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北京时间10月16日22点，LIGO（激光干涉引力波天文台）、VIRGO（“处女座”引力波探测器）联合全球数十家天文机构举办新闻发布会，共同宣布于今年8月17日捕捉到由两个质量分别为1.1和1.6个太阳质量的中子星并合所产生的引力波信号（GW170817），该双星系统位于距离我们约40兆秒差距的地方。本次引力波探测事件与伽玛暴事件 GRB 170817A相关联，首次证实了中子星—中子星并合与短伽玛暴的相互关系。其后进行的电磁波对应体观测以及电磁谱观测，进一步证实了这是一个中子星碰撞事件。本次探测时间是人类第五次探测到来自宇宙的引力波信号[0]。 双中子星合并艺术示意图 Robin Dienel/The Carnegie Institution for Science 根据理论预言[1]，有中子星参与的致密星并合过程，除了释放引力波，还会伴随有电磁辐射。由于人类在对宇宙的电磁波探测上有更加成熟的技术和丰富的经验，天文学家可以通过电磁波多波段的联合观测获取更多信息。本次引力波信号已经通过全球多家天文台的观测证实，发现了其电磁波对应体。在LIGO、VIRGO观测到信号后的几秒之内，美国宇航局Fermi伽玛射线卫星和欧洲INTEGRAL卫星都探测到了一个极弱的短时标伽玛暴GRB 170817A。全球有几十台天文设备对GW 170817开展了后随观测，确定这次的引力波事件发生在距离地球1.3亿光年之外的编号为NGC 4993的星系中。这就意味着，从今以后，人类对引力波的探测再也不是“盲人摸象”了。 中子星是恒星演化到末期，经由引力坍缩发生超新星爆炸之后，可能成为的少数终点之一。在其形成过程中，恒星遭受剧烈的压缩，其组成物质中的电子并入质子转化成中子，最终成为直径只有十余公里，质量却有太阳数倍的致密星体。中子星的密度极高，每立方厘米便可重达数十亿吨。中子星的旋转速度极快，由于其磁轴和自转轴并不重合，磁场旋转时所产生的辐射可能会以“一明一灭”的方式传到地球，有如人眨眼，因而被人类所观测到，此时被称作脉冲星[2]。 双中子星并合过程研究和引力波探测的渊源，早在几十年前就已埋下了种子。1974年，Russell Alan Hulse 和 Joseph Hooton Taylor, Jr. 利用305米口径的阿雷西伯望远镜共同发现了第一对中子星 (Neutron Star pair) PSR J1915-1606 [3]。PSR J1915-1606S是一对在射电波段有周期性脉冲辐射的中子星—脉冲星。观测结果显示，这两颗质量约为1.4太阳质量的脉冲星轨道周期约为3秒，其轨道直径有逐渐收缩的趋势。爱因斯坦的广义相对论曾预言，双脉冲星的运动如果释放引力波，将导致脉冲星到达近星点（类比于地球公转的“近日点”）的时机有些微的提前。事实上，由于引力场的存在，PSR J1915-1606在经度上平均每年将其近星点提前4度。这一发现被认为是引力波存在的间接证据。1993年，Russell 和 Joseph 于1993年因为发现这一中子星对，且对它进行了大量后续分析被授予诺贝尔物理学奖。评审委员会认为，这两位得奖者及其团队发现了一种全新类型的脉冲星，并为研究广义相对论提供了新的可能[4]。 PSR J1915-1606 轨道衰减曲线[3] Russell 和 Joseph 的研究暗示着双中子星对和引力波的相关研究大有可为。此后的若干年里，科学家们在该领域做了不少工作：曹周键博士和潘奕博士等科学家曾在引力波理论模型EOBNR创建与数值相对论结论比对上做出重要贡献[5]，为LIGO进行黑洞—黑洞并合过程的引力波探测提供了一定理论支持。而基于此前发现的双中子星对的观测结果，Shibata Masaru博士等人则进行了双中子星并合模型的数值模拟工作，并为本次双中子星并合事件的观测提供了一定的理论依据[6]。 中子星—中子星并合过程模拟及其对应引力波波形[6] 从并合过程和引力波探测来说，双中子星对的并合包括旋进、碰撞、铃宕三个过程，会产生相对应的引力波波形。在这一系列的并合过程中，大部分物质会成为新的中心天体（大部分是黑洞）的一部分，而剩下的物质要么以碎屑或千新星（亮度约为新星的1000倍）的形式被抛射开去，要么被中心黑洞吸引构成吸积盘[6]。总的来说，这一过程可能释放引力波、产生千新星和短伽玛暴。千新星和短伽玛暴的余辉还能产生可观的电磁辐射。 中子星对碰撞后周围环境的可能物质构成[6] 中子星对碰撞溅射产生碎屑盘的密度分布[6] “千新星”的理论最早由李立新教授和Paczyński教授在1998年提出[7]，研究指出，致密天体（如中子星）在相互旋进与并合时，将会有近似各向同性的富中子化物质抛射，通过快中子俘获过程，这些抛射物能够合成大量重元素，而重元素的衰变则会加热抛射物，使其发出可观的可见光与近红外辐射，这种现象将如同超新星一样，但持续时间较短。这种现象被称为“李- Paczyński巨新星”。后续的研究指出，这种现象比超新星亮度更低，但其亮度大约可达新星的1000倍[8]，故而又被称为“千新星”。2013年，英国天文学家首次通过HST对短伽马射线爆GRB130603B的余辉的观测发现了巨新星的迹象[9]。 短暴或长短暴、引力波信号、巨新星信号的关联性示意图 长久以来，寻找中子星一度只有通过脉冲星这一种手段，直到后来，短伽马射线暴被认为来源于双中子星或黑洞-中子星并合[10]。我国的中国科学院紫金山天文台领衔成立了国际工作组来系统分析处理了过去10年内的短暴的余辉数据，从中成功发现了两颗千新星[11][12]，并首次对巨新星与短暴/长短暴的关联性进行了统计分析，发现每个短暴/长短暴很可能都伴随着一个巨新星。这表明巨新星普遍存在，是引力波事件的极佳电磁辐射对应体[12]。与几乎只能在极窄的喷流方向上才能探测到的短暴不同，引力波与巨新星信号可以在极宽的角度范围内被探测到，因此巨新星与引力波事件的成协性将更为普遍。 (a) GRB 050709的光学辐射；(b) GRB 050709光学辐射扣除余辉成分后留下的“奇异”信号与“中子星黑洞并合模型预期的巨新星辐射”的比较；(c) 2.5天处的“奇异”能谱与一个巨新星模型预言的比较[12]。 此次引力波事件，同时观测到了对应的千新星事件与伽马暴事件，印证了之前一连串的理论、观测研究，无疑是令人振奋的。同时这也预示着，致密星并和事件与引力波、千新星、短暴等事件将会有强烈的相关性，在今后的观测中，可以相互作为指引，使得我们对相关事件的观测更加高效、有针对性。 LIGO和VIRGO直接探测到中子星—中子星并合事件所产生的引力波，以及对中子星并合过程的研究，又有着怎样的科学意义呢？我们可以举些直观的例子。在前文中我们提到，一些碰撞过程中产生的碎屑会离开中心天体。这些碎屑质量约为太阳质量的0.001倍到0.1倍，速度则在光速的10%到30%之间[13]。这些碎屑会像超新星爆发那样以近球状溅射开来，并很可能作为快速中子捕捉过程（r-process）的发生地存在[7]。快速中子捕捉过程被认作是生成比铁元素更重的元素的重要来源：重核在放射性衰变尚未发生以前就捕获中子，从而生成更重的元素（如金、银等）。因此，对中子星并合过程及其喷射出的碎屑的研究，或许能一定程度解答原子序数大于56（铁）的元素如何生成这一难题。 金晶体 by Alchemist-hp from wikipedia 除了有助于研究重元素的生成机制，直接探测到中子星-中子星并合过程产生的引力波为科学家们带来的益处要比探测双黑洞并合产生的引力波来得多[14]。首先，中子星-中子星的并合过程可以伴随电磁波对应体的观测。尽管VITGO的加入让当前引力波观测在探测事件发生方位上精度提高了十倍，但较于有确定的电磁波对应体的精度仍有很大距离。电磁波对应体的精确定位，能够让科学家们了解双子星对并合与周围电磁场、星系介质等有更多的认识。另外，由于中子星是天然的超高密度天体，中子星对及其并合过程的研究对短伽玛暴起源、超高密度物理等研究领域也大有裨益。 AST3-2在8月18日观测窗口期内引力波光学信号（红色方框内）。 自北京时间2017年8月18日21:10起（即距离引力波事件发生24小时后），中国南极巡天望远镜AST3合作团队利用正在中国南极昆仑站运行的第2台望远镜AST3-2对GW 170817开展了有效的观测，此次观测持续到8月28日，期间获得了大量的重要数据，并探测到此次引力波事件的光学信号（图1）。这些数据揭示了此次双中子星并合抛射出约1 %太阳质量（超过3000 个地球质量）的物质，这些物质以0.3倍的光速被抛到星际空间，抛射过程中部分物质核合成，形成比铁还重的元素。因此，这次引力波的发现，证实了双中子星并合事件是宇宙中大部分超重元素（金、银）的起源地。 第二台南极巡天望远镜AST3-2 AST3-2是我国在昆仑站安装的第二台南极巡天望远镜。其有效通光口径50厘米，是南极现有最大的光学望远镜，并且完全实现了极端环境下的无人值守全自动观测。目前，AST3-2主要进行超新星巡天、系外行星搜寻、引力波光学对应体探测等天文研究。 今年是中子星发现50周年，本次引力波探测事件的发布可说是锦上添花。从科学层面考量，这一事件的探测暗示着双中子星并合事件的发生几率比此前预计得可能更为乐观。可以预见，对中子星并合事件的引力波探测和其它研究工作还将继续，并在未来获得更多令人可喜的科学成果。 参考文献： [0] B.P. Abbott et al., 2017,PRL 119, 161101 [1] Lattimer J M, Schramm D N. Black-hole-neutron-star collisions[J]. The Astrophysical Journal, 1974, 192: L145-L147. [2] https://en./wiki/Neutron_star 2017-10-16 [3] Hulse, R. A. and Taylor, J. H., 1975, AJ, vol. 195, pt. 2, p. 51-53 [4] https://www./nobel_prizes/physics/laureates/1993/index.html Retrieved 2017-10-16 [5] Cao, Zhoujian, Galaviz & Li, Lifang, 2013, Physical Review D, vol. 87, Issue 10, id. 104029 [6] Masaru Shibata, 2016, Nuclear Physics, Section A, Volume 956, p. 225-232 [7] Li L X, Paczyński B. Transient events from neutron star mergers[J]. The Astrophysical Journal Letters, 1998, 507(1): L59. [8] Metzger B D, Martínez-Pinedo G, Darbha S, et al. Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r-process nuclei[J]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2010, 406(4): 2650-2662. [9] Tanvir N R, Levan A J, Fruchter A S, et al. A' kilonova' associated with short-duration gamma-ray burst 130603B[J]. arXiv preprint arXiv:1306.4971, 2013. [10] Nakar E. Short-hard gamma-ray bursts[J]. Physics Reports, 2007, 442(1): 166-236. [11] Yang B, Jin Z P, Li X, et al. A possible macronova in the late afterglow of the long-short burst GRB 060614[J]. Nature communications, 2015, 6. [12] Jin Z P, Hotokezaka K, Li X, et al. The Macronova in GRB 050709 and the GRB-macronova connection[J]. Nature communications, 2016, 7: 12898. [13] 刘博洋《听说整个天文界都嗨了！难道真的是因为这个？》，果壳科学人 [14] http:///blog/what-the-rumored-neutron-star-merger-might-teach-us Retrieved 2017-10-16 [15] http://www./xwzx/xwdtkpdt/201710/t20171016_4874045.html 2017-10-16 作者： |
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