Przejdź do treści

Tajemnica zwartego obiektu o masie 2,6Mʘ w GW190814

Wizualizacja przestrzenna emisji fal grawitacyjnych na chwilę przed koalescencją (połączeniem się) dwóch nierotujących czarnych dziur o ekstremalnym stosunku mas 9,2. Asymetria mas wzmacnia w sygnale emitowanej fali grawitacyjnej tzw. wyższe harmoniki. Ten sygnał jest zgodny z obserwacjami zarejestrowanymi przez detektory fal grawitacyjnych LIGO - Virgo w dn. 14 sierpnia 2020 r. (GW190814). Źródło: N. Fischer, S. Ossokine, H. Pfeiffer, A. Buonanno (Max Planck Institute for Gravitational Physics), SXS Collab

GW190814 jest wyjątkowym odkryciem w trzeciej kampanii obserwacyjnej O3 interferometrów grawitacyjnych LIGO - Virgo. Zaobserwowano falę grawitacyjną w układzie podwójnych, w którym obiekty o masach około 23,2 i 2,6 Mʘ zlały się w jeden. Bardziej masywny składnik był czarną dziurą, ale co do mniej masywnego nie jesteśmy pewni. Jest to zakres mas, w którym nie ma obserwacji. Odkryliśmy coś nadzwyczajnego, ale nie wiemy co - najmasywniejszą znaną gwiazdę neutronową, czy najmniejszą zaobserwowaną czarną dziurę ?

Gwiazdy neutronowe są masywnymi kulami zbudowanymi z materii w najbardziej ściśniętej formie. Powierzchnia gwiazdy neutronowej jest twarda i idealnie gładka (najwyższe góry nie przekraczają wysokości 1 milionowej części metra). Szacuje się, że na przykład promień gwiazdy neutronowej o masie 1,4 Mʘ to ~12 km. W miarę wzrostu masy są coraz silniej ściskane przez grawitację aż punktu, w którym materia nie wytrzymuje ciśnienia i zapada się pod wpływem własnego ciężaru do czarnej dziury. Ponieważ nie znamy właściwości materii w tych ekstremalnych warunkach, więc nie jesteśmy w stanie dokładnie określić maksymalnej masy gwiazdy neutronowej.

Jednak stopniowo zawężamy ten obszar niepewności. Ostatnio odkryto pulsara J0740+6620, który może mieć masę ~2,1 Mʘ (patrz również Urania), pulsara J2215+5135 o masie ~2,4 Mʘ i pulsara J1748−2021B o masie ~2,7 Mʘ (oszacowanie mniej pewne). W oparciu o obserwacje koalescencji (połączenia się) dwóch gwiazd neutronowych GW170817 oszacowano, że maksymalna masa gwiazdy neutronowej powinna być w zakresie od 2,2 do 2,3 Mʘ. Zaś obserwacje radiowe krótkich błysków promieniowania gamma (przy założeniu, że powstają one w wyniku koalescencji gwiazd neutronowych) wskazują na górny limit masy ~2,4  Mʘ. Wreszcie analiza obserwowanej populacji gwiazd neutronowych sugeruje górny zakres masy 2 - 3 Mʘ. Więc maksymalna masa gwiazdy neutronowej około 3 Mʘ wydaje się bezpieczną górną granicą.

Potencjalnie koalescencja układów podwójnych gwiazda neutronowa + czarna dziura może generować promieniowanie elektromagnetyczne możliwe do zauważenia przez ziemskie teleskopy. Ale nie zawsze. Na przykład, gdy czarna dziura jest znacznie cięższa, to gwiazda neutronowa może być "połknięta" bez efektów świetlnych. A nawet gdy zostanie wyemitowane promieniowanie elektromagnetyczne, to może być za słabe by je zaobserwować. W szczególności źródło fal grawitacyjnych GW190814 jest w odległości około 800 mln lat świetlnych, czyli 6 razy dalej niż odległość do GW170817 (połączenie się dwóch gwiazd neutronowych, po którym zaobserwowano po raz pierwszy promieniowanie elektromagnetyczne). Oznacza to, że emitowane światło podczas koalescencji GW190814 było ~36 x słabsze. Wiele zespołów naukowców poszukiwało odpowiednika GW190814 w zakresie fal elektromagnetycznych, ale bez sukcesu.

Masa mniej masywnego towarzysza przed koalescencją GW190814 (~2,6 Mʘ) znajduje się w obszarze tzw. "przerwy masowej" (ang mass gap). Więc również mogła to być czarna dziura. Czarne dziury o masach większych od około 5 Mʘ obserwuje się dość często w ciasnych układach podwójnych emitujących promieniowanie rentgenowskie, ale praktycznie żadnej czarnej dziury nie zaobserwowano w zakresie od około 2,5 do 5 Mʘ. Teoretycznie czarne dziury o takich masach mogą istnieć, ale nie występują często. Otwartym pozostaje pytanie, czy takie czarne dziury występują bardzo rzadko, czy też nie jesteśmy dobrzy w znajdywaniu ich. Nasze metody poszukiwań czarnych dziur preferują bardziej masywne, więc może po prostu ich nie zauważamy.

 

Masy gwiezdnych cmentarzysk (czarne dziury / gwiazdy neutronowe) wyrażone w masach Słońca (1 Mʘ). Grafika zaktualizowana na dzień 16 maja 2020 r., przedstawia masy czarnych dziur wyznaczone dzięki obserwacjom promieniowania elektromagnetycznego (purpurowe) i fal grawitacyjnych (niebieskie), jak również masy gwiazd neutronowych wyznaczone dzięki obserwacjom promieniowania elektromagnetycznego (żółte) i fal grawitacyjnych (pomarańczowe). GW190814 jest podświetlony w centrum rysunku jako koalescencja czarnej dziury i tajemniczego obiektu (gwiazda neutronowa lub czarna dziura ?) o masie ~2,6 Mʘ. Źródło: LIGO-Virgo/Northwestern U./Frank Elavsky & Aaron Geller.

Masy na gwiezdnym cmentarzysku  wyrażone w masach Słońca (1 Mʘ). Grafika zaktualizowana na dzień 16 maja 2020 r., przedstawia masy czarnych dziur wyznaczone dzięki obserwacjom promieniowania elektromagnetycznego (purpurowe) i fal grawitacyjnych (niebieskie), jak również masy gwiazd neutronowych wyznaczone dzięki obserwacjom promieniowania elektromagnetycznego (żółte) i fal grawitacyjnych (pomarańczowe). GW190814 jest podświetlony w centrum rysunku jako koalescencja czarnej dziury i tajemniczego obiektu (gwiazda neutronowa lub czarna dziura ?) o masie ~2,6 Mʘ. Źródło: LIGO-Virgo/Northwestern U./Frank Elavsky & Aaron Geller.

 

W teorii czarna dziura może mieć dowolną masę. Jednak obserwacje rentgenowskich układów podwójnych wskazują na to, że nie ma czarnych dziur o masach mniejszych od ~5 Mʘ. Jest teoria tłumacząca tą dolną granicę mas czarnych dziur, którą rozwijali również "nasi" astronomowie (prof. K. Belczyński i dr G. Wiktorowicz). Podczas kolapsu jądra gwiazdy masywnej występują różne rodzaje eksplozji i implozji w zależności od masy jądra. Gdy powstaje czarna dziura, to więcej materii spada spoza jądra zapadającej się gwiazdy niż w przypadku gwiazdy neutronowej. Ta dodatkowa materia mogłaby oznaczać, że czarne dziury rodzą się z masami powyżej ~5 Mʘ. Gdybyśmy zaobserwowali czarną dziurę poniżej tej granicy to wskazywałoby, że albo ta teoria jest błędna i musimy znaleźć jakieś nowe wyjaśnienie braku obserwacji układów rentgenowskich albo, że czarna dziura powstała w inny sposób.

Większość układów podwójnych, które do tej pory widzieliśmy za pomocą fal grawitacyjnych posiada porównywalne masy. Widać to na rysunku z masami na gwiezdnym cmentarzysku w postaci grafów symbolizujących koalescencje czarnych dziur lub gwiazd neutronowych. Wyjątkiem jest GW190412 , gdzie jedna czarna dziura była ~3,5 x masywniejsza niż druga i omawiany tutaj GW190814 (stosunek mas ~9,2).

Przy asymetrii mas łączących się obiektów sygnał fali grawitacyjnej wygląda nieco inaczej. Wtedy można zaobserwować wyższe harmoniki fali grawitacyjnej. Po raz pierwszy zaobserwowano wyższe harmoniki dla GW190412. Ale dla GW190814 są one jeszcze wyraźniejsze.

Częstotliwość fali grawitacyjnej jest wielokrotnością częstotliwości orbitalnej. Rośnie ona, gdy dwie czarne dziury zbliżają się do siebie po spirali, stopniowo tracąc energię w wyniku emisji fal grawitacyjnych. Większość tej energii jest emitowana w postaci promieniowania kwadrupolowego o częstotliwości 2 x większej niż częstotliwość orbitalna. Jednak ze względu na asymetrię mas składników istotną część dla GW190412 i GW190814 stanowiło również promieniowanie oktupolowe (3 x częstotliwość orbitalna), zaś dla GW190814 - także promieniowanie heksadekapolowe (4 x częstotliwość orbitalna) i 32-polowe (5 x częstotliwość orbitalna). Ilustruje to tytułowy rysunek, w którym na górnym panelu widać jednocześnie wszystkie harmoniki tej fali grawitacyjnej w pewnym momencie, a cztery dolne panele - tylko pojedyncze harmoniki.

Fale grawitacyjne generowane podczas koalescencji można przekonwertować na dźwięk i wtedy brzmią jak ptasi ćwierk. Wysokość dźwięku (= częstotliwość) rośnie gwałtownie tuż przed połączeniem się tych obiektów. W analogii muzycznej jeżeli przyjmiemy, że promieniowanie kwadrupolowe jako dźwięk główny C, to promieniowanie oktupolowe odpowiada dźwiękowi G (inna para takich tonów, dla których stosunek częstotliwości wynosi 3/2 to A - E). Dla GW190412 i GW190814 zaobserwowaliśmy więc czystą muzyczną kwintę, ale i inne interwały "grane" przez czarne dziury na zacieśniających się orbitach spiralnych. Jest to cała rodzina harmonicznie brzmiących ćwierków.

Posłuchajmy ...

    (1) GW190412 - tylko ton podstawowy,
    (2) GW190412 - ton podstawowy z harmonikami,
    (3) GW190814 - tylko ton podstawowy,
    (4) GW190814 - ton podstawowy z harmonikami.

Powyżej podano odnośniki do symulacji dźwiękowych połączenia się czarnych dziur GW190814 i GW190412 w wersji tylko z tonem podstawowym jak i w całości (ton podstawowy + harmoniki), których autorami są Florian Wicke i Frank Ohme (AEI Hannover, Niemcy).
Aby poprawić słyszalność, została zwiększona 25 x częstotliwość dla GW190412 oraz 15 x - dla GW190814. Takie przesunięcie częstotliwości dla fal grawitacyjnych oznacza, że całkowita masa nie jest równoważna masom GW190412 i GW190814, ale parametry takie jak stosunek mas, spin i nachylenie są zgodne.

 


Opracowanie: Ryszard Biernikowicz

 


Więcej informacji:


GW190814—The mystery of a 2.6 solar mass compact object

INTRYGUJĄCY SYGNAŁ GW190814: KOALESCENCJA CZARNEJ DZIURY O MASIE GWIAZDOWEJ Z TAJEMNICZYM ZWARTYM OBIEKTEM

GW190814 na portalu LIGO Scientific Collaboration

Wizualizacje GW190814
Film: Visualization of the binary black hole merger GW190814

Publikacja naukowa: GW190814: Gravitational Waves from the Coalescence of a 23 Solar Mass Black Hole with a 2.6 Solar Mass Compact Object


Źródło: LIGO-Virgo


Na ilustracji: wizualizacja przestrzenna emisji fal grawitacyjnych na chwilę przed koalescencją (połączeniem się) dwóch nierotujących czarnych dziur o ekstremalnym stosunku mas 9,2. Asymetria mas wzmacnia w sygnale emitowanej fali grawitacyjnej tzw. wyższe harmoniki. Ten sygnał jest zgodny z obserwacjami zarejestrowanymi przez detektory fal grawitacyjnych LIGO - Virgo w dn. 14 sierpnia 2020 r. (GW190814).
Panel górny (główny) przedstawia na jednym rysunku wszystkie harmoniki fali grawitacyjnej (kolory of niebieskiego do pomarańczowego wizualizują wzrost natężenia fali). Cztery dolne panele przedstawiają składowe harmoniki tej fali grawitacyjnej począwszy od lewej strony u góry odpowiednio mody kwadrupolowe, oktupolowe, heksadekapolowe i 32-polowe (kolory od ciemnych do jasnych wizualizują wzrost natężenia fali).
Źródło: N. Fischer, S. Ossokine, H. Pfeiffer, A. Buonanno (Max Planck Institute for Gravitational Physics), Simulating eXtreme Spacetimes (SXS) Collaboration.