993, змінилась з вимірюванням через різні кольорові фільтри. У синьому світлі оптичне джерело швидко загасало. Але в ближньому інфрачервоному діапазоні електромагнітного спектру об'єкт залишався яскравим деякий час і загасав повільніше. Тож, протягом чотирьох тижнів кілонова змінила колір із яскраво синього на яскраво червоний, що відповідає [[r-процес]]у нуклеосинтезу важких елементів.]] |
[[File:Eso1733f.svg|thumb|Оптичні криві блиску [[кілонова|кілонови]] в [[NGC 4993]] Графік показує, яким чином яскравість кілонови, виявленої в галактиці NGC 4993, змінилась з вимірюванням через різні кольорові фільтри. У синьому світлі оптичне джерело швидко загасало. Але в ближньому інфрачервоному діапазоні електромагнітного спектру об'єкт залишався яскравим деякий час і загасав повільніше. Тож, протягом чотирьох тижнів кілонова змінила колір із яскраво синього на яскраво червоний, що відповідає [[r-процес]]у нуклеосинтезу важких елементів.]] |
||
Через декілька хвилин після реєстрації Фермі-ІNTEGRAL, по всій земній кулі розпочали пошук джерела GW170817. Телескоп Swope [[Обсерваторія Лас-Кампанас|обсерваторії Лас-Кампанас]] у [[Чилі]] першим виявив яскраве оптичне джерело ([[SSS17a]] |
Через декілька хвилин після реєстрації Фермі-ІNTEGRAL, по всій земній кулі розпочали пошук джерела GW170817. Телескоп Swope [[Обсерваторія Лас-Кампанас|обсерваторії Лас-Кампанас]] у [[Чилі]] першим виявив яскраве оптичне джерело ([[SSS17a]]) в галактиці [[NGC 4993]], що належить до [[Лінзоподібна галактика|лінзоподібних галактик]] <ref name="GCN21529">{{cite paper |author= Berger E. et al. GCN Circular 21529. 17/08/17 |url=https://gcn.gsfc.nasa.gov/gcn3/21529.gcn3|date=17 august 2017 |accessdate=17 October 2017 }}</ref><ref name="Kilpatrick2017">{{cite journal|author=Kilpatrick C. D. et al.|title=Electromagnetic evidence that SSS17a is the result of a binary neutron star merger|journal=Science|year=2017|pages=eaaq0073|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.aaq0073}}</ref>, що було підтверджено спостереженнями з багатьох інших телескопів<ref name="Foley2017">{{cite paper |author= Foley R. et al. GCN Circular 21547. 17/08/17 |url=https://gcn.gsfc.nasa.gov/gcn3/21547.gcn3|date=17 august 2017 |accessdate=17 October 2017 }}</ref><ref name="Kasliwal2017">{{cite paper |author= Kasliwal M.M. et al. GCN Circular 21551. 17/08/17 |url=https://gcn.gsfc.nasa.gov/gcn3/21551.gcn3|date=17 august 2017 |accessdate=17 October 2017 }}</ref><ref name="Coulter2017">{{cite journal|author=Coulter D.A. et al.|title=Swope Supernova Survey 2017a (SSS17a), the optical counterpart to a gravitational wave source|journal=Science|year=2017|pages=eaap9811|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.aap9811}}</ref>. |
||
Протягом наступних тижнів і місяців після відкриття GW170817 спостереження післясвітіння спалаху в радіо-, інфрачервоному-, оптичному- та рентгенівському спектрах локалізували цю подію поблизу галактики [[NGC 4993]] у сузір'ї Гідри. Ультрафіолетові, оптичні та інфрачервоні {{Не перекладено|крива блиску|криві блиску|en|Light curve}} характеризувались швидким спаданням яскравості й швидким переходом спектрального піку від ультрафіолетового до інфрачервоного<ref name="KasliwalM2017" />. Сині спалахи згасали через кілька днів після реєстрації в ультрафіолетовому та оптичному діапазонах електромагнітного спектру. Тоді як червоні спалахи тривали кілька тижнів |
Протягом наступних тижнів і місяців після відкриття GW170817 спостереження післясвітіння спалаху в радіо-, інфрачервоному-, оптичному- та рентгенівському спектрах локалізували цю подію поблизу галактики [[NGC 4993]] у сузір'ї Гідри. Ультрафіолетові, оптичні та інфрачервоні {{Не перекладено|крива блиску|криві блиску|en|Light curve}} характеризувались швидким спаданням яскравості й швидким переходом спектрального піку від ультрафіолетового до інфрачервоного<ref name="KasliwalM2017" />. Сині спалахи згасали через кілька днів після реєстрації в ультрафіолетовому та оптичному діапазонах електромагнітного спектру. Тоді як червоні спалахи тривали кілька тижнів. |
||
[[File:Spectral energy distribution of AT2017gfo.jpg|thumb|Еволюція розподілу спектральної енергії оптичного двійника GW170817 (AT2017gfo ) протягом перших 12 днів після злиття, вказуючи помітний перехід від синього до червоного кольору.]] |
|||
Спочатку яскрава світність та синій, невиразний оптичний спектр джерела GW170817 більше узгоджувався з вибухом молодої наднової, що має бути яскравішою. Саме тому спершу оптичний двійник був названий астрономами, що його відкрили {{lang-en|Swope Supernova Survey 2017a}} (SSS17a) (пізніше перейменований в "AT 2017gfo" Центральним бюро астрономічних телеграм [[Міжнародний астрономічний союз|Міжнародного астрономічного союзу]]). Однак наступної ночі спостереження виявили, що джерело GW170817 істотно поблякло в оптичному спектрі, але стало яскравішим в інфрачервоному. |
|||
Отримана на основі поєднання ультрафіолетового, оптичного та інфрачервоного спектрів [[Болометр]]ична [[Світність астрономічних об'єктів|світність]] EM170817 еволюціювала від 10<sup>42</sup> ерг сек<sup>-1</sup> 0,5 дня до 3× 10<sup>40</sup> ерг сек<sup>-1</sup> на 10 день. На основі оцінки еволюції його [[Ефективна температура|ефективної температури]], було встановлено, що джерело EM170817 швидко охолоджувалось, від ≈11000 [[Кельвін|K]] до ≈5000 K через день до ≈1400 K через 10 днів. Розмах швидкостей розширення [[фотосфера|фотосфери]] джерела був в діапазоні від 0,3[[Швидкість світла|c]] до 0,1с. Крім цього, були виявлені широкі піки в інфрачервоному спектрі, не схожі на жодні інші виявлені астрономічні транзієнти <ref name="KasliwalM2017" />. Тож, поєднання високих швидкостей, швидкого оптичного спадання та широких інфрачервоних піків дозволили астрономам встановити, що EM170817 пов'язаний саме з GW170817. |
|||
Загалом ці дані свідчили, що джерелом спалаху була [[кілонова]], крива блиску якої визначається радіоактивним розпадом важких ядер та [[ізотоп]]ів, які синтезуються в [[r-процес]]і внаслідок злиття<ref name="Goldstein2017" />. У цілому, криві блиску оптичного джерела GW170817 дуже добре узгоджувались з теоретичними передбаченнями та обчислювальними моделями радіоактивного розпаду важких елементів при злитті двох нейтронних зір та появи кілонової<ref name="KasenBadnell2013">{{cite journal|author=Kasen D., Badnell N. R.., and Barnes J.|title=OPACITIES AND SPECTRA OF THEr-PROCESS EJECTA FROM NEUTRON STAR MERGERS|journal=The Astrophysical Journal|volume=774|issue=1|year=2013|pages=25|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/774/1/25}}</ref><ref name="Metzger2010">{{cite journal|author=Metzger B.D. et al.|title=Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r-process nuclei|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=406|issue=4|year=2010|pages=2650–2662|issn=00358711|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.16864.x}}</ref>. |
|||
Разом із тим, пошук високо-енергетичних [[нейтрино]] (які мають випромінюватись внаслідок злиття) поблизу джерела сигналу GW170817, не дав результатів. Після ідентифікації галактики NGC 4993, де відбулась подія, астрономи спостерігали її два тижні, прагнучи зареєструвати нейтрино, але не виявили помітного випромінювання<ref name="APJ">{{cite journal|author=Abbott B. P. and LIGO, Virgo & others collaboration|title=Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger|journal=The Astrophysical Journal|date=16 October 2017|volume=848|issue=L12|doi=10.3847/2041-8213/aa91c9}}</ref>. |
Разом із тим, пошук високо-енергетичних [[нейтрино]] (які мають випромінюватись внаслідок злиття) поблизу джерела сигналу GW170817, не дав результатів. Після ідентифікації галактики NGC 4993, де відбулась подія, астрономи спостерігали її два тижні, прагнучи зареєструвати нейтрино, але не виявили помітного випромінювання<ref name="APJ">{{cite journal|author=Abbott B. P. and LIGO, Virgo & others collaboration|title=Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger|journal=The Astrophysical Journal|date=16 October 2017|volume=848|issue=L12|doi=10.3847/2041-8213/aa91c9}}</ref>. |
||
===Затримка радіо-сигналу=== |
|||
Механізм перетворення енергії в радіоактивне випромінювання гамма-спалахами наразі не достатньо зрозумілий. Більш зрозумілою є природа довгохвильових (від рентгенівських до радіо) післясвітінь, що слідують після гамма-спалаху. Енергія, вивільнена в результаті вибуху і не випромінена гамма-спалахом, має форму матерії або енергії, що рухається назовні майже зі швидкістю світла. Зіткнення цієї матерії з довколишнім [[Міжзоряний газ|міжзоряним газом]] утворює релятивістську [[ударна хвиля|ударну хвилю]], що вільно розширюється міжзоряним простором<ref name="Nakar2011">{{cite journal|author=Nakar E. and Piran T.|title=Detectable radio flares following gravitational waves from mergers of binary neutron stars|journal=Nature|volume=478|issue=7367|year=2011|pages=82–84|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature10365}}</ref>. Друга, зворотна (внутрішня) ударна хвиля може поширитись назад до викинутої вибухом матерії ([[Залишок наднової#Стадії еволюції|стадія Сєдова]]). В цьому процесі речовина в ударних хвилях може підсилити локальні магнітні поля, які в свою чергу прискорять частки, що будуть випускатимуть [[синхротронне випромінювання]] в більшій частині електромагнітного спектру<ref name="MeszarosRees1997">{{cite journal|author=Meszaros P. and Rees M. J.|title=Optical and Long‐Wavelength Afterglow from Gamma‐Ray Bursts|journal=The Astrophysical Journal|volume=476|issue=1|year=1997|pages=232–237|issn=0004-637X|doi=10.1086/303625}}</ref><ref name="SariPiran1998">{{cite journal|author=Sari R., Piran T., and Narayan R.|title=Spectra and Light Curves of Gamma-Ray Burst Afterglows|journal=The Astrophysical Journal|volume=497|issue=1|year=1998|pages=L17–L20|issn=0004637X|doi=10.1086/311269}}</ref> . |
|||
| ⚫ | |||
Моделі злиття подвійних нейтронних зірок передбачають, що після випромінювань на інших електромагнітних хвилях, повинно з'явитись також радіо-післясвітіння внаслідок {{не перекладено|приливна сила|приливного||tidal force}} викиду 0,01 - 0,05 сонячних мас матеріалу на субрелятивітських швидкостях<ref name="Nakar2011 /><ref name="Hotokezaka2015">{{cite journal|author=Hotokezaka K. and Piran T.|title=Mass ejection from neutron star mergers: different components and expected radio signals|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=450|issue=2|year=2015|pages=1430–1440|issn=1365-2966|doi=10.1093/mnras/stv620}}</ref>. Відповідно з цими моделями, утворене в результаті злиття нейтронної подвійності синхротронне випромінювання, з піком на радіо частотах, повинно тривати від кількох місяців до років після самого злиття<ref name="Hotokezaka2016">{{cite journal|author=Hotokezaka K., Nissanke S., Hallinan G,, Lazio T. J. W., Nakar E. and Piran T.| title= Radio counterparts of compact binary mergers detectable in gravitational waves: A simulation for an optimized survey|journal=The Astrophysical Journal|volume=831|issue=2|year=2016|pages=190|issn=1538-4357|doi=10.3847/0004-637X/831/2/190}}</ref>. Оскільки час і яскравість радіо джерела є чутливими до маси та швидкості ударної сили виверження та до густини [[міжзоряне середовище|міжзоряного середовища]], то радіо сигнал дозволяє встановити як енергію вибуху внаслідок злиття подвійностей, так і саме середовище злиття. |
|||
Моделювання також передбачає, що властивості гамма-спалахів та їх післясвітінь зумовлені релятивітським джетом, взаємодія якого з середовищем злиття подвійностей генеруватиме радіо-випромінювання <ref name="Nakar2007">{{cite journal|author=Nakar E.|title=Short-hard gamma-ray bursts|journal=Physics Reports|volume=442|issue=1-6|year=2007|pages=166–236|issn=03701573|doi=10.1016/j.physrep.2007.02.005}}</ref> Однак в цьому випадку крива блиску радіо сигналу істотно залежатиме від кута між променем зору та джетом<ref name="Granot2002">{{cite journal|author=Granot J., Panaitescu A., Kumar P., and Woosley S.E.|title=Off-Axis Afterglow Emission from Jetted Gamma-Ray Bursts|journal=The Astrophysical Journal|volume=570|issue=2|year=2002|pages=L61–L64|issn=0004637X|doi=10.1086/340991}}</ref>. |
|||
Лише 2 вересня 2017 р., через 16 днів після реєстрації LIGO-Virgo GW170817-події, вперше було виявлено радіохвилі в радіоастрономічній обсерваторії [[Дуже Великий Масив ]] (ДВМ)<ref name="Hallinan2017">{{cite journal|author=Hallinan G. et al.|title=A radio counterpart to a neutron star merger|journal=Science|year=2017|pages=eaap9855|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.aap9855}}</ref><ref name="Troja2017" />. 5 вересня {{не перекладено|"Австралійський Компактний Масив Телескопів"|||Australia Telescope Compact Array}} (АТCА) також виявив радіо післясвітіння GW170817. Ці радіоспостереження вказують на два можливі механізми походження радіо хвиль: а) вибух породив релятивістський джет з великим кутом між променем зору і віссю джету; б) матеріал після вибуху міг утворити "кокон", що поглинув частину джету, призвівши до більшого радіо-випромінення <ref name="Hallinan2017" />. Однак перший механізм не узгоджується з реєстрованим радіопіслясвітінням, яке в такому випадку мало б бути набагато яскравішим, аніж воно представлено в даних радіовимірювань. Значна слабкість радіопіслясвітіння вказує на користь моделі "кокона" і може свідчити про те, що джерелом радіосигналу міг бути не один гамма-спалах, а спалах гамма-променів<ref name="Hallinan2017" /> . |
|||
== Властивості джерела GW170817 == |
== Властивості джерела GW170817 == |
||
| Рядок 70: | Рядок 93: | ||
Крім маси, гравітаційна хвиля дозволяє виміряти відстані до джерела сигналу ([[фотометрія (астрономія)|фотометричну відстань]]). Фотометрична відстань виявилась рівною 40 [[парсек|мегапарсек]] (~130 млн світлових років), що узгоджується з відстанню до галактики NGC 4993<ref name="GCN21529" />. |
Крім маси, гравітаційна хвиля дозволяє виміряти відстані до джерела сигналу ([[фотометрія (астрономія)|фотометричну відстань]]). Фотометрична відстань виявилась рівною 40 [[парсек|мегапарсек]] (~130 млн світлових років), що узгоджується з відстанню до галактики NGC 4993<ref name="GCN21529" />. |
||
Попри те, що електромагнітний сигнал свідчить, що один з об'єктів пари був нейтронною зорею, це не означає, що обидва об'єкти були нейтронними зорями. І навіть як обидва об'єкти мають маси, схожі до відомих астрономам нейтронних зір, один із них міг бути чорною дірою. Хоча ще не було виявлено чорної діри з масою нейтронної зорі, однак також немає й даних, що таких чорних дір не існує. Тому залишається можливість, що джерелом GW170817 була подвійна система з чорної діри та нейтронної зорі. Утім, враховуючи схожість мас двох об'єктів із нейтронними зорями, астрономи схиляються до думки, що це було дві нейтронні зорі<ref name="PRL-171016" />. |
|||
Існують два можливі сценарії того, що сталося з нейтронними зорями після злиття: або утворилася дуже масивна нейтронна зоря (у такому випадку, це буде найбільшою з відомих нейтронних зір), або утворилася чорна діра (у такому випадку, це буде найлегша з відомих чорних дір)<ref name="PRL-171016" />. |
Існують два можливі сценарії того, що сталося з нейтронними зорями після злиття: або утворилася дуже масивна нейтронна зоря (у такому випадку, це буде найбільшою з відомих нейтронних зір), або утворилася чорна діра (у такому випадку, це буде найлегша з відомих чорних дір)<ref name="PRL-171016" />. |
||
| Рядок 88: | Рядок 111: | ||
== Свідчення нуклеосинтезу важких елементів == |
== Свідчення нуклеосинтезу важких елементів == |
||
Наявні у всесвіті гідроген та гелій утворились під час Великого вибуху 13,8 млрд. років тому. Більш важчі елементи, як кисень та вуглець, утворились в ядрах зірок через термоядерний синтез гелію та гідрогену<ref name="Shaviv2012">{{cite book|author=Giora Shaviv|title=The Synthesis of the Elements: The Astrophysical Quest for Nucleosynthesis and What It Can Tell Us About the Universe|url=https://books.google.com/books?id=sXdQuJddBpYC|date=13 April 2012|publisher=Springer |isbn=978-3-642-28385-7}}</ref>. |
|||
| ⚫ | Реєстрація GW170817 і його електромагнітного |
||
Однак для утворення елементів, важчих від заліза ([[лантаноїди]]), потрібні особливі умови, де ядра атомів бомбардуються вільними нейтронами<ref name="Thielemann2017">{{cite journal|author=Thielemann F.-K., Eichler M., Panov I.V. and Wehmeyer B.|title=Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis of Heavy Elements|journal=Annual Review of Nuclear and Particle Science|volume=67|issue=1|year=2017|pages=253–274|issn=0163-8998|doi=10.1146/annurev-nucl-101916-123246}}</ref>. |
|||
===r-процес нуклеосинтезу=== |
|||
{{main|r-процес}} |
|||
Ядро звичайного атому [[гідроген]]у, <sup>1</sup>H, складається з одного протону. Ядра ж всіх інших важких елементів, включаючи важчі [[ізотоп]]и гідрогену, включають як [[протон]]и, так і [[нейтрон]]и (разом відомі, як "нуклони"). Ці нуклеони утримуються разом [[Сильна взаємодія |сильною ядерною взаємодією]]. Маса спокою такого ядра є меншою суми мас спокою вільних протонів та нейтронів. Тож втрата маси може бути перетворена в енергію, відому як [[енергія зв'язку]] ядра. Вище значення енергії зв'язку/нуклеон означає, що ядро більш щільно зв'язане. Енергія зв'язку значно зростає від протона до вуглецю, звідки росте поступово до заліза, де ядерна стабільність досягає максимуму, пояснюючи істотну поширеність заліза у всесвіті. Хоча синтез легких елементів зазвичай вивільняє енергію, електромагнітне (кулонівське) відштовхування між ядрами переважає сильну взаємодію. Необхідна для подолання сили електромагнітного відштовхування енергія називається кулонівським бар'єром<ref name="Shaviv2012" />. |
|||
Формування атомних ядер називається [[нуклеосинтез]]ом. Після заліза енергія зв'язку зменшується із збільшенням [[Атомний номер|атомного номера]], тому нуклеосинтез елементів після заліза стає значно важчим, бо необхідно двом позитивно зарядженим ядрам подолати кулонівське відштовхування щоб наблизитись достатньо близько для синтезу. Саме тому елементи, важчі від заліза, генеруються через [[захоплення нейтронів ]], оскільки не маючи заряду, а відтак і кулонівського відштовхування, нейтрони можуть проникати позитивно заряджені ядра та збільшувати масу ядра. Однак із захопленням нейтрона в ядро, те стає радіоактивним і зазнає [[бета-розпад]]у. Це пояснює те, чому процес утворення важких елементів є надзвичайно складним <ref name="Iliadis2015">{{cite book|author=Christian Iliadis|title=Nuclear Physics of Stars|url=https://books.google.com/books?id=kLZNCAAAQBAJ|date=13 April 2015|publisher=Wiley|isbn=978-3-527-33651-7}}</ref>. |
|||
Елементи до заліза мають однакове число нейтронів та протонів. Але вище заліза число нейтронів перевищує протони і стабільність ядра досягається лише за рахунок значного надлишку нейтронів. Існують два процеси захоплення нейтронів, що призводять до формування нових елементів. Перший - повільне захоплення нейтронів (т.зв. "повільний процес", s-процес (від {{lang-en|slow}})) полягає в додаванні одного нейтрону до ядра, що потім зазнає бета-розпаду перш ніж захопить другий нейтрон. В s-процесі швидкість захоплення нейтрону є меншою ніж бета-розпад, роблячи ядра лише відносно стабільними. S-процес відбувається в зірках з масою в 0,6 - 10 разів більшою від маси Сонця і зупиняється на найбільш стабільному масивному ядрі - [[бісмут]]<ref name="Iliadis2015" />. |
|||
Для утворення більш важких стабільних елементів потрібне захоплення нейтронів швидше від бета-розпаду. 1957 р. у статті, відомій як {{не перекладено|B2FH стаття|B<sup>2</sup>FH||B2FH paper}} чотири фізики передбачили і пояснили подібний механізм швидкого захплення нейтронів<ref name="BurbidgeBurbidge1957">{{cite journal|author=Burbidge E. M., Burbidge G. R., Fowler W.A., and Hoyle F.|title=Synthesis of the Elements in Stars|journal=Reviews of Modern Physics|volume=29|issue=4|year=1957|pages=547–650|issn=0034-6861|doi=10.1103/RevModPhys.29.547}}</ref>. Цей механізм вони назвали r-процесом (від {{lang-en|rapid}}). Захоплення нейтронів в r-процесі робить ядра надзвичайно радіоактивними, що потребує надзвичайно швидкого захоплення. В B2FH припускалось, що r-процес повинен відбуватись лише в середовищах з надзвичайно великою густиною нейтронів, де кілька нейтронів можуть бути захплені за долі секунди ядрами заліза до бета-розпаду, в такий спосіб утворючи важкі елементи. |
|||
===Моделі нуклеосинтезу нейтронними зорями=== |
|||
В 1970-х були висунені припущення, що злиття нейтронної зорі з чорною дірою може бути джерелом генерування більшості хімічних елементів, важчих ніж залізо <ref name="LattimerSchramm1974">{{cite journal|author=Lattimer J. M. and Schramm D. N.|title=Black-hole-neutron-star collisions|journal=The Astrophysical Journal|volume=192|year=1974|pages=L145|issn=0004-637X|doi=10.1086/181612}}</ref>. Згодом астрофізики доповнили і розширили це припущення, включивши злиття подвійних нейтронних зір як головне джерело r-процесу нуклеосинтезу<ref name="Eichler1989" /><ref name="Freiburghaus1999">{{cite journal|author=Freiburghaus C., Rosswog S. and Thielemann F.-K.|title=[CLC][ITAL]r[/ITAL][/CLC]-Process in Neutron Star Mergers|journal=The Astrophysical Journal|volume=525|issue=2|year=1999|pages=L121–L124|issn=0004637X|doi=10.1086/312343}}</ref>. Однак ці припущення не знайшли широкої підтримки серед астрофізиків, більшість з яких розглядала масивні наднові, як основне джерело важких елементів в галактиці<ref name="Nomoto2013">{{cite journal|author=Nomoto K., Kobayashi C., and Tominaga N.|title=Nucleosynthesis in Stars and the Chemical Enrichment of Galaxies|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=51|issue=1|year=2013|pages=457–509|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev-astro-082812-140956}}</ref>. |
|||
Лише в останні десятиліття астрономічні спостереження, теоретичні обчислення та моделювання все більше свідчать на користь того, що злиття нейтронних зірок є більш домінюучим джерелом елементів (важчих від заліза) r-процесу в галактиці, ніж вибух наднової<ref name="BergerFong2013">{{cite journal|author=Berger E., Fong W. and Chornock R.|title=An r-Process Kilonova Associated with the Short-Hard GRB 130603B|journal=The Astrophysical Journal|volume=774|issue=2|year=2013|pages=L23|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/774/2/L23}}</ref><ref name="TsujimotoShigeyama2014">{{cite journal|author=Tsujimoto T. and Shigeyama T.|title=Enrichment history of r-process elements shaped by a merger of neutron star pairs|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=565|year=2014|pages=L5|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201423751}}</ref><ref name="Thielemann2017" />. Так, обчсилювальні моделі також свідчать, що злиття подвійних нейтронних зірок в карликових галактиках взмозі пояснити реєстровані в них лантаноїди<ref name="Beniamini2016">{{cite journal|author=Beniamini P., Hotokezaka K., and Piran T.|title=NATAL KICKS AND TIME DELAYS IN MERGING NEUTRON STAR BINARIES: IMPLICATIONS FORr-PROCESS NUCLEOSYNTHESIS IN ULTRA-FAINT DWARFS AND IN THE MILKY WAY|journal=The Astrophysical Journal|volume=829|issue=1|year=2016|pages=L13|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8205/829/1/L13}}</ref>. Так само поширеність елементів r-процесу в сонячній системі може бути цілком обумовлена злиттям системи подвійних нейтронних зірок<ref name="Wanajo2014">{{cite journal|author=Wanajo S., Sekiguchi Y., Nishimura N., Kiuchi K., Kyutoku K. and Shibata M.|title=Production of all the r-process nuclides in the dynamical ejecta of neutron star mergers|journal=The Astrophysical Journal|volume=789|issue=2|year=2014|pages=L39|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/789/2/L39}}</ref> |
|||
[[File:Near-infrared spectrum of EM170817 at 4.5 days after binary neutron star merger.jpg|thumb|Інфрачервоний спектр електромагнітного двійника GW170817 (EM170817 ) через 4,5 дні після злиття подвійних зірок (суцільна чорна). Червоним показаний спектр [[кілонова|кілонови]], передбачений моделлю Мецгера та ін. на основі лише неодима<ref name="Metzger2010" />. Передбачення добре узгоджуються з властивостями як J-смуги, так і H-смуги EM170817 Сірим показані незгладжені дані. Світло-сіра заштрихована смуга - абсолютно чорне тіло, що найкраще підходить під фотометричні вимірювання через 4,5 дні. Як модель, так і дані в інфрачервоному спектрі показують, що саме утворення важких елементів може пояснити спектри EM170817.]] |
|||
2010 р. Мецгер та ін. на основі теоретичних обчислень та моделювання злиття подвійних нейтронних зір, вперше показали, що викинуті в [[орбітальна площина|орбітальну площину]] залишки від вибуху внаслідок злиття нейтронних подвійностей повинні містити матерію багату вільними нейтронами, які поєднуючись з протонами, формують лантаноїди, одночасно породжуючи характерну світність, пов'язану з радіоактивним розпадом r-процесу<ref name="Metzger2010" />. Модель Мецгера та ін., - в якій репрезентативним важким елементом, синтезованим в r-процесі від злиття нейтронних подвійностей був вибраний [[неодим]] (який також використовується в {{не перекладено|Nd:YAG-лазер|Nd:YAG лазерах|||Nd:YAG laser}} LIGO-VIRGO для генерування основних лазерних променів в інтерферометрах), - передбачала характерний спектр кілонової. На основі обчислення [[Прозорість середовища|непроникності]] елементів, утворених внаслідок злиття системи нейтронної зорі, передбачалось, що легші елементи будуть оптично схожими до елементів генерованих надновою, але важкі елементи будуть в сотні разів більш непрозорими, надаючи кілоновій характерний червонуватий відтінок. Відтак, обчислення і модель Мецгера та ін. передбачала, що на ранній стадії в хмарі залишків будуть формуватись елементи, важчі від заліза (але не найважчі), спричиняючи її синій колір; тоді як формування найважчих елементів після злиття нейтронних подвійностей повинно характеризуватись червоним та інфрачервоним кольором кілонової<ref name="Metzger2010" />. |
|||
===Дані GW170817 і EM170817 про нуклеосинтез лантаноїдів=== |
|||
| ⚫ | Реєстрація GW170817 і його електромагнітного двійника EM170817 є першим прямим свідченням, що [[r-процес]] [[нуклеосинтез]]у відбувається при злитті подвійних нейтронних зірок, а обчислена маса виверження припускають, що такі злиття можуть бути панівним джерелом r-процесів<ref name="Berger2017" /><ref name="Kasen2017" />. |
||
| ⚫ | |||
Тоді як оптичні спектри EM170817 проявляли невиразний континуум, інфрачервоні спектри характеризувались двома відмінними, широкими піками в [[Інфрачервоне вікно в атмосфері|J-смузі]] (10620 ± 1900 [[Ангстрем|Å]]) та [[Інфрачервоне вікно в атмосфері|H-смузі]] (15500 ± 1430 Å). Порівняння виявило, що пік в J-смузі був схожий на гелій чи гідроген в наднових з колапсуючими ядрами, однак H-смуга EM170817 різнилась від такої ж для наднових. Так само пік J-смуги схожий до елементів {{не перекладено|група заліза|групи заліза||Iron group}} для [[Наднові типу Ia|наднових типу Ia]], але H-смуга EM170817 також відмінна від такої ж смуги наднових типу Ia <ref name="KasliwalM2017" />. |
|||
Порівняння передбачень моделі Мецгера та ін. для спектру кілонови на основі лише неодима з інфрачервоним спектром EM170817, було виявлено, що ці передбачення досить добре узгоджуються з властивостями як J-смуги, так і H-смуги EM170817 <ref name="KasliwalM2017" />. Оновлення моделі Мецгера та ін. показали, що неодим відіграє ключову роль в поясненні властивостей J- і H-смуг електромагнітного двійника GW170817<ref name="Kasen2017">{{cite journal|author=Kasen D., Metzger B., Barnes J., Quataert E., and Ramirez-Ruiz E.|title=Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational-wave event|journal=Nature|year=2017|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature24453}}</ref> Тож, як моделі, так і дані в інфрачервоному спектрі показують, що саме утворення елементів, важчих аніж ті, які генеруються надновою, може пояснити спектри EM170817. |
|||
[[File:Element Origins.jpg|thumb|300 пкс|Походження елементів. Такі елементи, як гідроген та гелій виникли під час Великого Вибуху. Важчі елементи (до заліза) виникли в ядрах зірок, таких як наднові. Відкриття GW170817 вперше засвідчило, що елементи, важчі ніж залізо, синтезуються після злиття подвійних нейтронних зір.]] |
|||
В попередніх моделях r-процесу нуклеосинтезу передбачалось, що викид матерії вздовж орбітальної площини спричинить зростаюче і спадаюче випромінювання протягом багатьох днів, з піком в інфрачервоному діапазоні, пов'язаному з утворенням важких елементів. Однак нові моделі припускають, що у випадку викиду речовини перпендикулярно орбітальній площині, нейтрино, утворені внаслідок злиття, взаємодіятимуть з викиненою матерією та призведуть до зменшення кількості нейтронів<ref name="Metzger2017">{{cite journal|author=Metzger Brian D.|title=Kilonovae|journal=Living Reviews in Relativity|volume=20|issue=1|year=2017|issn=2367-3613|doi=10.1007/s41114-017-0006-z}}</ref>. Внаслідок цього в процесі злиття подвійних нейтронних зір утворяться більш легші елементи, як залізо, що призведе до появи більш швидко зростаючого і спадаючого випромінювання, з піком в оптичному діапазоні. |
|||
Спостереження за електромагітним двійником GW170817 виявили проміжний між цим двома сценарій: швидке зростання і спадіння електромагнітного післясвітіння, з піком в оптичному діапазоні<ref name="Arcavi2017" /><ref name="Pian2017" /> <ref name="Smartt2017" />. Тож, принаймні для раннього етапу викиду матерії в результаті злиття нейтронних подвійностей, панівними є легкі елементи. Однак астрофізики розходяться щодо пізнішого етапу після вибуху системи нейтронних подвійностей. Одна група дослідників виявила, що весь оптичний та інфрачервоний спектр EM170817, до двох тижнів після злиття, може бути пояснений утворенням легших елементів<ref name="Smartt2017" />. Тоді як інші групи доослідників припускають, що протягом цього періоду відбувалось утворення важких елементів <ref name="Kasen2017" /><ref name="Pian2017" /><ref name="Cowperthwaite2017">{{cite journal|author=Cowperthwaite P. S. et al.|title=The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. II. UV, Optical, and Near-infrared Light Curves and Comparison to Kilonova Models|journal=The Astrophysical Journal|volume=848|issue=2|year=2017|pages=L17|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8213/aa8fc7}}</ref><ref name="Nicholl2017">{{cite journal|author=Nicholl M. et al . |title=The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. III. Optical and UV Spectra of a Blue Kilonova from Fast Polar Ejecta|journal=The Astrophysical Journal|volume=848|issue=2|year=2017|pages=L18|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8213/aa9029}}</ref><ref name="Chornock2017">{{cite journal|author=Chornock R. et al.|title=The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. IV. Detection of Near-infrared Signatures of r-process Nucleosynthesis with Gemini-South|journal=The Astrophysical Journal|volume=848|issue=2|year=2017|pages=L19|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8213/aa905c}}</ref><ref name="Tanvir2017">{{cite journal|author=Tanvir N. R. et al.|title=The Emergence of a Lanthanide-rich Kilonova Following the Merger of Two Neutron Stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=848|issue=2|year=2017|pages=L27|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8213/aa90b6}}</ref>. |
|||
| ⚫ | Припускається, що наслідком злиття двох нейтронних зір була [[кілонова]], що згідно з обчислень та моделювань є потенційним джерелом більш ніж половини наявних у всесвіті хімічних елементів, важчих ніж |
||
Тож, чи є злиття нейтронних зір (домінуючим) джерелом утворення і поширеності важких елементів у всесвіті потребує подальших досліджень як даних з GW170817-події, так і відкриття нових систем нейтронних подвійностей. |
|||
Це відкриття підтверджує ранні припущення, що не вибухи наднових, а саме злиття нейтронних зір може бути головним джерелом важких елементів (золота, платини, урану та інших) у Всесвіті<ref name="LattimerSchramm1974">{{cite journal|author=Lattimer J. M. and Schramm D. N.|title=Black-hole-neutron-star collisions|journal=The Astrophysical Journal|volume=192|year=1974|pages=L145|issn=0004-637X|doi=10.1086/181612}}</ref>. Ці елементи можуть бути утворені лише в середовищах із таким великим надлишком нейтронів, що нестабільні ядра [[Захоплення нейтронів|захоплюють нейтрони]] значно швидше, аніж встигають розпастися. |
|||
== Примітки == |
== Примітки == |
||
Версія за 02:04, 23 жовтня 2017
GW170817 — гравітаційно-хвильовий сигнал, зареєстрований колаборацією LIGO-Virgo 17 серпня 2017 року. Сигнал GW170817 мав тривалість ~100 секунд і був першим гравітаційно-хвильовим свідченням злиття двох нейтронних зір, що відбулось у галактиці NGC 4993, на відстані 130 мільйонів світлових років від Землі.[1].
GW170817 — перша подія, що одночасно спостерігалась як на гравітаційних хвилях, так і на електромагнітних. Крім LIGO-Virgo, сигнал GW170817 також був зареєстрований у гамма-променях[2], рентгенівському, оптичному та інфрачервоному випромінюванні[3][4][5][6][7]. Оптичні та інфрачервоні дані на основі злиття цих двох нейтронних зір виявили формування найважчих хімічних елементів у Всесвіті (уран, платина, золото) у r-процесі нуклеосинтезу
Гравітаційно-хвильові та електромагнітні спостереження GW170817 підтвердили, що злиття двох нейтронних зір у галактиці NGC 4993 породило гравітаційні хвилі, короткий гамма-спалах, важкі хімічні елементи (важчі від заліза) та кілонову[8][7] .
Передісторія відкриття
Уперше ідея нейтронної зорі була висунута 1934 року[9]. Однак лише 1967-го було отримане рентгенівське випромінювання від нейтронної зорі Скорпіон X-1[en] в сузір'ї Скорпіона. Того ж року було відкрито перший радіопульсар, після чого астрономи виявили кілька подвійних нейтронних зір.
1974 року Джозеф Тейлор і Рассел Галс виявили подвійну систему, одна із зір якої була пульсаром[10]. Протягом наступних 40 років астрономи спостерігали за тим, як ці дві зорі поступово зближуються одна з одною. Тейлор і Галс виявили, що орбіти подвійних зір зменшувались зі швидкістю 10 мм на рік - ця величина узгоджувалась із передбаченнями втратами енергії внаслідок генерування гравітаційних хвиль[10]. Поступове зближення таких подвійних нейтронних зірок було першим свідченням існування гравітаційних хвиль, передбачених теорією відносності. Їхнє зіткнення має відбутися приблизно через 300 млн років, породивши гравітаційно-хвильовий сигнал, подібний до GW170817.
1967 року супутниками Vela були виявлені гамма-спалахи і встановлено їх космічне походження. Відтоді астрономи намагались з'ясувати й виявити можливі джерела гамма-спалахів. Одним із припущень було те, що такі високоенергетичні спалахи є результатом злиття подвійних нейтронних зір[11]. Гамма-спалахи, що тривають менше ніж 2 секунди, називаються «короткими гамма-спалахами» і складають ~30 % усіх гамма-спалахів.
Тільки починаючи з 2005 року вперше було зареєстровано й локалізовано кілька післясвітінь коротких гамма-спалахів, деякі з яких були на ділянках із незначним або взагалі відсутнім зореутворенням, наприклад, у великих еліптичних галактиках чи центральних ділянках великих скупчень галактик[12][13][14][15]. Це відкидало зв'язок коротких гамма-спалахів із масивними зорями, а пізніші дослідження не виявили їхнього зв'язку з надновими[16]. Відтак, астрономи висунули припущення, що найбільш ймовірним джерелом коротких гамма-спалахів є злиття двох нейтронних зір[17].
Природа нейтронних зір
Більшість зір (із масами від сонячної маси, M☉, до 8-10 M☉ ), після того, як майже весь гідроген в їх ядрах внаслідок термоядерних реакцій перетвориться на гелій, поступово втрачають свої зовнішні шари, а ядра утворюють зорі, відомі як білі карлики[18] .
Зорі, чиї маси від 10 до 20 разів більші від маси Сонця, колапсують, спалахують як наднові зорі, викидають в космос зовнішні шари після чого залишаються найкомпактніший та найщільніший макроскопічний об'єкт у всесвіті - нейтронна зоря[19]. Хоча радіус типової нейтронної зорі не більше 10-14 кілометрів, вони можуть мати масу вдвічі більшу від маси Сонця. Густина речовини в таких зорях близька до густини атомного ядра. Крім того, ці зорі дуже швидко обертаються довкола власної осі — найменші періоди обертання становлять декілька мілісекунд[20].
Відповідно з астрономічними спостереженнями і теоретичними моделями, центральна густина, маса та радіус нейтронних зір становлять 1015г/см3, 1,3 - 1,4 M☉ і 10 - 15 км, відповідно, хоча типові значення цих фундаментальних величин досі невідомі[21][22]. Однією з найважливіших проблем є те, що до цих пір невідомий типовий радіус, оскільки: а) коректне визначення радіусу нейтронної зорі використовуючи лише астрономічні спостереження досить складно, а також б) досі не відоме рівняння стану для ядерної матерії з високою густиною як у нейтронній зорі, що ускладнює визначення відношення між її густиною і масою, тим самим вносячи невизначеність в типове значення радіусу [23][22][24].
Нейтронні зорі складаються головним чином із нейтронів, з часткою протонів, значно меншною (~11%), ніж нейтронів[25][26]. Це пов'язано з тим, що густина нейтрjнної зорі настільки висока, що хімічний потенціал вироджених електронів значно перевершує різницю мас між нейтронами і протонами (mn — p)c2 = 1,293 МеВ: енергія поверхні Фермі електронів ~100 МеВ[18] . Відтак, протягом гравіаційного колапсу масивного зоряного ядра нейтрони можуть увторитись через зворотній процес бета-розпаду вільних протонів та електронів, що сформують нейтрони:
допоки енергія Фермі нейтронів не стане такою ж високою, як електронів[27]. Тож, більша частина нейтронних зір (особливо масивних) складається із нейтронів, що перебувають у стані виродженого фермі-газу, а також невеликого домішку інших частинок. Від подальшого колапсу нейтронну зорю утримує тиск виродженого нейтронного газу. Менш масивні нейтронні зорі можуть складатись з кварків[27].
Більше половини з усіх зір формують подвійні пари, і чим масивнішою є зоря, тим більша вірогідність її потрапляння в таку подвійність. Подвійні зорі еволюціюють разом і коли колапсують, то можуть залишити по собі нейтронні зорі, що будуть обертатись одна довкола одної і поступово зближуватись по спіралі. Такі нейтронні зорі обертаються надзвичайно швидко, оскільки колапс масивної наднової до об'єкту в кілька десятків кілометрів збільшує їх обертання внаслідок збереження кутового моменту[20] .
Падіння по спіралі двох нейтронних зірок може тривати десятки й сотні мільйонів років, після чого відбувається їх майже миттєве злиття. Таке злиття компактних об'єктів призводить до викидання газу, збагаченого нейтронами. Речовина проходить через процес швидкого захоплення нейтронів (т.зв. r-процес, від англ. rapid), утворюючи важкі елементи шляхом захоплення ядрами вільних нейтронів. Ці елементи нестабільні й зазнають радіоактивного розпаду, випромінюючи світло в оптичному та ближньому інфрачервоному діапазоні електромагнітного спектру[20]. Випромінювана енергія в 1000 разів більша, ніж нова зоря, звідси й назва «кілонова». Новоутворені важкі елементи (важчі заліза) акумулюються в газі та хмарах пилу, з яких потім формуються нові зорі та планети. Таке злиття нейтронних зір найчастіше має відбуватись у старих галактиках, де зорі пройшли довгу еволюцію — від масивних зір до наднових та нейтронних зір[27].
У статті 1989 р. Ейхлер та ін. теоретично описали сценарій злиття двох нейтронних зір[28]. У цій статті було зроблено кілька оригінальних передбачень, більшість з яких було підтверджено з відкриттям GW170817 та електромагнітного двійника. Зокрема, Ейхлер та ін. передбачали, що злиття двох нейтронних зір а) породить спалах гравітаційної радіації; б) буде місцем нуклеосинтезу важких елементів; в) джерелом гамма-спалаху і г) частота такого злиття становить 10 подій/рік у межах 100 мегапарсек.
Відкриття GW170817
17 серпня 2017 року, о 12:41:04 UTC, мережа гравітаційно-хвильових детекторів LIGO-Virgo вперше змогла зареєструвати гравітаційно-хвильовий сигнал від зіткнення двох компактних, надщільних об'єктів, «нейтронних зір», які є залишками від вибуху наднових зірок.
Мережа гравітаційно-хвильових детекторів працювала в другому циклі наукових спостережень («Observing Run 2», O2). 30 листопада 2016 були запущені два детектори LIGO (Livingston, у Лівінгстоні, штат Луїзіана та Hanford, на місці Генфордського комплексу) розташовані на 3003 км один від одного. Детектор Virgo було запущено 1 серпня 2017 року поблизу Пізи в Італії. Завдяки такій кількості детекторів астрономи змогли досить точно визначити, з якої саме ділянки неба прийшов сигнал. Для GW170817 ділянка мала витягнуту форму (відому як «еліпс похибки»), ~2 градуси в ширину і 15 градусів у довжину, вкриваючи 28 квадратних градусів[1] у сузір'ї Гідри, з центром поблизу зорі Псі Гідри[29].
Офіційно про відкриття GW170817 було повідомлено 16 жовтня 2017 року[30] на прес-конференції, що одночасно відбувалась у США (Національний прес-клуб у Вашингтоні) та Європі (в штаб-квартирі ESO в Гархінг-бай-Мюнхен, Німеччина)[31].
Гравітаційно-хвильовий сигнал
На відміну від двох детекторів LIGO, детектор Virgo не виявив GW170817 сигналу, який потрапив у його "сліпу ділянку"[1]. Але цей факт дозволив звузити пошук джерела сигналу на небі до 28 градусів2 [32].
Детектори LIGO-Virgo можуть спостерігати гравітаційні хвилі від подвійної нейтронної зорі протягом декількох хвилин. У випадку GW170817, за 100 секунд до зіткнення, нейтронні зорі були на відстані приблизно 400 кілометрів одна від одної й оберталися приблизно 12 разів за секунду. З кожним обертом нейтронні зорі випромінювали гравітаційні хвилі, втрачали енергію й наближалися одна до одної. Зі скороченням орбіти (так званого «падіння по спіралі») збільшувалася швидкість зір, призводячи до збільшення частоти (відомого як чирп, англ. chirp) та амплітуди гравітаційних хвиль. Процес зближення прискорювався, доки дві зорі не злились, утворивши один об'єкт. Випромінена енергія гравітаційної хвилі становила >0,025 M☉ c2[1].
У цілому, гравітаційно-хвильовий сигнал GW170817, - як і відкриті LIGO перед тим гравітаційні хвилі із зіткнень чорних дір, - цілком узгоджувався із загальною теорією відносності[33]:
- гравітаційні хвилі від зіткнення двох нейтронних зірок рухались із тією ж швидкістю, що й світло;
- гравітаційні хвилі та гамма-промені йшли до Землі 130 млн світлових років і прийшли в межах ~2 секунд.
- гравітони та фотони із GW170817 події падали до гравітаційного поля Чумацького Шляху в один і той же час, що свідчило про їх падіння з однаковою частотою відповідно з принципом еквівалентності [34].
Електромагнітне підтвердження
Ще з часу відкриття перших подвійних нейтронних зірок припускалось, що їхнє злиття має генерувати широкий діапазон електромагнітного випромінювання — від радіохвиль до гамма-променів. Виявлення електромагнітного двійника подвійного злиття є важливим для розуміння його фізики: воно може надати точне місцезнаходження джерела; вияснити поведінку матерії під час злиття, включаючи релятивістський струмінь і нерелятивістські виверження; виявити, чи є таке злиття джерелом r-процесу нуклеосинтезу; пролити світло на формування та властивості об'єкту, що утворився внаслідок злиття тощо.
На відміну від злиття чорних дір, які майже невидимі, злиття нейтронних зірок супроводжується електромагнітним випромінюванням. Через 1,7 секунди після реєстрації сигналу гравітаційної хвилі GW170817 , космічні гамма-телескопи «Фермі»[29] та INTEGRAL[35] зафіксували короткий гамма-спалах, названий GRB170817A[29][35]. Затримка електромагнітного сигналу порівняно з гравітаційно-хвильовим може бути пов'язана з ефектом Шапіро (передбачає, що час поширення безмасових часток у викривленому просторі-часі, тобто через гравітаційні поля, дещо збільшується порівняно з гладким простором-часом), хоча не виключені й інші пояснення[1]. Така коротка затримка в часі двох сигналів дозволила пов'язати короткі гамма-спалахи зі злиттям нейтронних зірок[34]. Крім того, вона накладає обмеження на швидкість гравітаційних хвиль, які за передбаченнями загальної теорії відносності мають ту ж саму швидкість, що й швидкість світла [33].
Електромагнітний двійник EM170817
Через декілька хвилин після реєстрації Фермі-ІNTEGRAL, по всій земній кулі розпочали пошук джерела GW170817. Телескоп Swope обсерваторії Лас-Кампанас у Чилі першим виявив яскраве оптичне джерело (SSS17a) в галактиці NGC 4993, що належить до лінзоподібних галактик [36][37], що було підтверджено спостереженнями з багатьох інших телескопів[38][39][40].
Протягом наступних тижнів і місяців після відкриття GW170817 спостереження післясвітіння спалаху в радіо-, інфрачервоному-, оптичному- та рентгенівському спектрах локалізували цю подію поблизу галактики NGC 4993 у сузір'ї Гідри. Ультрафіолетові, оптичні та інфрачервоні криві блиску характеризувались швидким спаданням яскравості й швидким переходом спектрального піку від ультрафіолетового до інфрачервоного[32]. Сині спалахи згасали через кілька днів після реєстрації в ультрафіолетовому та оптичному діапазонах електромагнітного спектру. Тоді як червоні спалахи тривали кілька тижнів.
Спочатку яскрава світність та синій, невиразний оптичний спектр джерела GW170817 більше узгоджувався з вибухом молодої наднової, що має бути яскравішою. Саме тому спершу оптичний двійник був названий астрономами, що його відкрили англ. Swope Supernova Survey 2017a (SSS17a) (пізніше перейменований в "AT 2017gfo" Центральним бюро астрономічних телеграм Міжнародного астрономічного союзу). Однак наступної ночі спостереження виявили, що джерело GW170817 істотно поблякло в оптичному спектрі, але стало яскравішим в інфрачервоному.
Отримана на основі поєднання ультрафіолетового, оптичного та інфрачервоного спектрів Болометрична світність EM170817 еволюціювала від 1042 ерг сек-1 0,5 дня до 3× 1040 ерг сек-1 на 10 день. На основі оцінки еволюції його ефективної температури, було встановлено, що джерело EM170817 швидко охолоджувалось, від ≈11000 K до ≈5000 K через день до ≈1400 K через 10 днів. Розмах швидкостей розширення фотосфери джерела був в діапазоні від 0,3c до 0,1с. Крім цього, були виявлені широкі піки в інфрачервоному спектрі, не схожі на жодні інші виявлені астрономічні транзієнти [32]. Тож, поєднання високих швидкостей, швидкого оптичного спадання та широких інфрачервоних піків дозволили астрономам встановити, що EM170817 пов'язаний саме з GW170817.
Загалом ці дані свідчили, що джерелом спалаху була кілонова, крива блиску якої визначається радіоактивним розпадом важких ядер та ізотопів, які синтезуються в r-процесі внаслідок злиття[29]. У цілому, криві блиску оптичного джерела GW170817 дуже добре узгоджувались з теоретичними передбаченнями та обчислювальними моделями радіоактивного розпаду важких елементів при злитті двох нейтронних зір та появи кілонової[41][42].
Разом із тим, пошук високо-енергетичних нейтрино (які мають випромінюватись внаслідок злиття) поблизу джерела сигналу GW170817, не дав результатів. Після ідентифікації галактики NGC 4993, де відбулась подія, астрономи спостерігали її два тижні, прагнучи зареєструвати нейтрино, але не виявили помітного випромінювання[43].
Затримка радіо-сигналу
Механізм перетворення енергії в радіоактивне випромінювання гамма-спалахами наразі не достатньо зрозумілий. Більш зрозумілою є природа довгохвильових (від рентгенівських до радіо) післясвітінь, що слідують після гамма-спалаху. Енергія, вивільнена в результаті вибуху і не випромінена гамма-спалахом, має форму матерії або енергії, що рухається назовні майже зі швидкістю світла. Зіткнення цієї матерії з довколишнім міжзоряним газом утворює релятивістську ударну хвилю, що вільно розширюється міжзоряним простором[44]. Друга, зворотна (внутрішня) ударна хвиля може поширитись назад до викинутої вибухом матерії (стадія Сєдова). В цьому процесі речовина в ударних хвилях може підсилити локальні магнітні поля, які в свою чергу прискорять частки, що будуть випускатимуть синхротронне випромінювання в більшій частині електромагнітного спектру[45][46] .
Моделі злиття подвійних нейтронних зірок передбачають, що після випромінювань на інших електромагнітних хвилях, повинно з'явитись також радіо-післясвітіння внаслідок приливного[en] викиду 0,01 - 0,05 сонячних мас матеріалу на субрелятивітських швидкостях[44][47]. Відповідно з цими моделями, утворене в результаті злиття нейтронної подвійності синхротронне випромінювання, з піком на радіо частотах, повинно тривати від кількох місяців до років після самого злиття[48]. Оскільки час і яскравість радіо джерела є чутливими до маси та швидкості ударної сили виверження та до густини міжзоряного середовища, то радіо сигнал дозволяє встановити як енергію вибуху внаслідок злиття подвійностей, так і саме середовище злиття.
Моделювання також передбачає, що властивості гамма-спалахів та їх післясвітінь зумовлені релятивітським джетом, взаємодія якого з середовищем злиття подвійностей генеруватиме радіо-випромінювання [17] Однак в цьому випадку крива блиску радіо сигналу істотно залежатиме від кута між променем зору та джетом[49].
Лише 2 вересня 2017 р., через 16 днів після реєстрації LIGO-Virgo GW170817-події, вперше було виявлено радіохвилі в радіоастрономічній обсерваторії Дуже Великий Масив (ДВМ)[50][5]. 5 вересня "Австралійський Компактний Масив Телескопів"[en] (АТCА) також виявив радіо післясвітіння GW170817. Ці радіоспостереження вказують на два можливі механізми походження радіо хвиль: а) вибух породив релятивістський джет з великим кутом між променем зору і віссю джету; б) матеріал після вибуху міг утворити "кокон", що поглинув частину джету, призвівши до більшого радіо-випромінення [50]. Однак перший механізм не узгоджується з реєстрованим радіопіслясвітінням, яке в такому випадку мало б бути набагато яскравішим, аніж воно представлено в даних радіовимірювань. Значна слабкість радіопіслясвітіння вказує на користь моделі "кокона" і може свідчити про те, що джерелом радіосигналу міг бути не один гамма-спалах, а спалах гамма-променів[50] .
Властивості джерела GW170817
Кожне джерело генерує різні гравітаційні хвилі залежно від астрофізичних властивостей системи. Серед таких властивостей важливими є маса кожного об'єкту, швидкість його обертання довкола своєї осі, розмір орбіти, нахил орбіти відносно напрямку спостереження тощо. Поєднання цих всіх властивостей змінює форму, амплітуду та зміну гравітаційно-хвильвого сигналу з часом.
Аналізуючи GW170817, астрономи визначили масу первинної нейтронної зорі (m1) від 1,36 до 2,26 M☉, а масу вторинної (m2) — від 0,86 до 1,36 M☉[1]. Ці маси відповідають масам відомих нейтронних зір, що свідчить про те, що система, в якій відбулася подія GW170817, складалась з двох нейтронних зір. Ця пара нейтронних зір утворилася близько 11 млрд років тому, коли дві масивні зорі пройшли стадію наднових за кілька мільйонів років перед тим[8]. Об'єкт, утворений після злиття двох нейтронних зір, має масу від 2,73 до 3,29 M☉[1].
Крім маси, гравітаційна хвиля дозволяє виміряти відстані до джерела сигналу (фотометричну відстань). Фотометрична відстань виявилась рівною 40 мегапарсек (~130 млн світлових років), що узгоджується з відстанню до галактики NGC 4993[36].
Попри те, що електромагнітний сигнал свідчить, що один з об'єктів пари був нейтронною зорею, це не означає, що обидва об'єкти були нейтронними зорями. І навіть як обидва об'єкти мають маси, схожі до відомих астрономам нейтронних зір, один із них міг бути чорною дірою. Хоча ще не було виявлено чорної діри з масою нейтронної зорі, однак також немає й даних, що таких чорних дір не існує. Тому залишається можливість, що джерелом GW170817 була подвійна система з чорної діри та нейтронної зорі. Утім, враховуючи схожість мас двох об'єктів із нейтронними зорями, астрономи схиляються до думки, що це було дві нейтронні зорі[1].
Існують два можливі сценарії того, що сталося з нейтронними зорями після злиття: або утворилася дуже масивна нейтронна зоря (у такому випадку, це буде найбільшою з відомих нейтронних зір), або утворилася чорна діра (у такому випадку, це буде найлегша з відомих чорних дір)[1].
Гамма-спалах GRB170817A
Оптичне, ультрафіолетове та інфрачервоне випромінювання злиття подвійних нейтронних зірок пов'язане головним чином з радіоактивним розпадом матерії r-процесу. Реєстрація ж короткого гамма-спалаху GRB170817A припускає наявність релятивістських джетів. Однак виявлена астрономами енергія короткого гамма-спалаху GRB170817A на п'ять порядків нижче ніж всі передбачувані та відкриті короткі гамма-спалахи, що могло свідчити або про відхилення кута нахилу осі джету від поля зору або ж про відмінне джерело[34][2].
Тільки через 15 днів після виявлення гравітаційно-хвильового сигналу космічний телескоп «Чандра» зареєстрував рентгеінвське джерело, а опісля був виявлений і радіо сигнал [50][5]. Моделювання показали, що ці рентгенівські та радіо-випромінювання утворилися внаслідок релятивістських струменів з енергією, близькою до космологічних коротких гамма-спалахів, але спрямованих під великим кутом до променя зору, що мало пояснити слабкий короткий гамма-спалах.
За отриманими даними, гамма-спалах GRB170817A характеризується наступними рисами [1][34]:
- розпочався через ~2 сек після злиття подвійної нейтронної зорі;
- тривав ~2 сек, що близько до тривалості більшості коротких гамма-спалахів;
- загальна гамма-ізотропна енергія (Eγ, iso) ~5 × 1046 ерг;
- пік (Epeak) ~185 кеВ
Тож, GRB170817A набагато слабший, ніж найслабші із зареєстрованих гамма-спалахів, попри те, що джерело гамма-спалаху відносно набагато ближче до Землі і він повинен був бути набагато більш яскравим [34].
Свідчення нуклеосинтезу важких елементів
Наявні у всесвіті гідроген та гелій утворились під час Великого вибуху 13,8 млрд. років тому. Більш важчі елементи, як кисень та вуглець, утворились в ядрах зірок через термоядерний синтез гелію та гідрогену[51].
Однак для утворення елементів, важчих від заліза (лантаноїди), потрібні особливі умови, де ядра атомів бомбардуються вільними нейтронами[52].
r-процес нуклеосинтезу
Ядро звичайного атому гідрогену, 1H, складається з одного протону. Ядра ж всіх інших важких елементів, включаючи важчі ізотопи гідрогену, включають як протони, так і нейтрони (разом відомі, як "нуклони"). Ці нуклеони утримуються разом сильною ядерною взаємодією. Маса спокою такого ядра є меншою суми мас спокою вільних протонів та нейтронів. Тож втрата маси може бути перетворена в енергію, відому як енергія зв'язку ядра. Вище значення енергії зв'язку/нуклеон означає, що ядро більш щільно зв'язане. Енергія зв'язку значно зростає від протона до вуглецю, звідки росте поступово до заліза, де ядерна стабільність досягає максимуму, пояснюючи істотну поширеність заліза у всесвіті. Хоча синтез легких елементів зазвичай вивільняє енергію, електромагнітне (кулонівське) відштовхування між ядрами переважає сильну взаємодію. Необхідна для подолання сили електромагнітного відштовхування енергія називається кулонівським бар'єром[51].
Формування атомних ядер називається нуклеосинтезом. Після заліза енергія зв'язку зменшується із збільшенням атомного номера, тому нуклеосинтез елементів після заліза стає значно важчим, бо необхідно двом позитивно зарядженим ядрам подолати кулонівське відштовхування щоб наблизитись достатньо близько для синтезу. Саме тому елементи, важчі від заліза, генеруються через захоплення нейтронів , оскільки не маючи заряду, а відтак і кулонівського відштовхування, нейтрони можуть проникати позитивно заряджені ядра та збільшувати масу ядра. Однак із захопленням нейтрона в ядро, те стає радіоактивним і зазнає бета-розпаду. Це пояснює те, чому процес утворення важких елементів є надзвичайно складним [53].
Елементи до заліза мають однакове число нейтронів та протонів. Але вище заліза число нейтронів перевищує протони і стабільність ядра досягається лише за рахунок значного надлишку нейтронів. Існують два процеси захоплення нейтронів, що призводять до формування нових елементів. Перший - повільне захоплення нейтронів (т.зв. "повільний процес", s-процес (від англ. slow)) полягає в додаванні одного нейтрону до ядра, що потім зазнає бета-розпаду перш ніж захопить другий нейтрон. В s-процесі швидкість захоплення нейтрону є меншою ніж бета-розпад, роблячи ядра лише відносно стабільними. S-процес відбувається в зірках з масою в 0,6 - 10 разів більшою від маси Сонця і зупиняється на найбільш стабільному масивному ядрі - бісмут[53].
Для утворення більш важких стабільних елементів потрібне захоплення нейтронів швидше від бета-розпаду. 1957 р. у статті, відомій як B2FH чотири фізики передбачили і пояснили подібний механізм швидкого захплення нейтронів[54]. Цей механізм вони назвали r-процесом (від англ. rapid). Захоплення нейтронів в r-процесі робить ядра надзвичайно радіоактивними, що потребує надзвичайно швидкого захоплення. В B2FH припускалось, що r-процес повинен відбуватись лише в середовищах з надзвичайно великою густиною нейтронів, де кілька нейтронів можуть бути захплені за долі секунди ядрами заліза до бета-розпаду, в такий спосіб утворючи важкі елементи.
Моделі нуклеосинтезу нейтронними зорями
В 1970-х були висунені припущення, що злиття нейтронної зорі з чорною дірою може бути джерелом генерування більшості хімічних елементів, важчих ніж залізо [55]. Згодом астрофізики доповнили і розширили це припущення, включивши злиття подвійних нейтронних зір як головне джерело r-процесу нуклеосинтезу[28][56]. Однак ці припущення не знайшли широкої підтримки серед астрофізиків, більшість з яких розглядала масивні наднові, як основне джерело важких елементів в галактиці[57].
Лише в останні десятиліття астрономічні спостереження, теоретичні обчислення та моделювання все більше свідчать на користь того, що злиття нейтронних зірок є більш домінюучим джерелом елементів (важчих від заліза) r-процесу в галактиці, ніж вибух наднової[58][59][52]. Так, обчсилювальні моделі також свідчать, що злиття подвійних нейтронних зірок в карликових галактиках взмозі пояснити реєстровані в них лантаноїди[60]. Так само поширеність елементів r-процесу в сонячній системі може бути цілком обумовлена злиттям системи подвійних нейтронних зірок[61]
2010 р. Мецгер та ін. на основі теоретичних обчислень та моделювання злиття подвійних нейтронних зір, вперше показали, що викинуті в орбітальну площину залишки від вибуху внаслідок злиття нейтронних подвійностей повинні містити матерію багату вільними нейтронами, які поєднуючись з протонами, формують лантаноїди, одночасно породжуючи характерну світність, пов'язану з радіоактивним розпадом r-процесу[42]. Модель Мецгера та ін., - в якій репрезентативним важким елементом, синтезованим в r-процесі від злиття нейтронних подвійностей був вибраний неодим (який також використовується в Nd:YAG лазерах LIGO-VIRGO для генерування основних лазерних променів в інтерферометрах), - передбачала характерний спектр кілонової. На основі обчислення непроникності елементів, утворених внаслідок злиття системи нейтронної зорі, передбачалось, що легші елементи будуть оптично схожими до елементів генерованих надновою, але важкі елементи будуть в сотні разів більш непрозорими, надаючи кілоновій характерний червонуватий відтінок. Відтак, обчислення і модель Мецгера та ін. передбачала, що на ранній стадії в хмарі залишків будуть формуватись елементи, важчі від заліза (але не найважчі), спричиняючи її синій колір; тоді як формування найважчих елементів після злиття нейтронних подвійностей повинно характеризуватись червоним та інфрачервоним кольором кілонової[42].
Дані GW170817 і EM170817 про нуклеосинтез лантаноїдів
Реєстрація GW170817 і його електромагнітного двійника EM170817 є першим прямим свідченням, що r-процес нуклеосинтезу відбувається при злитті подвійних нейтронних зірок, а обчислена маса виверження припускають, що такі злиття можуть бути панівним джерелом r-процесів[8][7].
Припускається, що наслідком злиття двох нейтронних зір була кілонова, що згідно з обчислень та моделювань є потенційним джерелом більш ніж половини наявних у всесвіті хімічних елементів, важчих ніж залізо[3] [6].
Тоді як оптичні спектри EM170817 проявляли невиразний континуум, інфрачервоні спектри характеризувались двома відмінними, широкими піками в J-смузі (10620 ± 1900 Å) та H-смузі (15500 ± 1430 Å). Порівняння виявило, що пік в J-смузі був схожий на гелій чи гідроген в наднових з колапсуючими ядрами, однак H-смуга EM170817 різнилась від такої ж для наднових. Так само пік J-смуги схожий до елементів групи заліза[en] для наднових типу Ia, але H-смуга EM170817 також відмінна від такої ж смуги наднових типу Ia [32].
Порівняння передбачень моделі Мецгера та ін. для спектру кілонови на основі лише неодима з інфрачервоним спектром EM170817, було виявлено, що ці передбачення досить добре узгоджуються з властивостями як J-смуги, так і H-смуги EM170817 [32]. Оновлення моделі Мецгера та ін. показали, що неодим відіграє ключову роль в поясненні властивостей J- і H-смуг електромагнітного двійника GW170817[7] Тож, як моделі, так і дані в інфрачервоному спектрі показують, що саме утворення елементів, важчих аніж ті, які генеруються надновою, може пояснити спектри EM170817.
В попередніх моделях r-процесу нуклеосинтезу передбачалось, що викид матерії вздовж орбітальної площини спричинить зростаюче і спадаюче випромінювання протягом багатьох днів, з піком в інфрачервоному діапазоні, пов'язаному з утворенням важких елементів. Однак нові моделі припускають, що у випадку викиду речовини перпендикулярно орбітальній площині, нейтрино, утворені внаслідок злиття, взаємодіятимуть з викиненою матерією та призведуть до зменшення кількості нейтронів[62]. Внаслідок цього в процесі злиття подвійних нейтронних зір утворяться більш легші елементи, як залізо, що призведе до появи більш швидко зростаючого і спадаючого випромінювання, з піком в оптичному діапазоні.
Спостереження за електромагітним двійником GW170817 виявили проміжний між цим двома сценарій: швидке зростання і спадіння електромагнітного післясвітіння, з піком в оптичному діапазоні[3][4] [6]. Тож, принаймні для раннього етапу викиду матерії в результаті злиття нейтронних подвійностей, панівними є легкі елементи. Однак астрофізики розходяться щодо пізнішого етапу після вибуху системи нейтронних подвійностей. Одна група дослідників виявила, що весь оптичний та інфрачервоний спектр EM170817, до двох тижнів після злиття, може бути пояснений утворенням легших елементів[6]. Тоді як інші групи доослідників припускають, що протягом цього періоду відбувалось утворення важких елементів [7][4][63][64][65][66].
Тож, чи є злиття нейтронних зір (домінуючим) джерелом утворення і поширеності важких елементів у всесвіті потребує подальших досліджень як даних з GW170817-події, так і відкриття нових систем нейтронних подвійностей.
Примітки
- ↑ а б в г д е ж и к л Abbott, B. P. та ін. (16 October 2017). GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral. Physical Review Letters. 119 (16). doi:10.1103/PhysRevLett.119.161101.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|first1=(довідка) - ↑ а б Connaughton V. et al. GCN Circular 21506. 17/08/17. [1]. — 2017. — 17 серпня. Процитовано 17 October 2017.
- ↑ а б в Arcavi I. та ін. (2017). Optical emission from a kilonova following a gravitational-wave-detected neutron-star merger. Nature. doi:10.1038/nature24291. ISSN 0028-0836.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка) - ↑ а б в Pian E. та ін. (2017). Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron-star merger. Nature. doi:10.1038/nature24298. ISSN 0028-0836.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка) - ↑ а б в Troja E. та ін. (2017). The X-ray counterpart to the gravitational-wave event GW170817. Nature. doi:10.1038/nature24290. ISSN 0028-0836.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка) - ↑ а б в г Smartt S.J. та ін. (2017). A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source. Nature. doi:10.1038/nature24303. ISSN 0028-0836.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка) - ↑ а б в г д Kasen D., Metzger B., Barnes J., Quataert E., and Ramirez-Ruiz E. (2017). Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational-wave event. Nature. doi:10.1038/nature24453. ISSN 0028-0836.
- ↑ а б в Berger Edo (16 October 2017). Focus on the Electromagnetic Counterpart of the Neutron Star Binary Merger GW170817. the astrophysical journal letters. Процитовано 16 October 2017.
- ↑ Baade W. and Zwicky F. (1934). Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays. Physical Review. 46 (1): 76—77. doi:10.1103/PhysRev.46.76.2. ISSN 0031-899X.
- ↑ а б Hulse R. A. and Taylor J. H. (1975). Discovery of a pulsar in a binary system. The Astrophysical Journal. 195: L51. doi:10.1086/181708. ISSN 0004-637X.
- ↑ Kochanek Christopher S. and Piran Tsvi (1993). Gravitational Waves and gamma -Ray Bursts. The Astrophysical Journal. 417: L17. doi:10.1086/187083. ISSN 0004-637X.
- ↑ Hjorth J. та ін. (2005). GRB 050509B: Constraints on Short Gamma-Ray Burst Models. The Astrophysical Journal. 630 (2): L117—L120. doi:10.1086/491733. ISSN 0004-637X.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка) - ↑ Gehrels N. та ін. (2005). A short γ-ray burst apparently associated with an elliptical galaxy at redshift z = 0.225. Nature. 437 (7060): 851—854. doi:10.1038/nature04142. ISSN 0028-0836.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка) - ↑ Bloom J. S. та ін. (2006). Closing in on a Short‐Hard Burst Progenitor: Constraints from Early‐Time Optical Imaging and Spectroscopy of a Possible Host Galaxy of GRB 050509b. The Astrophysical Journal. 638 (1): 354—368. doi:10.1086/498107. ISSN 0004-637X.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка) - ↑ Berger E., Shin M.‐S., Mulchaey J. S., and Jeltema T. E. (2007). Galaxy Clusters Associated with Short GRBs. I. The Fields of GRBs 050709, 050724, 050911, and 051221a. The Astrophysical Journal. 660 (1): 496—503. doi:10.1086/512664. ISSN 0004-637X.
- ↑ Zhang B. та ін. (2009). DISCERNING THE PHYSICAL ORIGINS OF COSMOLOGICAL GAMMA-RAY BURSTS BASED ON MULTIPLE OBSERVATIONAL CRITERIA: THE CASES OFz= 6.7 GRB 080913,z= 8.2 GRB 090423, AND SOME SHORT/HARD GRBs. The Astrophysical Journal. 703 (2): 1696—1724. doi:10.1088/0004-637X/703/2/1696. ISSN 0004-637X.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка) - ↑ а б Nakar E. (2007). Short-hard gamma-ray bursts. Physics Reports. 442 (1-6): 166—236. doi:10.1016/j.physrep.2007.02.005. ISSN 0370-1573.
- ↑ а б Stuart L. Shapiro and Saul A. Teukolsky (20 November 2008). Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. John Wiley & Sons. ISBN 978-3-527-61767-8.
- ↑ Нейтронні зорі // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 318—319. — ISBN 966-613-263-X.
- ↑ а б в Norman K. Glendenning (1996). Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity. Springer. ISBN 978-1-4684-0491-3.
- ↑ Lattimer J. M. (2004). The Physics of Neutron Stars. Science. 304 (5670): 536—542. doi:10.1126/science.1090720. ISSN 0036-8075.
- ↑ а б Özel F. and Freire P. (2016). Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 54 (1): 401—440. doi:10.1146/annurev-astro-081915-023322. ISSN 0066-4146.
- ↑ Lattimer J. M. and Prakash =M. (2001). Neutron Star Structure and the Equation of State. The Astrophysical Journal. 550 (1): 426—442. doi:10.1086/319702. ISSN 0004-637X.
- ↑ Lattimer J.M. (2012). The Nuclear Equation of State and Neutron Star Masses. Annual Review of Nuclear and Particle Science. 62 (1): 485—515. doi:10.1146/annurev-nucl-102711-095018. ISSN 0163-8998.
- ↑ Boguta J. (1981). Remarks on the beta stability in neutron stars. Physics Letters B. 106 (4): 255—258. doi:10.1016/0370-2693(81)90529-3. ISSN 0370-2693.
- ↑ Lattimer J.M., Pethick C. J., Prakash M., and Haensel P. (1991). Direct URCA process in neutron stars. Physical Review Letters. 66 (21): 2701—2704. doi:10.1103/PhysRevLett.66.2701. ISSN 0031-9007.
- ↑ а б в Max Camenzind (24 February 2007). Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes. Springer. ISBN 978-3-540-49912-1.
- ↑ а б Eichler David, Livio Mario, Piran Tsvi, and Schramm David N. (1989). Nucleosynthesis, neutrino bursts and γ-rays from coalescing neutron stars. Nature. 340 (6229): 126—128. doi:10.1038/340126a0. ISSN 0028-0836.
- ↑ а б в г Goldstein A. та ін. (2017). An Ordinary Short Gamma-Ray Burst with Extraordinary Implications: Fermi-GBM Detection of GRB 170817A. The Astrophysical Journal. 848 (2): L14. doi:10.3847/2041-8213/aa8f41. ISSN 2041-8213.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка)Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Overbye Dennis (16 October 2017). LIGO Detects Fierce Collision of Neutron Stars for the First Time. The New York Times. Процитовано 16 October 2017.
- ↑ Cho, Adrian (16 October 2017). Merging neutron stars generate gravitational waves and a celestial light show. Science. Процитовано 16 October 2017.
- ↑ а б в г д Kasliwal M.M. та ін. (2017). Illuminating gravitational waves: A concordant picture of photons from a neutron star merger. Science: eaap9455. doi:10.1126/science.aap9455. ISSN 0036-8075.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка) - ↑ а б Л.Д. Ландау; Е.М. Лифшиц (1958). Теоретическая физика. Т. 2 Теория поля. Рипол Классик. с. 442. ISBN 978-5-458-32736-7.
- ↑ а б в г д Abbott, B. P. та ін. (2017). Gravitational Waves and Gamma-Rays from a Binary Neutron Star Merger: GW170817 and GRB 170817A. The Astrophysical Journal Letters. 848 (2): L13. arXiv:1710.05834. doi:10.3847/2041-8213/aa920c.
{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ а б Savchenko V. та ін. (2017). INTEGRAL Detection of the First Prompt Gamma-Ray Signal Coincident with the Gravitational-wave Event GW170817. The Astrophysical Journal. 848 (2): L15. doi:10.3847/2041-8213/aa8f94. ISSN 2041-8213.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка)Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ а б Berger E. et al. GCN Circular 21529. 17/08/17. [2]. — 2017. — 17 серпня. Процитовано 17 October 2017.
- ↑ Kilpatrick C. D. та ін. (2017). Electromagnetic evidence that SSS17a is the result of a binary neutron star merger. Science: eaaq0073. doi:10.1126/science.aaq0073. ISSN 0036-8075.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка) - ↑ Foley R. et al. GCN Circular 21547. 17/08/17. [3]. — 2017. — 17 серпня. Процитовано 17 October 2017.
- ↑ Kasliwal M.M. et al. GCN Circular 21551. 17/08/17. [4]. — 2017. — 17 серпня. Процитовано 17 October 2017.
- ↑ Coulter D.A. та ін. (2017). Swope Supernova Survey 2017a (SSS17a), the optical counterpart to a gravitational wave source. Science: eaap9811. doi:10.1126/science.aap9811. ISSN 0036-8075.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка) - ↑ Kasen D., Badnell N. R.., and Barnes J. (2013). OPACITIES AND SPECTRA OF THEr-PROCESS EJECTA FROM NEUTRON STAR MERGERS. The Astrophysical Journal. 774 (1): 25. doi:10.1088/0004-637X/774/1/25. ISSN 0004-637X.
- ↑ а б в г Metzger B.D. та ін. (2010). Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r-process nuclei. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 406 (4): 2650—2662. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16864.x. ISSN 0035-8711.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка) - ↑ Abbott B. P. and LIGO, Virgo & others collaboration (16 October 2017). Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger. The Astrophysical Journal. 848 (L12). doi:10.3847/2041-8213/aa91c9.
{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ а б Nakar E. and Piran T. (2011). Detectable radio flares following gravitational waves from mergers of binary neutron stars. Nature. 478 (7367): 82—84. doi:10.1038/nature10365. ISSN 0028-0836.
- ↑ Meszaros P. and Rees M. J. (1997). Optical and Long‐Wavelength Afterglow from Gamma‐Ray Bursts. The Astrophysical Journal. 476 (1): 232—237. doi:10.1086/303625. ISSN 0004-637X.
- ↑ Sari R., Piran T., and Narayan R. (1998). Spectra and Light Curves of Gamma-Ray Burst Afterglows. The Astrophysical Journal. 497 (1): L17—L20. doi:10.1086/311269. ISSN 0004-637X.
- ↑ Hotokezaka K. and Piran T. (2015). Mass ejection from neutron star mergers: different components and expected radio signals. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 450 (2): 1430—1440. doi:10.1093/mnras/stv620. ISSN 1365-2966.
- ↑ Hotokezaka K., Nissanke S., Hallinan G,, Lazio T. J. W., Nakar E. and Piran T. (2016). Radio counterparts of compact binary mergers detectable in gravitational waves: A simulation for an optimized survey. The Astrophysical Journal. 831 (2): 190. doi:10.3847/0004-637X/831/2/190. ISSN 1538-4357.
{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Granot J., Panaitescu A., Kumar P., and Woosley S.E. (2002). Off-Axis Afterglow Emission from Jetted Gamma-Ray Bursts. The Astrophysical Journal. 570 (2): L61—L64. doi:10.1086/340991. ISSN 0004-637X.
- ↑ а б в г Hallinan G. та ін. (2017). A radio counterpart to a neutron star merger. Science: eaap9855. doi:10.1126/science.aap9855. ISSN 0036-8075.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка) - ↑ а б Giora Shaviv (13 April 2012). The Synthesis of the Elements: The Astrophysical Quest for Nucleosynthesis and What It Can Tell Us About the Universe. Springer. ISBN 978-3-642-28385-7.
- ↑ а б Thielemann F.-K., Eichler M., Panov I.V. and Wehmeyer B. (2017). Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis of Heavy Elements. Annual Review of Nuclear and Particle Science. 67 (1): 253—274. doi:10.1146/annurev-nucl-101916-123246. ISSN 0163-8998.
- ↑ а б Christian Iliadis (13 April 2015). Nuclear Physics of Stars. Wiley. ISBN 978-3-527-33651-7.
- ↑ Burbidge E. M., Burbidge G. R., Fowler W.A., and Hoyle F. (1957). Synthesis of the Elements in Stars. Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547—650. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. ISSN 0034-6861.
- ↑ Lattimer J. M. and Schramm D. N. (1974). Black-hole-neutron-star collisions. The Astrophysical Journal. 192: L145. doi:10.1086/181612. ISSN 0004-637X.
- ↑ Freiburghaus C., Rosswog S. and Thielemann F.-K. (1999). [CLC][ITAL]r[/ITAL][/CLC]-Process in Neutron Star Mergers. The Astrophysical Journal. 525 (2): L121—L124. doi:10.1086/312343. ISSN 0004-637X.
- ↑ Nomoto K., Kobayashi C., and Tominaga N. (2013). Nucleosynthesis in Stars and the Chemical Enrichment of Galaxies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 51 (1): 457—509. doi:10.1146/annurev-astro-082812-140956. ISSN 0066-4146.
- ↑ Berger E., Fong W. and Chornock R. (2013). An r-Process Kilonova Associated with the Short-Hard GRB 130603B. The Astrophysical Journal. 774 (2): L23. doi:10.1088/2041-8205/774/2/L23. ISSN 2041-8205.
- ↑ Tsujimoto T. and Shigeyama T. (2014). Enrichment history of r-process elements shaped by a merger of neutron star pairs. Astronomy & Astrophysics. 565: L5. doi:10.1051/0004-6361/201423751. ISSN 0004-6361.
- ↑ Beniamini P., Hotokezaka K., and Piran T. (2016). NATAL KICKS AND TIME DELAYS IN MERGING NEUTRON STAR BINARIES: IMPLICATIONS FORr-PROCESS NUCLEOSYNTHESIS IN ULTRA-FAINT DWARFS AND IN THE MILKY WAY. The Astrophysical Journal. 829 (1): L13. doi:10.3847/2041-8205/829/1/L13. ISSN 2041-8213.
{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Wanajo S., Sekiguchi Y., Nishimura N., Kiuchi K., Kyutoku K. and Shibata M. (2014). Production of all the r-process nuclides in the dynamical ejecta of neutron star mergers. The Astrophysical Journal. 789 (2): L39. doi:10.1088/2041-8205/789/2/L39. ISSN 2041-8205.
- ↑ Metzger Brian D. (2017). Kilonovae. Living Reviews in Relativity. 20 (1). doi:10.1007/s41114-017-0006-z. ISSN 2367-3613.
- ↑ Cowperthwaite P. S. та ін. (2017). The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. II. UV, Optical, and Near-infrared Light Curves and Comparison to Kilonova Models. The Astrophysical Journal. 848 (2): L17. doi:10.3847/2041-8213/aa8fc7. ISSN 2041-8213.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка)Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Nicholl M. et al . (2017). The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. III. Optical and UV Spectra of a Blue Kilonova from Fast Polar Ejecta. The Astrophysical Journal. 848 (2): L18. doi:10.3847/2041-8213/aa9029. ISSN 2041-8213.
{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Chornock R. та ін. (2017). The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. IV. Detection of Near-infrared Signatures of r-process Nucleosynthesis with Gemini-South. The Astrophysical Journal. 848 (2): L19. doi:10.3847/2041-8213/aa905c. ISSN 2041-8213.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка)Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Tanvir N. R. та ін. (2017). The Emergence of a Lanthanide-rich Kilonova Following the Merger of Two Neutron Stars. The Astrophysical Journal. 848 (2): L27. doi:10.3847/2041-8213/aa90b6. ISSN 2041-8213.
{{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у:|author=(довідка)Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)