Регистрация гравитационных волн: астрофизический аспект


Изображение на основе численного моделирования слияния двух черных дыр, зарегистрированного 21 мая 2019 года. N. Fischer et al (Max Planck Institute for Gravitational Physics), SXS Collaboration
Изображение на основе численного моделирования слияния двух черных дыр, зарегистрированного 21 мая 2019 года. N. Fischer et al (Max Planck Institute for Gravitational Physics), SXS Collaboration
Константин Постнов
Константин Постнов
Борис Штерн
Борис Штерн

Гравитационно-волновые обсерватории регистрируют слияние двойных черных дыр, иногда — слияние нейтронных звезд, иногда — слияние нейтронных звезд с черными дырами. Сколько слияний уже известно? Что мы знаем об этих объектах? Откуда они возникли? Почему их массы часто неортодоксальны? Борис Штерн побеседовал с Константином Постновым, членом-корреспондентом РАН, директором Государственного астрономического института имени Штернберга МГУ. Сам процесс регистрации — фантастически интересный и сложный, но это — тема для отдельного разговора. Надеемся устроить интервью с одним из членов команды LIGO и VIRGO.

— Начнем со статистики. Уже несколько лет работает обсерватория LIGO. Дальше присоединилась VIRGO… Что сейчас есть в сухом остатке? Сколько событий? Какие там массы? Какие типы сливающихся объектов?

— Я пару слов все-таки скажу о действующих обсерваториях (рис. 1). Две обсерватории — в Соединенных Штатах (LIGO); одна в Италии (французско-итальянский проект VIRGO); одна в Японии (установка KAGRA), но она пока в инженерном режиме. Сеансы наблюдений длятся около года. Их было уже три. В первом сеансе работала только LIGO, во втором сеансе подключилась VIRGO, в третьем сеансе LIGO и VIRGO работали вместе. Третий сеанс закончился в марте 2020 года в связи с коронавирусом — немного раньше, чем планировалось. Возобновить работу должны в марте-апреле 2023 года. В настоящее время обсерватории находятся в состоянии длительного технического осмотра и улучшения чувствительности.

Рис. 1
Рис. 1

Главный параметр этих обсерваторий — их чувствительность. Что такое чувствительность? Ее принято измерять в максимальном расстоянии, с которого можно зарегистрировать слияние двух нейтронных звезд с массой 1,4 Mʘ на уровне отношения «сигнал/шум», равном 8. Это четкое определение «горизонта видимости». Очевидно, что гравитационно-волновые сигналы тем мощнее, чем больше масса сливающихся компактных объектов, и чем больше масса, тем дальше горизонт видимости. Поскольку горизонт видимости пропорционален амплитуде гравитационных волн, принимаемый сигнал (т. е. амплитуда возмущений метрики), который регистрируют гравитационно-волновые детекторы, пропорционален определенной комбинации масс, так называемой чирп-массе, в степени 5/6. Фактически линейная зависимость — чуть меньше, чем линейная. (Chirp — «чириканье» по-английски, так часто называются сигналы с возрастающей частотой и амплитудой, об этом подробнее дальше.) Так, для слияния двух черных дыр массой 14 Мʘ расстояние видимости примерно в семь раз больше.

Рис. 2. Горизонт видимости (снизу) и число надежно зарегистрированных событий для трех сеансов. По горизонтали — дни с регистрации первого события
Рис. 2. Горизонт видимости (снизу) и число надежно зарегистрированных событий для трех сеансов. По горизонтали — дни с регистрации первого события

На нижней панели на рис. 2 показан горизонт видимости для разных детекторов. На верхней панели — кумулятивное число регистрируемых событий как функция времени; они отсчитываются в днях после первого детектирования. (Напомню, первое детектирование было 14 сентября 2015 года.) Первый сезон длился около 130 дней, было зарегистрировано меньше 10 событий. Второй сезон длился с 400-го по 750-й день, там уже около 20 событий. Наконец, после перерыва, который длился около полутора лет, на 1300-й день после первого детектирования начался третий сезон наблюдений, и число детектируемых событий резко пошло вверх. В течение года примерно каждые два-три дня было детектирование на уровне «сигнал/шум» 8. Здесь показаны только те события, которые зарегистрированы надежно. Есть еще разного рода подпороговые события. Процедура регистрации нетривиальная, очень интересная, над ней работают сотни высококлассных специалистов. Для нас важно, что на конец марта 2020 года было зарегистрировано около 100 надежных событий, причем горизонт видимости в первом сеансе был около 60 мегапарсек — по космическим меркам совсем рядом: включает, конечно, ближайшее скопление Девы, но недотягивает до гигантского скопления Кома. Во втором сеансе — уже около 90 мегапарсек, и, наконец, в третьем сеансе — примерно 120 мегапарсек, что уже включает скопление галактик Кома. Повторяю, это для двойных нейтронных звезд, т. е. близко к нижней границе. Для черных дыр это число надо умножать на чирп-массу в степени 5/6. А если вы хотите брать объем, то полученный результат должны возвести в куб. Поэтому число событий начинает расти почти как куб массы для больших масс. В этом была основная идея нашей работы [1], [2] и ожидания других авторов, например [3]: черные дыры более массивны, чем нейтронные звезды, и с учетом этого фактора, несмотря на то что в локальном объеме число слияний двойных нейтронных звезд в единицу времени в расчете на одну массу галактики гораздо больше, чем число слияний черных дыр, получается гигантское преимущество для очень массивных сливающихся объектов, потому что горизонт видимости растет примерно как куб массы, и этот фактор перебивает локальную редкость массивных объектов (двойных черных дыр).

— Какой рекорд по расстоянию?

— Рекорд — уже космологические расстояния. Расстояния в космологии бывают разные. Бывают расстояние метрическое, по угловому размеру и расстояние фотометрическое — т. е. когда вы расстояние измеряете по потоку излучения, который приходит к вам от стандартного источника. Расстояние, которое оценивается из ГВ-наблюдений, — это фотометрическое расстояние, и для некоторых самых массивных слияний оно уже порядка 3–4 гигапарсека. Это далеко. Хаббловский радиус — это 4 гигапарсека. То есть уже с данным уровнем чувствительности для массивных сливающихся двойных черных дыр мы фактически подходим к красным смещениям порядка единицы, а это уже космологические расстояния.

Рис. 3. События, зарегистрированные в первом сеансе O1. Колонки: название события, масса 1, масса 2, чирп-масса, эффективный спин, конечная масса, момент вращения конечного объекта, излученная энергия, пиковая мощность излучения, фотометрическое расстояние, красное смещение, телесный угол локализации
Рис. 3. События, зарегистрированные в первом сеансе O1. Колонки: название события, масса 1, масса 2, чирп-масса, эффективный спин, конечная масса, момент вращения конечного объекта, излученная энергия, пиковая мощность излучения, фотометрическое расстояние, красное смещение, телесный угол локализации

Конечно, всё это с большими ошибками. На рис. 3 вы видите таблицу: даже в первых наблюдениях расстояния — до 3 мегапарсек (красное смещение около 0,5). Это гигантские расстояния. Но почему? Ведь определенным сюрпризом было то, что из-за фактора большой массы первыми зарегистрировали очень массивные сливающиеся черные дыры. Их существование, разумеется, было возможно, но вся локальная астрофизика в нашей Галактике говорила о том, что кандидаты в черные дыры имеют массы около 10–15 масс Солнца. А тут самый первый объект — уже 30 масс Солнца. Это открытие породило десятки новых идей о происхождении таких объектов.

Все до сих пор официально зарегистрированные события изображены на рис. 4. По оси абсцисс — время в секундах, а по оси ординат — частота сигнала. Характерный сигнал — чирп-сигнал — имеет вид синусоиды с увеличивающейся амплитудой и одновременно увеличивающейся частотой. Почему? Потому что, когда сливаются две компактные звезды, у них по третьему закону Кеплера возрастает орбитальная частота и резко возрастает амплитуда ГВ-сигнала. По своей форме такой сигнал похож на частотную характеристику крика птицы, по-английски chirp. Примеры чирп-сигналов, которые мы видим на рис. 4, все однотипные. Однако важно не то, что детекторы что-то зарегистрировали (хотя это само по себе, безусловно, гигантское достижение), а какую информацию можно извлечь из анализа этого сигнала. Эта информация оказывается очень богатой. Первое, что определяется, — чирп-масса сливающейся двойной системы, именно она определяет амплитуду сигнала. Для двух точечных масс m1 и m2 и полной массы M=m1+m2 чирп-масса вычисляется по формуле:

$$\mathcal{M}=\frac{(m_1 m_2)^{3/5}}{M^{1/5}}$$

Рис. 4. Частотные характеристики зарегистрированных событий. По горизонтали — время, по вертикали — частота
Рис. 4. Частотные характеристики зарегистрированных событий. По горизонтали — время, по вертикали — частота

Амплитуда ГВ-сигнала определяется чирп-массой, частотой и обратно пропорциональна фотометрическому расстоянию. Чирп-масса — наиболее точно определяемая величина. Отдельные массы компонент оценить уже гораздо сложнее — чирп-масса определяется из ГВ-сигнала на стадии сближения (inspiralling) до того, как эти компоненты слились. Само слияние — это сильно нелинейный процесс, который рассчитывается путем численного решения уравнений Эйнштейна на суперкомпьютерах. Из анализа формы сигнала от двух сливающихся черных дыр таким образом определяют чирп-массу системы, массу и момент вращения образовавшейся черной дыры. (Заметим, что финальная масса будет меньше, чем масса двух компонентов — до 10% этой массы уходит в гравитационное излучение при объединении горизонтов черных дыр.) Финальная масса определяется с хорошей точностью.

На рис. 3 представлены чирп-масса, массы отдельных компонентов, масса после слияния и спин образующейся черной дыры — т. е. момент импульса черной дыры, образующейся после слияния, и он определяется с очень хорошей точностью. Это замечательный факт: орбитальное движение сливающихся компонент переходит в спин. Спин (параметр Керра) около 0,7 — это заметное вращение. Кстати, по сигналу на стадии до слияния также определяется так называемый эффективный спин — это сумма проекций спинов каждого сливающегося объекта на орбитальный момент импульса, перпендикулярный плоскости орбиты, деленная на сумму масс. Если сливаются две шварцшильдовские (невращающиеся) черные дыры, то, очевидно, эффективный спин должен быть равен нулю. Но из того факта, что эффективный спин равен нулю, не следует, что сливаются объекты с нулевым спином. Почему? Потому что спин — это векторная величина, и могут сливаться два объекта, спины которых лежат в плоскости орбиты. Тогда их проекция на плоскость орбиты равна нулю, и эффективный спин тоже равен нулю. Поэтому довольно нетривиально извлечь из значения эффективного спина информацию о спине каждого из сливающихся объектов. Более того, есть случаи, когда эффективный спин оказывается отрицательным. Это означает, что взвешенная проекция суммарных спинов на момент импульса отрицательна. Когда это может быть? Когда один из спинов противонаправлен орбитальному моменту импульса, а второй или нулевой, или, например, лежит в орбитальной плоскости, и тогда суммарная проекция спинов на орбитальный момент количества движения будет отрицательной. Это достаточно нетривиальный факт. Представьте себе: сливаются две черные дыры со спинами, которые почему-то противонаправлены. Как такую конфигурацию сделать в реальной астрофизике — отдельный вопрос.

Наконец, в отличие от электромагнитных сигналов, по принимаемому потоку ГВ от сливающейся двойной системы можно одновременно оценить расстояние до объекта. Что касается области локализации источника на небе, то только из анализа ГВ-сигналов она определяется с плохой точностью — сотни и тысячи квадратных градусов. ГВ-интерферометры имеют близкую к сферически-симметричной диаграмму направленности, поэтому локализовать источник можно методом триангуляции по задержке времени прихода сигнала на три детектора (этим методом пользуются, например, при локализации источников гамма-всплесков космическими детекторами с широкими диаграммами).

Получаются бананообразные области — десятки, сотни, иногда тысячи квадратных градусов. Поэтому просто с помощью гравитационных волн очень сложно локализовать конкретный источник. Нужна какая-то дополнительная информация. Это возможно только в случае, когда идет дополнительный электромагнитный сигнал. Был пока единственный случай во время регистрации слияния двойной нейтронной звезды. Но об этом отдельно.

Рис. 5. Яркие события третьего сеанса. Закрашенные фигуры показывают область ошибок. Последняя колонка: BHBH — двойная черная дыра, NSBH — черная дыра и нейтронная звезда, NSNS — двойная нейтронная звезда (Copyright: LIGO/Virgo)
Рис. 5. Яркие события третьего сеанса. Закрашенные фигуры показывают область ошибок. Последняя колонка: BHBH — двойная черная дыра, NSBH — черная дыра и нейтронная звезда, NSNS — двойная нейтронная звезда (Copyright: LIGO/Virgo)

На рис. 5 указаны наиболее яркие события третьего сеанса O3. Хорошо виден разброс определяемых чирп-масc, отношений масс, эффективных спинов. В среднем эффективные спины находятся вблизи нуля, хотя есть отдельные выбросы. У некоторых источников определяется ненулевая проекция эффективного спина на плоскость орбиты (параметр chi_p). Эта проекция определяет прецессию орбиты: согласно ОТО, если сливаются две черные дыры с вращением, то сама орбита из-за эффекта Лензе — Тирринга начинает прецессировать. Этот эффект определяется тем, насколько спины объектов наклонены по отношению к вектору орбитального момента количества движения.

Ну, и последнее — расстояние в гигапарсеках. Здесь видны рекордно далекие расстояния, свидетельствующие о больших красных смещениях.

17 августа 2017 года состоялась первая регистрация слияния двойной нейтронной звезды, которое сопровождалось электромагнитным излучением. В третьем сеансе зарегистрировано четыре слияния нейтронной звезды и черной дыры, а остальные события (около 90) — двойные черные дыры.

Рис. 6
Рис. 6

На рис. 6 — официальная таблица с сайта LIGO, она очень информативная. В ней просуммированы наши знания о двойных компактных объектах. В основном это двойные черные дыры (примерно 90 штук); одна — точно двойная нейтронная звезда (GW170817), еще один кандидат на двойную нейтронную звезду (GW190425) и четыре пары — нейтронная звезда плюс черная дыра (на основании соотношения масс). Желтым кружком обозначены двойные нейтронные звезды. Первое зарегистрированное слияние — 17 августа 2017 года, массы — 1,5 Mʘ и 1,3 Mʘ; это слияние двух нейтронных звезд на близком расстоянии от нас, около 40 мегапарсек. Второе зарегистрированное слияние нейтронных звезд — 25 апреля 2019 года, массы здесь побольше: 2 Mʘ и 1,4 Mʘ. Предполагают, что это слияние двух нейтронных звезд, потому что массы соответствуют диапазону масс известных нейтронных звезд. Поскольку источник находился на расстоянии примерно 150 мегапарсек, в электромагнитном диапазоне ничего не было зарегистрировано. Но даже авторы оригинальной работы [4], в которой рассказывается о детектировании этого источника, не исключают, что это может быть, например, черная дыра малой массы и нейтронная звезда.

Красными кружками обозначены четыре кандидата смешанного типа: черная дыра и нейтронная звезда. У всех них один компонент массивный (черная дыра) второй — маломассивный (около или менее 2 Mʘ). Хочется думать, что второй компонент — нейтронная звезда, потому что это допустимая масса нейтронной звезды, чисто эмпирически. Мы знаем из астрофизики, что максимальная масса нейтронных звезд, которая измерена в двойных радиопульсарах, — примерно 2,1 Mʘ. Теория позволяет нейтронным звездам иметь массы до 2,5 Mʘ. Зарегистрировано также слияние двух объектов с массой 31 Mʘ и 1,2 Mʘ. Скорее всего, второй объект — нейтронная звезда, но, опять-таки, для такого вывода нет никаких других указаний, кроме массы. В третьем источнике — массы 9 Mʘ и 1,9 Mʘ; тоже, скорее всего, черная дыра и нейтронная звезда. И последний источник — 20.01.15: 6 Mʘ и 1,4 Mʘ. Малая масса — достаточно убедительный аргумент, что второй компонент — нейтронная звезда, хотя не исключена возможность, что это другие объекты (например, маломассивные черные дыры, странные звезды и т. д.).

— Мы имеем больший массив данных. Почти сто совершенно разных событий. Как это описать астрофизически? Откуда берутся сливающиеся пары? Почему они сливаются? Откуда берутся огромные массы? Это рождение двух массивных черных дыр из двух массивных звезд? Или нужно привлекать какие-то еще механизмы?

— Это самый широко обсуждаемый аспект проблемы. Из таблицы на рис. 6 видно, что есть черные дыры с массой около 10 Mʘ, а есть черные дыры с массами около 50 Mʘ. Есть источник, где у одного объекта масса 65 Mʘ, а у другого — вообще под 100 Mʘ! Намечается четкое разделение на подклассы черных дыр по массам. Почему так? Как я уже сказал, наблюдения рентгеновских источников с кандидатами в черные дыры в нашей Галактике говорят о том, что там все-таки массы около 10 Mʘ, и сразу хочется сказать, что двойные черные дыры с массами около 10 Mʘ образуются из эволюции массивных звезд. Похожим образом это происходит у нас в Галактике.

Что касается очень больших масс, то здесь вопрос нетривиальный. Дело в том, что в эволюции очень массивных звезд имеются определенные проблемы и неопределенности. Пока не существует надежной модели образования черных дыр. Мы знаем, что они есть, это непреложный факт, но процесс их формирования, оказывается, довольно непростой. Почему? Возьмем массивную звезду солнечного состава. Уже на стадии горения водорода (на главной последовательности, это самая длительная стадия эволюции звезды) идет очень большая потеря массы в виде звездного ветра. Это приводит к тому, что половина или даже больше массы звезды просто «сдувается» давлением излучения, и образующийся компактный остаток имеет массу 15–20 Mʘ. И все этому очень радовались, потому что это соответствует массам тех черных дыр, которые мы наблюдаем в нашей Галактике. Но как только мы начинаем уходить на далеких красных смещениях в галактики с пониженным содержанием химических элементов тяжелее гелия («металлов» по астрономической лексике), звездный ветер становится менее эффективным, потому что основной механизм сдувания массы звезды — это давление излучения в резонансных линиях металлов, поэтому оптические и УФ-фотоны очень эффективно взаимодействуют с ионами и передают свой импульс веществу. Например, в Большом Магеллановом облаке уже в несколько раз меньше тяжелых химических элементов. Когда тяжелых химических элементов меньше, звезда сохраняет большую массу практически на всем протяжении своей эволюции, и, естественно, хочется думать, что она может дать и более массивную черную дыру. Но тут возникают проблемы…

Рис. 7. По горизонтали — исходная масса звезды, по вертикали — масса черной дыры, образованной в результат коллапса звезды. Параметр Z — массовое содержание элементов тяжелее гелия (arXiv: 2206.15392)
Рис. 7. По горизонтали — исходная масса звезды, по вертикали — масса черной дыры, образованной в результат коллапса звезды. Параметр Z — массовое содержание элементов тяжелее гелия (arXiv: 2206.15392)

На рис. 7 показана по оси абсцисс масса звезды на главной последовательности (до 300 Mʘ), а по оси ординат — финальная масса компактного остатка. Для солнечного химсостава — самая нижняя кривая, дает массы черных дыр до 20 Mʘ. Как только уменьшается содержание тяжелых химических элементов (металлов), остатки становятся всё более и более массивными. Самая верхняя прямая линия — когда нет звездного ветра и звезда целиком в конце эволюции коллапсирует в черную дыру. Диапазон возможностей очень большой, и, казалось бы, надо радоваться, сказать: «Вот, хорошо, эти массивные звезды когда-то родились из еще не обогащенной металлами межзвездной среды на ранних этапах звездообразования в галактиках, там-то и возникли массивные черные дыры». Но и здесь есть подводные камни, они известны еще с 1960-х годов, когда разрабатывалась теория эволюции звезд.

Главные параметры, определяющие физическое состояние вещества в ядре звезды, — это центральная температура и плотность. Они определяют тип и темп термоядерных реакций. Из стандартной физики следует, что, когда центральная температура больше, чем примерно 700 млн К (а чем массивнее звезда, тем больше ее центральная температура, это знал еще Кельвин в XIX веке), становятся возможны процессы рождения электрон-позитронных пар при взаимодействии двух гамма-квантов. Начинается фазовый переход, при котором упругость вещества, которая противостоит сжатию гравитацией, уменьшается. Это означает, что гравитация при образовании электрон-позитронных пар начинает очень сильно сжимать ядро звезды (состоящее после стадии главной последовательности уже в основном из гелия). При сжатии растут плотность и температура, и в ядре могут начаться ядерные реакции, которые смогут остановить сжатие, ядро звезды немного расширится и охладится (эффект «отрицательной теплоемкости» звезд), и начнутся пульсационные процессы. Пульсации в ядре приведут к тому, что наружу пойдут ударные волны, и вещество звезды начнет сбрасываться, а это приведет к тому, что в конце эволюции не сможет образоваться черная звезда большой массы. Более того: если масса гелиевой звезды находится в диапазоне от 60 Mʘ до 130 Mʘ (есть связь между массой гелиевого ядра и начальной массой звезды), этот процесс приводит к тому, что, как только началось образование электрон-позитронных пар, сжатие настолько сильное, что ядерные реакции горения кислорода и углерода приводят к взрыву без остатка. И только начиная с массы гелиевых ядер 130 Mʘ электрон-позитронные пары уже не способны предотвратить взрыв, разносящий звезду без остатка. Таким образом, возникает знаменитый пробел масс черных дыр между 60 Mʘ и 130 Mʘ. Там много интересных деталей, моделей, расчетов, тонны литературы… Но важно, что фундаментальная физика (а в теории эволюции звезд фактически нет слабых мест, нет оснований ей не доверять) предсказывает отсутствие черных дыр с массами дыр между 60 Mʘ и 130 Mʘ в результате эволюции массивных звезд.

А мы что видим? Двадцать первого мая 2019 года зарегистрировано слияние двух объектов, и одна масса не менее 85 Mʘ, а другая — 66 Mʘ. Про вторую еще можно сказать, что она на краю этого зазора, с учетом ошибок это еще можно допустить. Но первая масса ровно посередине этого зазора. Возникает вопрос, как образуются такие массивные черные дыры. Нужно сказать, что у этой конкретной системы еще и спин большой. Массивная компонента еще и вращается быстро! Это тоже нетривиально, тоже надо как-то уметь объяснить.

В общем, начинаются вопросы… Кратко перечислим наиболее яркие примеры. Начнем с более раннего объекта: 14 августа 2019 года. Массы 26 Mʘ и 2,6 Mʘ. Масса менее массивного компонента находится вблизи верхней границы масс нейтронных звезд, но предполагают, что это черная дыра. Думают, что есть еще пробел масс черных дыр между 2,5 Mʘ (верхним пределом Оппенгеймера — Волкова) и 5 Mʘ. А в этом источнике масса оказалась в этом пробеле. Это удивительно. Может быть, это кварковая странная звезда? Тогда нет проблемы с массой. Может быть, это нестандартная система из необычной популяции с большим отношением масс? Возможно, система сформировалась из иерархической тройной системы: массивная тесная двойная система плюс менее массивная третья звезда. В ходе эволюции двойная система слилась в черную дыру с массой 26 Mʘ, а менее массивная «подтянулась» позднее. Такой сценарий тройной системы довольно популярен. Он привлекается для объяснения происхождения источника 19.05.21. Есть конкурирующая гипотеза, согласно которой такие массивные черные дыры образуются динамически в плотных звездных скоплениях. Гипотеза имеет право на существование, есть основания из анализа наблюдаемых параметров двойных черных дыр. Уже на классическом (ньютоновском) уровне можно показать, что в плотном шаровом скоплении из первоначальных массивных звезд возникают затравочные черные дыры, а потом они начинают сливаться и образуют более массивные объекты. При этом можно получать любые комбинации масс и, более того, спинов. Вращающиеся черные дыры сливаются, потом захватывают динамически еще одну черную дыру, и получается широкий диапазон масс, спинов, отношений масс. Этот динамический сценарий активно развивается. Есть согласие в том, что более точные определения спинов и масс сливающихся двойных черных дыр помогут различить различные сценарии. И наконец, последний пример — событие 19.04.12. Двойная черная дыра с компонентами в 30 Mʘ и 8 Mʘ. Вроде бы ничего особенного, но у звезды с массой 30 Mʘ очень большой спин, рекордный: а = 0,44. Это явно не шварцшильдовская черная дыра. Почему у большинства зарегистрированных сливающихся черных дыр спин мал, а у нее — большой? После регистрации каждого необычного источника пишутся десятки статей, где предлагаются сценарии происхождения этих объектов, вычисляется частота, с которой такие события должны регистрироваться на данном уровне чувствительности детекторов. И наконец, можно привлекать достаточно необычные эволюционные сценарии. Например, для ускорения сближения широкой двойной системы ее можно погрузить в плотное газовое окружение. Как известно, в центрах галактик расположены сверхмассивные черные дыры, они подпитываются веществом, которое имеет дискообразную структуру. Мы видим это на примере ядра галактики М87. Это достаточно плотный газовый диск. Если в нем оказалась двойная черная дыра, она будет быстрее сливаться из-за взаимодействия с этим газом. Некоторые астрофизики активно развивают эту гипотезу. Но для доказательства мы должны видеть, что слияние происходит вблизи центра галактики. Пока доказательств нет.

Кроме того, есть гипотеза, совсем выходящая за рамки стандартной астрофизики: часть этих черных дыр могут происходить вообще не из звезд. Для образования черной дыры необходимо, чтобы некое количество материи оказалось внутри соответствующего шварцшильдовского радиуса. Это могло происходить в ранней Вселенной из-за первичных флуктуаций [5]. Известны модели, в которых первичные черные дыры могут иметь массу 10, 20, 30, 50 и даже 10 000 Mʘ. Такие первичные черные дыры могли образоваться в эпоху даже до первичного нуклеосинтеза, в эпоху фазового перехода КХД с температурой около 100 МэВ. Но первичные черные дыры в простейшем варианте должны быть шварцшильдовскими. В этих моделях нет жестких ограничений на отношения масс, динамически можно образовать двойные первичные черные дыры с большим отношением масс. Можно найти условия, при которых образуются первичные черные дыры 80 Mʘ, 100 Mʘ. Возникает очень интересная возможность того, что часть черных дыр, которые мы видим, имеет первичное происхождение. Наверное, это одно из самых любопытных следствий, которое будет проверяться дальнейшими наблюдениями. Потребуется лучшая статистика, более точное определение параметров, а для этого нужно повысить чувствительность детекторов. Это одна из главных мотиваций для улучшения чувствительности действующих и будущих ГВ-детекторов.

И наконец, два примера слияния нейтронной звезды и черной дыры. Что тут удивительного? Происхождение таких систем нужно уметь объяснить эволюционно или динамически. Но у последнего источника, 20.01.15, эффективный спин уж очень отрицательный. Это означает, что у черной дыры спин противоположно направлен орбитальному моменту импульса. Как такое может быть? Привлекаются всякие хитрые механизмы. Либо в шаровом скоплении они возникли динамически, либо в двойной системе во время образования черной дыры происходит какой-то мощный процесс, который позволяет поворачивать момент импульса. На этот счет имеются разные гипотезы, но пока мы, по сути дела, подгоняем модели под такие наблюдения.

Ну, и совсем уже напоследок — источник GW170817, двойная нейтронная звезда. О ней можно говорить очень долго. Почему? Потому что вслед за ГВ-слиянием наблюдался электромагнитный сигнал во всех диапазонах спектра, от радио- до гамма-диапазона. Отсюда было получено огромное количество данных по физике и астрофизике слияния двух нейтронных звезд. Это настоящая жемчужина среди всех наблюдений. По регистрации ЭМ-сигнала можно сказать, в какой галактике находится источник. Можно увидеть, что осталось после слияния двух нейтронных звезд. В ходе слияния часть вещества выбрасывается в виде релятивистского джета, и при удачной ориентации наблюдается гамма-всплеск. С другой стороны, при слиянии выбрасывается вещество, переобогащенное тяжелыми элементами, которые радиоактивно распадаются и при этом нагреваются, что приводит к наблюдению эффекта «килоновой». В этих процессах рождаются многочисленные так называемые r-элементы, включая золото, платину, уран… Поэтому в будущих наблюдениях очень важно зарегистрировать как можно большее число сливающихся двойных нейтронных звезд.

В четвертом сеансе О4 горизонт видимости для двойных нейтронных звезд будет от 160 до 190 мегапарсек у LIGO и до 115 мегапарсек у VIRGO. Подключится японский детектор KAGRA. За два года работы детекторы LIGO/Virgo дважды зарегистрировали двойную нейтронную звезду. В четвертом сеансе горизонт видимости увеличивается в 1,5 раза. Возводим в куб… Получается, что за год ожидается регистрация пяти — семи сливающихся двойных нейтронных звезд с колоссальными последствиями для всей астрофизики. Все с нетерпением ожидают марта 2023 года. Начнется регистрация новых слияний двойных нейтронных звезд и черных дыр… При слиянии черной дыры и нейтронной звезды очень важно соотношение масс. Если оно меньше 5, возможен приливный разрыв нейтронной звезды черной дырой с образованием диска вокруг черной дыры; тогда тоже могут возникнуть электромагнитные явления, гамма-всплески и так далее. А горизонт видимости для очень массивных черных дыр будет колоссальный, фактически вся Вселенная. Если мы вдруг увидим двойную черную дыру большой массы на расстоянии, где не было никаких звезд (на красных смещениях выше 20–30), то какой вывод отсюда следует? Она может быть только первичной. Это очень важный вопрос. Будем думать, смотреть, следить.

— Прозвучало утверждение, что просматривается две популяции в массах сливающихся черных дыр: 10–20 и более тяжелые. Насколько это явно? И не связано ли это с разными сценариями образования — парные системы и шаровые скопления?

— Да, именно эта дихотомия сейчас обсуждается очень активно. Если бы всё шло по одному сценарию, мы бы ожидали более плавный переход от одних масс к другим. Это касается эволюции звезд в массивных двойных системах. Для динамического сценария ситуация сложнее, однако тоже должно быть более плавное распределение источников по массам. Что касается экзотического сценария первичных черных дыр, там уже нужны специальные ухищрения, чтобы делать две группы черных дыр с разными массами. Законы природы, конечно, такого не запрещают, но это потребует введения дополнительных параметров. Есть ощущение, что мы наблюдаем смесь объектов из разных эволюционных каналов. Пока не прекращаются попытки описать всё одним сценарием, мы и сами их предпринимали (см., например, нашу работу [6]), но уже сейчас данные ГВ-наблюдений указывают на необходимость привлечения комбинации различных сценариев. Конечно, это усложняет картину, но природа устроена не слишком просто. Тем интереснее работать.

1. Lipunov V. M., Postnov K. A., Prokhorov M. E. Formation and coalescence of relativistic binary stars: the effect of kick velocity // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Vol. 288. Iss. 1. June 1997. P. 245–259.

2. Lipunov V. M., Postnov K. A. and Prokhorov M. E. First LIGO Events: Binary Black Holes Mergings // New Astronomy. 1997. 2. P. 43–52.

3. Tutukov A. V., YungelSon L. R. The merger rate of neutron star and black hole binaries // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Vol. 260. Iss. 3. February 1993. P. 675–678.

4. Abbot et al. //ApJL 2020. 899. Id L3.

5. Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Релятивистская астрофизика. М.: Наука, 1967.

6. Dolgov A.D. et al. On mass distribution of coalescing black holes // JCAP. 2020.12(2020)017.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

См. также:
Подписаться
Уведомление о
guest

2 Комментария(-ев)
Встроенные отзывы
Посмотреть все комментарии
Валерий Морозов
29 дней(-я) назад

В 60-е широко обсуждалось тема: пригодно ли уравнение Эйнштейна для описания больших гравитационных полей?

Сомнения такого рода были. Кроме общих рассуждений на эту тему есть конкретная неприятность, связанная с уравнением Эйнштейн. Ландау и Лифшиц заметили (курс тер. физ. т.2 Теория поля § 95. Уравнения Эйнштейна, сразу после формулы (95.4)): «где Tik — тензор энергии-импульса материи (включая электромагнитное поле). Гравитационное взаимодействие играет роль только для тел с достаточно большой массой (благодаря малости гравитационной постоянной). Поэтому при исследовании гравитационного поля нам приходится обычно иметь дело с макроскопическими телами. Соответственно этому для Tik надо обычно писать выражение (94.9) (без энергии гравитационного поля — ВМ).»

На самом деле в том же томе, находим оценку для плотности энергии гравитационного поля в ньютоновском пределе -(∇φ)2/(8πG) (§ 106, Задача 1). Здесь гравитационная постоянная стоит в знаменателе и скорее говорит о большой величине плотности энергии гравитационного поля. Например массовая плотность гравитационного поля на поверхности Земли одного прядка с плотностью воздуха на поверхности моря. Масса гравитационного поля несомненно мала по сравнению с массой Земли, но теперь эта малость не потрясает воображение около 10-5. Уже не потрясает воображение, и уже не будет малой в поле нейтронной звезды.

Понятно решение уравнения гравитационного поля (уравнение Эйнштейна) нуждается в поправке. Эйнштейн планировал такую поправку в 1913, но вышло так что эта поправка «портила» ковариантность и в 1915 Эйнштейн решил ограничиться упрощенным уравнением, которое он проверил на задаче поворота перигелия Меркурия.

Последняя редакция 29 дней(-я) назад от Валерий Морозов
Владимир Аксайский
Владимир Аксайский
27 дней(-я) назад

Понравилась картинка численного слияния двух черных дыр 21 мая 2019 — ну, прям вращающийся Ин-Янь.
Подобный образ нетрудно увидеть и на фото Луны и на карте видимой Вселенной.
Можно надеяться, — центральногалактические черные дыры менее склонны к слиянию, — по сравнению со своими модельными сестрами без защитных одежд.

black_hole_model_for_Moon_and_Universe.jpg
Оценить: 
Звёзд: 1Звёзд: 2Звёзд: 3Звёзд: 4Звёзд: 5 (4 оценок, среднее: 4,75 из 5)
Загрузка...
 
 

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам: