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本文作者杨圣是意大利帕多瓦天文台的博士和加州大学戴维斯分校的访问学者。在10月份那次轰动天文界的引力波事件中，他直接参与了两个重要的项目组——不仅是DLt40最主要的科研人员（DLt40是在光学上观测这颗源对应的千新星的六个独立探测项目组之一），同时也是意大利GRAWITA（意大利国家天文台引力波项目组）的主要成员。 在这次引力波事件中，杨圣博士一共参与了五篇文章：两篇nature和三篇apj letter，其中一篇apj letter的文章里，他是第一作者。作为这次引力波探测的亲历者之一，杨圣博士向我们讲述了这一轰动性事件背后的很多鲜为人知的细节。 撰文 | 杨圣（意大利帕多瓦天文台博士、加州大学戴维斯分校访问学者） 半个月前，华盛顿特区的那场新闻发布会标志着人类正式开启了多信使天文学（multi-messenger astronomy）时代。因为在发布会上，引力波探测项目组LIGO、VIRGO，伽马射线探测项目组Fermi，以及7个其他电磁波段项目组共同宣布，人类首次用引力波，电磁波和中微子等多种观测手段同时探测到了一颗大概率是双中子星合并类型的变源。 据统计，在发布会当天，共有81篇相关文章发表（https://obal/~iarcavi/kilonovae.html，感谢LCOGT项目组的Maria Drout，Iair Arcavi 和Stefano Valenti整理），包括6篇Nature、一篇Nature Astronomy、8篇Science、一篇PRL和39篇Apj Letter等。这些文章覆盖了引力波、伽马射线、光学、X射线、射电、紫外、红外、中微子，包括了观测、理论、模拟等研究手段，涉及超新星概率、宇宙学限制、引力波跟随策略、寄主星系研究。为什么这一事件能在天文学界引发轰动？在这一系列论文背后，又有怎样的研究故事？ 开启天文学新时代 中子星是大质量恒星死亡的产物。壮年的恒星依靠内部核反应抗衡自身引力，当核原料耗尽时，自身引力逐渐占据主导，导致恒星向内部坍缩。直到恒星内部的原子核被压裂，破裂的碎片，也就是中子被压的足够近而产生的简并压力，重新与引力达到平衡的状态，我们称之为中子星。宇宙中绝大部分恒星以双星系统存在，当两颗中子星组成的绕转系统，慢慢损失角动量，逐渐靠近，最终，他们会合并产生剧烈爆炸。 如图一所示，爆炸会抛出很多物质，这些物质有的会在引力束缚下成为吸积盘，产生伽马波段的即时辐射和X射线、光学、射电等波段的余晖辐射；而另外一部分物质则可以脱离引力的束缚，这部分富含中子的物质内部会产生一种叫“快过程”（r-process）的物理过程，通过快速中子俘获以及之后的衰变和裂变，产生辐射。这些辐射在光学上，一般比普通的新星亮大约一千倍，我们称之为“千新星”（kilonova）。同时，根据核合成理论，比铁重的元素很大部分产生于这种所谓的“快过程”，这也就是为什么大家都说这次事件甚至可以解释黄金是怎么来的。 图一 双中子星合并示意图 （感谢感谢哥伦比亚大学的Brian D. Metzger教授提供） 人类通常很难同时找到一颗天体源的各种辐射信息。有的时候我们只看到了引力波，有的时候我们只看到了伽马暴，有的时候我们又只看到了超新星。而这次天文事件如此轰动，最为重要的原因就是因为我们得到了这颗源的所有观测手段的信息，这些信息可以相互限制、相互佐证，这也就是多信使天文学的意义所在。 我很荣幸成为DLT40（Distance Less Than 40 Mpc）项目组核心成员，与我的导师加州大学戴维斯分校的Stefano Valenti教授、亚利桑那大学的David Sand教授用一台40厘米口径的望远镜，在光学波段独立发现了这颗双中子星变源产生的千新星爆炸（比swarp望远镜晚了大约十分钟，是全球第二个独立光学探测，见图二）。同时，我也参与到了意大利国家天文台引力波项目组（Grawita, Gravatational Wavw Inaf Team），为这颗源最终被识别为千新星贡献了光谱证认。 发现千新星DLT17ck 太平洋时间2017年8月17号凌晨五点左右，费米望远镜的伽马暴监测仪（Fermi GBM）和LIGO相继发布内部通知（GCN），宣布找到了一个双中子星并合类型的天体源，随后，VIRGO给出了这颗源的限制范围。 此前，LIGO已经公布了4次引力波事件，但天文学家却鲜有参与的机会。这是因为之前公布的均为双黑洞合并源，对于这类源，天文学家普遍不相信会有电磁信号，所以一直以来，引力波都是LIGO的游戏。天文学家们更加期望看到的，是双中子星合并或者中子星和黑洞的合并事件。 因此，Fermi GBM和LIGO发布的这条消息引起了天文界的极大重视。我根据Fermi GBM伽马暴源范围、LIGO／VIRGO引力波源范围计算出了60个可观测星系（见图二），并发给了智利的PROMPT望远镜以等待夜晚的观测。 太平洋时间下午五点，智利的星系图像传了回来，我的导师立刻开始了分析。当他找到那颗千新星图像的时候，第一时间他是不相信的。于是，他又重新拍了一遍那个星系，详细算出了亮度、坐标和探测时间等相关信息，确认无误后，我们将其命名为DLT17ck。 当我们把GCN发出去的时候，1M2H项目组已经发出了GCN，但是他们给出了错误的亮度和发现时间；Decam项目组甚至没有给出任何信息，只是发出GCN宣布也找到了这颗源。当时，我们是第一个探测到的，大家都很兴奋，因为大家都清楚这颗源的意义之大，然而过了一个小时，1M2H项目组更新了信息，将其探测时间提前大约二十分钟，这样很遗憾，我们就成了第二个光学探测。事后经LIGO确认，2017年8月17号当晚有六个项目组是在光学上独立探测到这颗源的。 图二 DLT17ck发现示意图 （来自DLT40，由杨圣、Stefano Valenti绘制） 图二左侧为千新星DLT17ck。如图三红点所示，这颗千新星在爆炸之后，其光度衰减十分迅速，DLT40所使用的PROMPT望远镜大约跟踪观测了五天，便已不再可视。经过比对，这颗千新星与Brian D. Metzger教授提出的千新星模型非常吻合。LCOGT项目组通过多波段观测，描绘出了DLT17ck的颜色变化，如图四所示。 图三 DLT17ck的光变曲线 （来自DLT40，由杨圣、Stefano Valenti绘制） 图四 DLT17ck的光变曲线和颜色变化。（感谢LCO项目组提供） 小口径望远镜的成功之道 此次引力波光学对应体搜寻的一个亮点是，小口径望远镜发挥了重要作用。发现这颗千新星的望远镜主要都是小口径望远镜，其中甚至有一台20厘米口径望远镜的身影，这已与普通天文爱好者的望远镜相差不大。为什么小望远镜此次能大显身手呢？ 我们首先需要知道，知道引力波的位置后，该如何找出它的电磁对应体呢？当我们听到某个方向传来了一声汽笛，我们大概知道是哪个方向传来的，但是我们不知道具体位置，于是我们只好朝那个方向四处张望，犹如大海捞针。引力波电磁对应体的搜寻也面临着相似的情况。 因此，天文学家借助天文望远镜观测时会遇到一个选择：当我们调节焦距，让视场很小的时候，我们可以看得很清楚，但是付出的代价视线范围有限。于是，我们就有了两种搜索引力波光学信号的策略：大视场的盲搜（见图五，VST 2.6米望远镜的盲搜示意图）和小视场的星系搜寻（因为引力波是物质流的产物，我们有理由相信引力波源应该产生在物质集中的星系内，见图二，DLT40的星系搜索样本）。 很显然，星系搜寻是更好的策略：只聚焦到有用的区域，显著缩小了搜寻空间、提高了搜寻效率。但这种策略的前提是，你必须事先就有一个比较完整的星系表能够准确告诉你每个星系的位置。目前为止，最全的星系表在240兆光年的距离以内都是很完整的，但若超出这个距离范围，星系的信息会很不全，星系搜寻策略就束手无策了，我们被迫只能选择大视场盲搜。 图五 VST2.6米口径望远镜关于GW150916引力波源盲搜策略示意图 （来自GRAWAITA项目组） 在这次事件中，双中子星源离地球的距离大概是40个兆秒差距（一秒差距约等于3.26光年），因此可以采用星系搜寻的策略。其绝对星等大约在-16等（-15.9+／-0.1 mag），这对于南半球的天文望远镜而言，只要能看到大概18等的视星等就可观测到。以我所在的DLT40和它的40厘米口径望远镜为例，它采用单帧45秒曝光后的极限星等可以达到19等（星等的数字越小代表越亮，越大代表越暗 ；19等是2000个目标星系的平均，极限星等取决于不同天区的视宁度和透光量），每晚大约可以观测500个星系。即使这颗双中子星源远在70个兆秒差距，DLT40也能观测到。 相比之下，大视场望远镜的数据处理更耗费时间，并且图像看到的范围越大，意味着图像内的候选体就越多，很难在第一时间确定哪一颗源值得后续观测，进而错过最佳跟踪时间。另外，小望远镜课题组往往成员结构较为简单，任务分配与执行相对高效，更符合所谓“时域天文学”（Time Domain Astronomy）的要求。因此，在同等可视的条件下，小视场星系搜寻策略更有效，这也就是为什么在这次天文事件中，众多小口径望远镜能大显身手。 当然，这并不代表大口径望远镜起不到作用。LIGO、VIRGO正在逐步升级。在刚刚结束的LIGO第二次运行期间，它对双中子星合并事件的极限探测距离为78个兆秒差距。LIGO、VIRGO预计通过一年的升级，将于明年八月开始第三次引力波联合探测，届时，它们对这类源的联合敏感程度会增加到90个兆秒差距。假设DLT17ck发生在这个距离，DLT40现有的极限星等将无能为力。我们必须对每一幅图像增加2.6倍的曝光时间，那样我们每晚就只能观测200个左右的星系了。与此同时，空间里的星系数量随着距离的三次方递增，在90兆秒差距的距离上，引力波源GW20170817的31平方度区域将包含了大约300个值得观测的星系，我们将很难覆盖引力波可能天区内的所有星系。随着距离进一步增加，情况会变得更加糟糕，而且星系表的信息也会更加欠缺，大口径望远镜和大视场的盲扫策略将成为唯一选择。 人类非常幸运能够遇到如此近距离的双中子星合并事件。对于我们DLT40项目组而言，没有LIGO、VIRGO和Fermi提供的信息，我们需要持续搜寻126年才有机会独立观测到这颗千新星，这个看起来近乎不可能的概率，更显示出了多信使天文学的重要性。 明年八月份，经过升级的LIGO、VIRGO将会探测的更远，之后日本的KAGRA和LIGO印度也会相继加入引力波搜寻，引力波信号将会越来越准确，大视场盲搜策略也会越来越高效。随着大口径的ZTF（Zwicky Transient Facility）和LSST（The Large Synoptic Survey Telescope）光学望远镜将在近几年投入使用，我们有理由相信会有更多不同类型的多信使天文源会被找到，人类将能更加精确地了解天体物理过程，了解精确宇宙的过去和未来。 转载请联系：newmedia@huanqiukexue.com |
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