La collaboration LIGO-Virgo, en collaboration avec des astronomes de 70 observatoires, a annoncé aujourd'hui l'observation de la fusion de deux étoiles à neutrons dans les domaines gravitationnel et électromagnétique: ils ont vu un rayon gamma éclater, ainsi que des rayons X, ultraviolets, visibles, infrarouges et radio.
Illustration d'une collision d'étoiles à neutrons. Une valeur aberrante diagonale étroite est un flux de rayons gamma. Un nuage lumineux autour des étoiles est la source de lumière visible que les télescopes ont observée après la confluence. Crédit: NSF / LIGO / Sonoma State University / Aurore SimonnetLes étoiles à neutrons , les plus petites et les plus denses de toutes les étoiles, sont formées par une explosion de supernova. Lorsque deux étoiles à neutrons se forment par paires, elles tournent l'une autour de l'autre et perdent progressivement de l'énergie, se rapprochant et émettant des ondes gravitationnelles, jusqu'à ce qu'elles entrent finalement en collision. Une telle collision a été observée par les télescopes LIGO, et deux secondes après - la pointe des rayons gamma a atteint
le télescope spatial Fermi , et dans les jours et semaines suivants, les astronomes ont pu observer l'événement dans d'autres plages électromagnétiques.
Pour la première fois, des ondes gravitationnelles ont été
détectées il y a deux ans - à partir de la fusion de trous noirs. Depuis lors,
trois autres
signaux provenant de trous noirs ont été reçus par les détecteurs, le
dernier - trois jours seulement avant cet événement.
Sous la coupe - sur le signal et les découvertes qui y sont liées: une estimation précise de la vitesse des ondes gravitationnelles, une estimation indépendante de la constante de Hubble et de nouvelles données sur la physique des étoiles à neutrons.
UPD Un résumé de l'article principal sur la détection du SH en russe est
ici .
Liste des articles scientifiques (mise à jour dès que disponible) Au total
, 67 (!!!) articles sur l'ouverture
ont été publiés hier sur arXiv.
À propos du signal
Depuis le tout début des travaux du LIGO, les scientifiques attendent l'enregistrement des ondes de la collision des étoiles à neutrons, car elles sont assez courantes dans l'Univers, et des paires d'étoiles à neutrons ont déjà été observées à l'aide de radiotélescopes. Par exemple, le
double pulsar Hals-Taylor , découvert en 1974, sur lequel l'existence d'ondes gravitationnelles a été indirectement prouvée pour la première fois: en 40 ans d'observation, deux étoiles à neutrons se sont rapprochées, perdant une partie de l'énergie de rotation due au rayonnement des ondes gravitationnelles. Après environ 300 millions d'années, les deux étoiles à neutrons entreront en collision, produisant un signal similaire à ce que LIGO a observé cette fois.
Le signal d'onde gravitationnelle, GW170817, a été enregistré le 17 août 2017 à 8 h 41 HAE. Un programme de traitement automatique des données a détecté un signal fort sur l'un des détecteurs LIGO, et deux secondes plus tard, le télescope spatial Fermi a vu une rafale de rayonnement gamma. Les télescopes et le LIGO échangent des données sur les événements potentiels, et sur la base de cette coïncidence entre les signaux, une alerte a été envoyée à d'autres télescopes du monde entier qui ont commencé des observations dans différentes gammes. Le signal était également présent dans les données du deuxième détecteur LIGO, mais n'a pas été initialement accepté par l'automatisation en raison du problème (dont ci-dessous).
Tous les signaux sur la chronologieL'analyse des données avec LIGO nous a permis d'estimer les paramètres de la source du signal - deux étoiles à neutrons avec des masses de 1,1 à 1,6 solaire et environ 20 km de diamètre. Contrairement aux observations précédentes de fusion de trous noirs, où la fusion elle-même prenait des millisecondes, ce signal a duré environ 100 secondes. La source du signal était beaucoup plus proche que les précédentes - seulement environ 130 millions d'années-lumière. En conséquence, le signal s'est avéré être beaucoup plus propre du bruit - le rapport signal / bruit est de 32,4, ce qui signifie que seulement une fois tous les 80000 ans, un tel signal peut être accidentellement produit par les fluctuations de bruit dans les détecteurs.
Au moment de la détection, le détecteur européen Virgo fonctionnait également, mais il n'y avait pas de signal, ce qui a permis de déterminer l'emplacement de la source: Virgo était situé par rapport à l'onde de sorte qu'il n'était pas sensible à celle-ci (
il y a une illustration vidéo pour l'explication). Vous pouvez en savoir plus sur la façon dont trois détecteurs aident à améliorer la localisation des sources
ici .
L'observation conjointe d'un sursaut gamma, d'ondes gravitationnelles et de lumière visible a permis de déterminer non seulement la région du ciel où l'événement s'est produit, mais aussi la galaxie NGC 4993, à laquelle appartenaient les étoiles.
Positionnement dans le ciel avec différents détecteursQue dire des étoiles à neutrons?
Les astronomes ont observé de
courtes rafales de rayonnement gamma pendant plusieurs décennies, mais ne savaient pas exactement comment ils se produisent. L'hypothèse principale était que cette salve se produisait à la suite de la fusion d'étoiles à neutrons, et maintenant l'observation des ondes gravitationnelles de cet événement a confirmé la théorie.
Lorsque les étoiles à neutrons entrent en collision, la majeure partie de leur matériau fusionne en un objet supermassif, émettant une "boule de feu" à partir du rayonnement gamma (l'éclatement de rayons gamma le plus court détecté deux secondes après les ondes gravitationnelles). Après cela, le soi-disant
Kilon apparaît , lorsque la substance restante après la collision des étoiles à neutrons est emportée du site de la collision, émettant de la lumière. L'observation du spectre de ce rayonnement a permis de déterminer que des éléments lourds, comme l'or, naissent précisément à la suite d'éléments kilons. Les scientifiques ont observé une lueur résiduelle pendant des semaines après l'événement, collectant des données sur les processus se produisant dans les étoiles, et ce fut la première observation fiable du kilon.
Les étoiles à neutrons sont des objets superdenses formés après une explosion de supernova. La pression dans l'étoile est si élevée que les atomes individuels ne peuvent pas exister, et à l'intérieur de l'étoile il y a une «soupe» liquide de neutrons, de protons et d'autres particules. Pour décrire une étoile à neutrons, les scientifiques utilisent une équation d'état qui relie la pression et la densité d'une substance. Il existe de nombreuses options pour les équations d'état possibles, mais les scientifiques ne savent pas lesquelles sont correctes, donc les observations gravitationnelles peuvent aider à résoudre ce problème. Pour le moment, le signal observé ne donne pas de réponse sans ambiguïté, mais il permet de donner des estimations intéressantes pour la forme de l'étoile (qui dépend de l'attraction gravitationnelle vers la deuxième étoile).
Une découverte intéressante a été que la courte rafale de rayons gamma observée est la plus proche de la Terre, mais en même temps trop faible pour une telle distance. Les scientifiques ont suggéré plusieurs explications possibles: peut-être que le rayon gamma était d'une luminosité inégale, ou nous n'avons vu que son bord même. Dans tous les cas, la question se pose: auparavant, les astronomes ne supposaient pas que de telles rafales faibles pouvaient être situées si près, et pouvaient-elles alors manquer les mêmes rafales faibles, ou seraient-elles mal interprétées comme plus éloignées? Les observations conjointes dans les domaines gravitationnel et électromagnétique peuvent aider à donner une réponse, mais à ce niveau de sensibilité du détecteur, de telles observations seront assez rares - une moyenne de 0,1 à 1,4 par an.
En plus du rayonnement gravitationnel et électromagnétique, les étoiles à neutrons émettent des flux de neutrinos en cours de fusion. Les détecteurs de neutrinos ont également travaillé pour rechercher ces flux de l'événement, mais n'ont rien enregistré. En général, ce résultat était attendu - comme dans le cas d'une salve de rayons gamma, l'événement est trop faible (ou on l'observe sous un grand angle) pour que les détecteurs le voient.
Vitesse des ondes de gravité
Étant donné que les ondes gravitationnelles et le signal lumineux provenaient de la même source avec une très forte probabilité (5,3 sigma), et que le premier signal lumineux est arrivé 1,7 seconde après le signal gravitationnel, nous pouvons limiter la vitesse de propagation des ondes gravitationnelles avec une très grande précision. En supposant que la lumière et les ondes gravitationnelles ont été émises en même temps et que le retard entre les signaux est dû au fait que la gravité est plus rapide, nous pouvons obtenir une estimation supérieure. L'estimation la plus basse peut être obtenue à partir de modèles de fusion d'étoiles à neutrons: supposons que la lumière a été émise 10 secondes après les ondes gravitationnelles (à ce moment-là, tous les processus auraient dû être achevés maintenant) et qu'elle avait attrapé les ondes gravitationnelles au moment d'atteindre la Terre. En conséquence, la vitesse de gravité est égale à la vitesse de la lumière avec une grande précision
Pour une estimation inférieure, on peut utiliser un grand délai entre le rayonnement, et même supposer qu'un signal lumineux a d'abord été émis, ce qui réduira la précision proportionnellement. Mais même dans ce cas, l'estimation est extrêmement précise.
En utilisant les mêmes connaissances sur le retard entre les signaux, on peut augmenter considérablement la précision des estimations de
l'invariance de Lorentz (la différence entre le comportement de la gravité et de la lumière pendant la transformation de Lorentz) et le
principe d'équivalence .
Plus de détails peuvent être trouvés
dans la publication ou le résumé (en anglais).
À propos du délai entre les signaux
Il convient de noter que le retard entre les signaux gravitationnels et gamma dans le cas de la validité de la théorie standard (les vitesses de la lumière et de GW sont exactement égales, il n'y a pas de modifications délicates de GR) peut s'expliquer par des facteurs astrophysiques. Les scientifiques suggèrent plusieurs scénarios possibles. L'hypothèse principale de la formation de faisceaux de rayons gamma est l'effondrement du reste de la fusion des étoiles à neutrons dans un trou noir, et le flux de particules gamma se produit au moment de l'effondrement. Si après la fusion des étoiles à neutrons, ils formaient une grande étoile à neutrons (instable), elle pourrait exister de plusieurs secondes à quelques minutes avant l'effondrement de la BH, ce qui a provoqué un retard. Une autre explication du retard peut être la nécessité pour un faisceau de rayons gamma relativiste de traverser l'enveloppe de gaz rejetée lors de la fusion. Cette coquille peut être opaque aux radiations, et avant qu'un faisceau «perce» une fenêtre à l'intérieur, un certain temps s'écoule. Ces scénarios sont discutés en détail dans la publication.
Constante de Hubble
Crédit: 1M2H / UC Santa Cruz et Observatoires Carnegie / Ryan FoleyLa constante de Hubble met en relation la distance entre deux objets avec la vitesse de leur retrait l'un de l'autre en raison de l'expansion de l'Univers: v = H
0 * d. C'est la quantité la plus fondamentale de la cosmologie, qui détermine la taille de l'Univers et les lois fondamentales de la cosmologie. La détermination de la constante de Hubble est une tâche difficile, car la mesure des distances entre les objets n'est généralement pas triviale.
En règle générale, une
échelle de distance intergalactique (échelle spatiale) est utilisée pour mesurer les distances, lorsque différentes méthodes de mesure sont utilisées pour mesurer des distances proches et lointaines. Beaucoup de ces méthodes sont basées sur la connaissance de la luminosité d'objets appelés bougies standard (par exemple, Céphéides ou supernovae) - puis en mesurant leur luminosité, vous pouvez calculer la distance. Ainsi, la constante de Hubble a été calculée dans le projet
SHoES (
télescope Hubble ).
Les scientifiques ont mesuré la constante de Hubble d'une autre manière, en observant les paramètres de rayonnement relique au
télescope Planck , et ont reçu une valeur différente de la constante de Hubble, ce qui n'est pas cohérent avec les mesures SHoES. Cette différence est trop importante pour être statistique, mais les raisons de la divergence des estimations ne sont pas encore connues. Par conséquent, une mesure indépendante est nécessaire.
Distribution de probabilité pour la constante de Hubble à l'aide d'ondes gravitationnelles (bleu). Les lignes pointillées indiquent les intervalles 1σ et 2σ (68,3% et 95,4%). À titre de comparaison, les intervalles 1σ et 2σ pour les estimations précédentes sont indiqués: Plank (vert) et SHoES (orange), qui ne convergent pas entre eux.Les ondes gravitationnelles dans ce cas jouent le rôle de bougies standard (et sont appelées sirènes standard). En observant l'amplitude du signal sur Terre et en modélisant son amplitude dans la source, vous pouvez estimer combien il a diminué, et ainsi découvrir la distance jusqu'à la source - quelles que soient les hypothèses sur la constante de Hubble ou les mesures précédentes. L'observation du signal lumineux a permis de déterminer la galaxie où se trouvait une paire d'étoiles à neutrons, et la vitesse d'élimination de cette galaxie était bien connue des mesures précédentes. La relation entre la vitesse et la distance est la constante de Hubble. Il est important qu'une telle estimation soit complètement indépendante des estimations précédentes ou de l'échelle de distance cosmique.
Une mesure n'a pas suffi à résoudre le mystère de la différence dans les estimations de Planck et SHoES, mais en général, l'estimation est déjà en bon accord avec les valeurs connues. Étant donné que les estimations précédentes sont basées sur des statistiques recueillies au fil des ans, il s'agit d'un résultat très significatif.
L'article a été publié dans Nature (
ici vous pouvez lire ), mais ici vous pouvez trouver un bref résumé (anglais).
Un peu sur LIGO et les pépins
Le panneau supérieur montre le pépin dans les données LIGO-Livingston, et montre également clairement la présence d'un gazouillis. Le panneau du bas montre l'amplitude sans dimension des oscillations, la «déformation» (la valeur par laquelle nous décrivons l'amplitude du signal dans LIGO et Virgo) au moment du pépin. C'est court
(ne dure qu'environ 1/4 de seconde), mais un signal très fort. La suppression réduit le pépin au niveau de la courbe orange, ce qui indique le niveau de bruit de fond toujours présent dans les détecteurs LIGO.Un seul des détecteurs LIGO a vu le signal en mode automatique, car un problème s'est produit sur le détecteur à Livingston au moment de l'événement. Ce terme se réfère à une explosion de bruit, similaire à l'éclatement de l'électricité statique dans une radio. Bien que le signal d'onde gravitationnelle soit clairement visible à l'œil humain, l'automatisation coupe ces données. Par conséquent, il était nécessaire d'effacer le signal du pépin avant que les données puissent être utilisées par le détecteur. Des défauts apparaissent tout le temps dans les détecteurs - environ une fois toutes les quelques heures. Les scientifiques les classent par forme et par durée et utilisent ces connaissances pour améliorer les détecteurs. Vous pouvez les aider avec cela dans le projet
GravitySpy , où les utilisateurs recherchent et classent les problèmes dans les données LIGO pour aider les scientifiques.
Questions sans réponse
Nous connaissons les trous noirs, les étoiles à neutrons et leurs fusions. Il existe une région de masse moyenne sur l'existence d'objets compacts avec lesquels nous ne savons rien. Crédit: LIGO-Virgo / Northwestern / Frank ElavskyNous avons enregistré des ondes gravitationnelles de deux objets compacts, et l'observation du rayonnement électromagnétique suggère que l'un d'eux était une étoile à neutrons. Mais le second pourrait aussi être un trou noir de petite masse, et bien que personne n'ait vu de tels trous noirs auparavant, ils peuvent théoriquement exister. D'après l'observation de GW170817, il est impossible de déterminer exactement s'il s'agissait d'une collision de deux étoiles à neutrons, bien que cela soit plus probable.
Deuxième point intéressant: qu'est devenu cet objet après la fusion? Elle pourrait devenir soit une étoile à neutrons supermassive (la plus massive des connues), soit la plus légère des trous noirs connus. Malheureusement, les données d'observation sont insuffisantes pour répondre à cette question.
Conclusion
L'observation de la fusion des étoiles à neutrons dans toutes les gammes est un événement incroyablement riche en physique. La quantité de données reçues par les scientifiques au cours de ces deux seuls mois a permis de préparer plusieurs dizaines de publications, et beaucoup plus le sera lorsque les données seront rendues publiques. La physique des étoiles à neutrons est beaucoup plus riche et plus intéressante que la physique des trous noirs - nous pouvons vérifier directement la physique de l'état superdense de la matière, ainsi que la mécanique quantique dans des conditions de forts champs gravitationnels. Cette opportunité unique peut enfin nous aider à trouver le lien entre la théorie générale de la relativité et la physique quantique, qui jusqu'à présent nous a échappé.
Cette découverte montre une fois de plus à quel point en physique moderne le travail conjoint de nombreuses collaborations de milliers de personnes est important.
Reddit ama
Traditionnellement, sur Reddit, les scientifiques de LIGO répondent aux questions des utilisateurs, je le recommande vivement!
Cela se passera à partir de 18 heures, heure de Moscou, les 17 et 18 octobre. Un lien vers l'événement sera à l'heure de début.
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