We wtorek opublikowano pracę naukową analizującą zapisy z detektorów fal grawitacyjnych LIGO, Virgo i KAGRA. Urządzenia te zarejestrowały zdarzenia, które do niedawna jedynie przewidywano teoretycznie – pochłonięcie gwiazdy neutronowej przez czarną dziurę, zwane fachowo koalescencją.

Jako GW200105 określono zderzenie czarnej dziury o masie około 8,9 mas Słońca z gwiazdą neutronową o masie 1,9 mas naszej gwiazdy. GW200115 zaś to zderzenie czarnej dziury o masie 5,7 mas Słońca z gwiazdą neutronową o masie 1,5 słonecznej.

Jakie wnioski płyną z tego odkrycia? I jakie są dalsze perspektywy takich badań? Oto komentarz eksperta: dr. Adama Zadrożnego z Uniwersytetu Warszawskiego i Narodowego Centrum Badań Jądrowych.

Jak często zdarza się wchłonięcie gwiazdy neutronowej przez czarną dziurę?

Zarejestrowanie układów podwójnych składających się z czarnej dziury i gwiazdy neutronowej było z jednej strony spodziewane. Z drugiej strony, było bardzo miłym prezentem tzw. trzeciego cyklu badawczego detektorów LIGO-Virgo (O3).

Pierwszą, w sumie dość oczywistą rzeczą, jaka wynika z tych detekcji, jest oszacowanie, jak często dochodzi do koalescencji tego typu układów. Obecnie z danych uzyskanych w cyklu O3 ilość takich zdarzeń możemy oszacować od 5 do 15 rocznie w objętości o promieniu miliarda lat świetlnych [1]. Przed tymi detekcjami mieliśmy tylko oszacowania z modeli teoretycznych od dołu i pewne oszacowanie ich maksymalnej liczby.

Jakie wnioski można wyciągnąć z obserwacji układów gwiazda neutronowa – czarna dziura?

To, co w tych detekcjach jest najbardziej fascynujące to pewne poszlaki na temat tego, w jakim rejonie swojej macierzystej galaktyki układ GW200115 się uformował. Mamy bowiem dwa sposoby tworzenia się układów podwójnych składających się z gwiazdy neutronowej i czarnej dziury.

W pierwszym z nich, określanym „izolowaną ewolucją układu podwójnego”, zakładamy, że mieliśmy do czynienia z układem podwójnym masywnych gwiazd, które później eksplodowały jako supernowe. Pozostałościami po tych wybuchach są dla mniej masywnej gwiazdy gwiazda neutronowa, a dla bardziej masywnej – czarna dziura. Potem oba te obiekty spadają na siebie.

W drugim scenariuszu czarna dziura i gwiazda neutronowa uformowały się niezależnie, a następnie, kiedy znalazły się blisko siebie, uformowały układ podwójny. Taki scenariusz może zajść w gęstym ośrodku, takim jak gromada kulista.

To, co jest ważne dla tych dwóch scenariuszy, że w przypadku pierwszego oś obrotu (czyli tzw. spin) czarnej dziury będzie raczej zgodna z osią obrotu układu. W drugim przypadku nie ma preferowanego kierunku osi obrotu czarnej dziury. Jeśli chodzi o najnowsze odkrycie, osi obrotu dla GW200105 były zgodne. Natomiast dla drugiego przypadku, GW200115, już nie. To sugeruje, że ten układ mógł się uformować w jakimś gęstym ośrodku gwiazdowym, takim jak na przykład gromada kulista w macierzystej galaktyce.

Mamy na razie za mało detekcji, aby powiedzieć, jaki scenariusz tworzenia się układów podwójnych czarnej dziury i gwiazdy neutronowej jest bardziej prawdopodobny. Im więcej danych będziemy mieli, tym więcej będziemy w stanie z danych wywnioskować. To, co jest dla mnie fascynujące to fakt, że patrząc na spin układu i czarnej dziury mamy wskazówkę, w jakim rejonie macierzystej galaktyki powstały.

Rozbłysk promieniowania może pokazać, jaki był finał zderzenia gwiazdy neutronowej i czarnej dziury

Kolejnym aspektem, na jaki warto zwrócić uwagę jest brak rozbłysku elektromagnetycznego towarzyszącego zlaniu się obu tych układów. Zaobserwowanie takiego rozbłysku byłoby niezwykle ciekawe. Fale grawitacyjne dają nam informację o tym, jak proces przebiegał, ponieważ dostarczają nam informacji o przyspieszeniu masy w źródle. Natomiast fale elektromagnetyczne dają nam informacje o tym, jak proces się zakończył. Taką możliwą emisję przewidują modele teoretyczne [4].

Rozbłysku elektromagnetycznego, tzw. kilonowej, oczekujemy z koalescencji układów podwójnych zawierających przynajmniej jedną gwiazdę neutronową. Na razie na 7 przypadków koalescencji układu podwójnego gwiazd neutronowych tylko raz zaobserwowaliśmy kilonową – dla GW170817. W dwóch przypadkach koalescencji czarnej dziury i gwiazdy neutronowej dla żadnego nie mamy kilonowej.

Należy jednak tutaj dodać, że w przypadku GW170817 położenie źródła sygnału było dobrze wyznaczone z danych zarejestrowanych przez detektory fal grawitacyjnych, a samo źródło było bardzo blisko, bo zaledwie około 40 Mpc (120 mln lat świetlnych) od nas. Opisane w najnowszej pracy zdarzenia miały miejsce w odległości od 200 do 450 Mpc i w dużo gorszej lokalizacji. Aby wykryć ewentualny rozbłysk towarzyszący GW200105 lub GW200115, teleskopy musiały przeszukać dużo większy obszar i szukać dużo słabszego rozbłysku niż w przypadku GW170817.

Nowe obserwatorium pozwoli na dokładniejsze obserwacje zderzeń gwiazda neutronowa – czarna dziura

Jest kilka powodów, dla których astronomowie bardzo chcieliby zobaczyć rozbłysk towarzyszący zlaniu się układu podwójnego czarnej dziury i gwiazdy neutronowej. Pierwszym jest to, że pozwoliłoby to na dowiedzenie się czegoś o rozrywaniu gwiazdy neutronowej przez pożerającą ją czarną dziurę (abyśmy mogli to zobaczyć, część materii z rozerwanej gwiazdy neutronowej musi zostać poza promieniem Schwartzshilda czarnej dziury – on wyznacza jej granicę, spoza której nic już nie może się wydostać). Taka obserwacja mogłaby pomóc w lepszym zrozumieniu budowy gwiazdy neutronowej i stworzeniu dokładniejszych modeli opisujących takie ciała niebieskie.

Warto natomiast zauważyć, że w 2023 r. ma zostać uruchomione Vera C. Rubin Observatory (dawniej zwane LSST – Large Synoptic Survey Telescope). Będzie on skanował całe niebo nad południową półkulą, wykrywając nawet bardzo słabe źródła promieniowania. Rubin Observatory może więc być bardzo pomocne znajdowaniu rozbłysków towarzyszących koalescencjom układów podwójnych.

Źródła:
[1] https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ac082e
[2] https://www.ligo.org/science/Publication-NSBHDiscovery/translations/science-summary-polish.pdf (press release w języku polskim)
[3] https://www.ligo.org/science/Publication-NSBHDiscovery/index.php
[4] https://link.springer.com/article/10.1007/s41114-019-0024-0