Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 36 (vyšlo 4. listopadu, ročník 15 (2017)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Kilonova – sloučení dvou neutronových hvězd v přímém přenosu

Petr Kulhánek

Pozorování záblesků gravitačních vlnGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO. se pomalu stává rutinní astronomickou činností a gravitační astrofyzika se rodí přímo před našima očima. První zachycené záblesky (viz AB 6/2016, AB 20/2017AB 34/2017) pocházely ze splynutí černých děrČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují. středních hmotností. Takový děj by neměl být doprovázen výraznějším elektromagnetickým signálem. V srpnu se ke dvěma detektorům LIGOLIGO – Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory, největší světový interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 4 km. Postaveny jsou dva velké detektory stejného typu, jeden v Livingstonu a druhý v Hanfordu (USA). Oba velké přístroje doplňuje dvoukilometrový interferometr v Hanfordu. Frekvenční rozsah detektoru je od 10 Hz do 10 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. Od roku 2010 do roku 2015 probíhala kompletní rekonstrukce, jejímž cílem bylo výrazné zvýšení citlivosti přístroje. První přímá detekce gravitačních vln se podařila 14. září 2015. Za první dva roky po rekonstrukci byly zachyceny čtyři prokazatelné signály a jeden statisticky málo průkazný. připojil i evropský detektor VIRGOVIRGO – největší evropský interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 3 km. Je umístěn u vesničky Cascina, 10 km od italské Pisy proslulé svou šikmou věží. Detektor byl uveden do provozu v roce 2007. Od roku 2010 do roku 2017 probíhala rekonstrukce, jejímž cílem bylo podstatné zvýšení citlivosti. První experimentální běh po rekonstrukci proběhl v srpnu 2017 (společné pozorování s americkým LIGO) a 14. srpna se podařilo zachytit první gravitační signál. Detektor Virgo je součástí observatoře EGO (European Gravitational Observatory). Pro přístroj po rekonstrukci se také často používá zkratka AdV (Advanced Virgo)., což s sebou přineslo podstatné zlepšení při určení polohy, ze které záblesk přišel. Hned při první společné pozorovací kampani (trvala 25 dní) byly zachyceny dva gravitační záblesky. U prvního z nich (14. srpna) šlo opět o sloučení černých děr středních hmotností. Ale druhý zachycený záblesk (17. srpna), to je poněkud jiné kafe. Šlo o sloučení dvou neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století., které je doprovázené intenzivním elektromagnetickým zábleskem v oboru gama a následným dosvitem v celém oboru elektromagnetického spektra. Poprvé proto bylo možné identifikovat i viditelný protějšek události a lokalizovat mateřskou galaxii, v níž ke splynutí neutronových hvězd došlo.

Umělecká vize sloučení neutronových hvězd

Umělecká vize sloučení dvou neutronových hvězd.
Zdroj: University of Warwick/Mark Garlick.

LIGO – Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory, největší světový interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 4 km. Postaveny jsou dva velké detektory stejného typu, jeden v Livingstonu a druhý v Hanfordu (USA). Oba velké přístroje doplňuje dvoukilometrový interferometr v Hanfordu. Frekvenční rozsah detektoru je od 10 Hz do 10 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. Od roku 2010 do roku 2015 probíhala kompletní rekonstrukce, jejímž cílem bylo výrazné zvýšení citlivosti přístroje. První přímá detekce gravitačních vln se podařila 14. září 2015. Za první dva roky po rekonstrukci byly zachyceny čtyři prokazatelné signály a jeden statisticky málo průkazný.

VIRGO – největší evropský interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 3 km. Je umístěn u vesničky Cascina, 10 km od italské Pisy proslulé svou šikmou věží. Detektor byl uveden do provozu v roce 2007. Od roku 2010 do roku 2017 probíhala rekonstrukce, jejímž cílem bylo podstatné zvýšení citlivosti. První experimentální běh po rekonstrukci proběhl v srpnu 2017 (společné pozorování s americkým LIGO) a 14. srpna se podařilo zachytit první gravitační signál. Detektor Virgo je součástí observatoře EGO (European Gravitational Observatory). Pro přístroj po rekonstrukci se také často používá zkratka AdV (Advanced Virgo).

Gravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO.

Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.

Kilonovy

Hvězdy málokdy bývají o samotě a nejčastější a nejstabilnější formou koexistence malého počtu jedinců jsou dvojhvězdy. Mezi nimi se nezřídka vyskytují dvojice neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.. Zpravidla kolem sebe obíhají v malé vzdálenosti a generují gravitační vlnyGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO.. Tím ztrácejí energii, přibližují se k sobě a frekvence jejich vzájemného oběhu se přitom zvyšuje. Pohybují se po spirále smrti, která končí sloučením obou hvězdných předchůdců buď do neutronové hvězdy, nebo do černé díryČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.. Gravitační vlny jsou nejintenzivnější v okamžiku sloučení obou objektů a poté utichají, neboť sféricky symetrický objekt nemůže gravitační vlny generovat. První scénář samotného sloučení dvou neutronových hvězd navrhl v roce 1998 v Princetonu polský astronom Bohdan Paczyński. Při spojování neutronových hvězd by mělo dojít k překotné tvorbě těžkých prvků s jádry většími než železo. Do vytvořených jader jsou implementovány další neutrony tzv. r procesemr proces – proces ve hvězdách, zejména při explozích supernov nebo při splynutí dvou kompaktních objektů, při němž dochází k rychlému záchytu neutronů a vzniku prvků s protonovým číslem vyšším, než má železo, které je nejefektivněji vázaným jádrem. Hojně vznikají i prvky s jádry většími než olovo či vizmut. Písmeno r v názvu procesu vzniklo z anglického „rapid neutron capture“ – rychlý záchyt neutronů.. Naprostá většina zlata, platiny a uranu na naší Zemi vznikla kdysi dávno při splynutí neutronových hvězd a při explozích supernov. Velké množství radioaktivního materiálu (nestabilních prvků s velmi hmotnými jádry) se okamžité rozpadá a zahřívá okolní plazma. Vše probíhá velmi rychle a proces sloučení je doprovázen silným zábleskem gama. Optické záření je v této fázi blokováno neprůhledným plazmatem. Při sloučení dvou neutronových hvězd by tedy měl být gravitační záblesk následován krátkým gama zábleskem. V další fázi oblast sloučení dvou neutronových hvězd opouští velké množství horkého materiálu bohatého na neutrony, který svítí od infračerveného oboru až po ultrafialové záření. Vyzařovaný výkon je tisíckrát vyšší než u běžných nov, proto se této události začalo říkat kilonova. Název poprvé použil Brian Metzger z Princetonu v roce 2010. Alternativními názvy pro intenzivní elektromagnetický tok následující po sloučení dvou neutronových hvězd jsou makronova nebo supernova způsobená r procesem. Kilonova by měla postupně pohasínat, nicméně interakce vyvrženého materiálu s okolním prostředím může být zdrojem dalšího signálu – rádiové a rentgenové elektromagnetické emise.

Mechanizmus vzniku kilonovy

Mechanizmus vzniku kilonovy. V první fázi kolem sebe obíhají dvě neutronové hvězdy a ztrácejí energii vyzařováním gravitačních vln. Ve druhé fázi dojde k překotné tvorbě radioaktivních jader s velkou hmotností, jejich rychlému rozpadu a genezi gama záblesku. Ve třetí fázi kilonovu opouští svítící materiál bohatý na neutrony. V poslední fázi v okolí vzniklé černé díry (nebo neutronové hvězdy) zůstává jen relativně málo svítící akreční disk. Zdroj: NASA/ESA/HST.

První kandidát na kilonovu byl pozorován dne 3. června 2013. Nejprve zaznamenala rentgenová observatoř SwiftSWIFT – The Swift Gamma-Ray Burst Explorer. Gama observatoř NASA, která byla vynesena na nízkou oběžnou dráhu 20. 11. 2004 pomocí nosné rakety DELTA 7320. Družice je především určena pro pozorování záblesků gama. Řádově sekundy po detekci záblesku je schopna předat data o poloze pozemským observatořím, které mohou zkoumat dosvit záblesku a hledat případný optický protějšek. Hlavní přístroj BAT (Burst Automatic Telescope) v oboru 15÷150 keV je doplněn RTG dalekohledem XRT (X-Ray Telescope) v oboru 0,3÷10 keV a UV/V dalekohledem UVOT (UV/Optical Telescope) v oboru 170÷650 nm. záblesk gama trvající necelé dvě sekundy (GRB1306603B). Poté identifikoval optický protějšek Hubblův dalekohledHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009.. Vzdálenost objektu byla z červeného kosmologického posuvKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit.u odhadnuta na 4 miliardy světelných roků. Podle propočtů vše nasvědčovalo tomu, že šlo o první pozorování kilonovy. Na základě tohoto pozorování  američtí astronomové Jennifer Barnes a Daniel Kasen z Kalifornské univerzity v BerkeleyUCB – University of California at Berkeley. Požadavky na vznik Kalifornské univerzity pocházejí již z roku 1849, vlastní univerzita byla založena v roce 1866, nejznámější část (UCLA) sídlí v Los Angeles. Berkeleyská část vznikla v roce 1873. zpřesnili mechanizmus vzniku kilonovy. Na průkazný důkaz existence kilonov se ale muselo počkat až do roku 2017, kdy bylo sloučení dvou neutronových hvězd zaznamenáno nejprve za pomoci gravitačních vln, poté byl pozorován gama záblesk a následoval dosvit v nejrůznějších oborech elektromagnetického spektra.

Gravitační záblesk ze 17. srpna 2017 a jeho elektromagnetická emise

Při první společné pozorovací kampani zachytily detektory LIGOLIGO – Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory, největší světový interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 4 km. Postaveny jsou dva velké detektory stejného typu, jeden v Livingstonu a druhý v Hanfordu (USA). Oba velké přístroje doplňuje dvoukilometrový interferometr v Hanfordu. Frekvenční rozsah detektoru je od 10 Hz do 10 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. Od roku 2010 do roku 2015 probíhala kompletní rekonstrukce, jejímž cílem bylo výrazné zvýšení citlivosti přístroje. První přímá detekce gravitačních vln se podařila 14. září 2015. Za první dva roky po rekonstrukci byly zachyceny čtyři prokazatelné signály a jeden statisticky málo průkazný.VIRGOVIRGO – největší evropský interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 3 km. Je umístěn u vesničky Cascina, 10 km od italské Pisy proslulé svou šikmou věží. Detektor byl uveden do provozu v roce 2007. Od roku 2010 do roku 2017 probíhala rekonstrukce, jejímž cílem bylo podstatné zvýšení citlivosti. První experimentální běh po rekonstrukci proběhl v srpnu 2017 (společné pozorování s americkým LIGO) a 14. srpna se podařilo zachytit první gravitační signál. Detektor Virgo je součástí observatoře EGO (European Gravitational Observatory). Pro přístroj po rekonstrukci se také často používá zkratka AdV (Advanced Virgo). dne 17. srpna gravitační záblesk GW170817. Analýza záznamu ukázala, že na rozdíl od předchozích gravitačních záblesků způsobených sloučením obíhajících černých děr, jde o první zachycený signál generovaný spojením dvou neutronových hvězd. Následné analýzy ukázaly, že obě složky měly hmotnost někde v intervalu 1,17 až 1,6 Sluncí a výsledný objekt, pravděpodobně černá díra, získal hmotnost 2,74 Sluncí. Při sloučení se v gravitačních vlnách vyzářila energie odpovídající hmotnosti 0,025 Sluncí. Pozorovatelná část záblesku byla dlouhá 100 sekund. Z dat bylo možné odhadnout přibližnou vzdálenost na 130 milionů světelných roků.

Video ukazující posloupnost událostí vedoucí ke vzniku kilonovy. Zdroj: NASA.

Veškeré parametry se naprosto liší od předchozích detekcí. Gravitační impulz při vzniku kilonovy měl amplitudu gravitační vlny (relativní změna vzdálenosti) 10−22, frekvence signálu začínala na 40 hertzích a postupně se zvyšovala až na 300 hertzů v okamžiku splynutí objektů. V době záblesku byly v provozu 4 detektory gravitačních vln: dva detektory LIGO, detektor VIRGO a detektor GEO 600GEO 600 – německo-anglický detektor gravitačních vln umístěný v blízkosti Hannoveru. Interferenční ramena mají délku 600 metrů, frekvenční rozsah je 50 Hz až 1,5 kHz. Detektor je v provozu od roku 2002.. První tři záblesk zaznamenaly, GEO 600 nikoli, záblesk byl pod jeho rozlišovací schopností. Pouhých 1,7 sekundy po utichnutí gravitačního záblesku zaznamenaly ve stejné oblasti detektory na vesmírných gama observatořích FermiFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10÷300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla v roce 2013 prodloužena do roku 2018.INTEGRALINTEGRAL – INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory. Gama observatoř ESA o hmotnosti 4 tuny, navedená na oběžnou dráhu 17. 10. 2002 pomocí ruské nosné rakety Proton z kosmodromu Bajkonur. Na konci roku 2003 bylo rozhodnuto o prodloužení mise o čtyři roky (do roku 2008). Jde o dosud nejcitlivější přístroj v oblasti gama záření. INTEGRAL je evropská mise ve spolupráci s Ruskem a USA. intenzívní gama záblesk, který získal označení GRB170517A. Z naměřených dat bylo jasné, že by mělo jít o unikátní pozorování kilonovy a ihned se rozběhla honba za nalezením optického protějšku záblesku. Jako prvnímu se to podařilo dalekohledu Henrietty Swopeové umístěnému na observatoři Las Campanas v Atacamské poušti v Chile. Optický protějšek byl lokalizován zhruba 11 hodin po sloučení neutronových hvězd a získal označení AT2017gfo. Následovalo pečlivé pozorování dosvitu zhruba desítkou přístrojů Evropské jižní observatoře a mnoha dalšími přístroji po celém světě. Elektromagnetický signál od infračerveného po ultrafialové záření přicházel z eliptické galaxie NGC 4993 ze souhvězdí Hydry. Vzdálenost galaxie se shoduje s údajem určeným z gravitačního záblesku. Dosvit byl pozorován po řadu dní v nejrůznějších oborech spektra. V průběhu několika dní se maximum vyzařování posouvalo od modré barvy po červenou. Po devíti dnech od události se objevila rentgenová emise (sledovaná rentgenovou observatoří ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″.), a po 16 dnech byla v oblasti detekována rádiová emise (sledovaná například radioteleskopickou sítí VLAVLA – Very Large Array, síť 27 radioteleskopů poskládaných do tvaru písmene Y umístěná v Socorru v Novém Mexiku. Průměr jedné antény je 25 metrů, hmotnost 230 tun. Elektronicky zpracovaná data poskytují rozlišení odpovídající základně 36 kilometrů a citlivost odpovídající jednomu dalekohledu o průměru 130 metrů. Síť provozuje National Radio Astronomy Observatory (NRAO) od roku 1980.). Obě pozdní události pravděpodobně souvisí s interakcí vyvrženého materiálu s okolím.

Pozorování dosvitu v různých vlnových délkách

Pozorování dosvitu v různých vlnových délkách. Na levé šestici obrázku je optický protějšek nalezený cca 11 hodin po události. Na pravých dvou snímcích je rentgenová emise vzniklá po devíti dnech a radiová emise objevivší se po 16 dnech. Zdroj: PRL.

Videoklip místo závěru

Videoklip popisující pozorování kilonovy v Hydře. Zdroj: ESO.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage