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1、GW190425 迄今所见最重的双中 星系统 2020年1 6 阅读英语原 或其他语 版本 我们发现了什么 LIGO科学合作组织和Virgo合作组织报道 于 2019年4 25 探测到来 双致密星体并合产 的引 波 我们合作组织将此信号命名为 GW190425 LIGO由两个引 波探测器组成 个位于华盛顿州的汉福德 另 个位于路易斯 安娜州的利 斯顿 GW190425信号到达的时 候 LIGO汉福德探测器暂时处于离线状态 但 这 强信号被LIGO利 斯顿探测器捕捉到 位 于意 利卡希纳的Virgo探测器当时处于采集数 据状态 但由于Virgo的敏感度低于LIGO 尤其 是GW190425的源很
2、可能位于Virgo较不敏感的天 空区域 该信号仅仅在LIGO利 斯顿探测器中 于探测阈值 尽管如此 Virgo所采集的数据 仍能帮助我们理解GW190425的源的参数 我们 发现这个双星系统的总质量在3 3到3 7个太阳质 量之间 基于这个质量范围 最合理的解释是该 信号源于5 2亿光年外的 对中 星的并合 该 双星系统的总质量 明显 于任何已知的双中 星系统 背景介绍 GW190425在 新LIGO和Virgo的第三次观测运 被称为O3 中被探测到 该观测开始 于2019年4 1 并将于2020年4 30 结束 在这次观测运 之前 新探测器曾先后 进 了两次观测运 O1 2015年9 201
3、6年1 和O2 2016年11 2017年8 详情请点击此处 每两次观测运 之间 探测器通过新技术进 升级 以提 敏感度 图1 对并合产 GW190425信号的双中 星系统的艺术描绘 图 来源 National Science Foundation LIGO Sonoma State University A Simonnet 在第 次运 观测 O2 中 LIGO和Virgo 次观测到来 双中 星旋近并合的引 波 命名为GW170817 并且在整个电磁频谱中观测到了此次并合撞击产 的电磁对应体 GW190425可能是我们第 次 引 波观测到的双中 星并合 迄今为 尚未发现与 GW190425相
4、关的电磁对应体或中微 信号 但这并不奇怪 此次的源 GW170817更 远 因此所预期的电磁信号会更弱 但也许最 的因素是GW190425的定位不够好 事实 上 GW190425的源的定位区域 约占整个天空的16 对常规望远镜跟踪搜索来说 这 是 个巨 的天空区域 何以得知GW190425信号来 宇宙天体 我们有 系列寻找致密星体并合产 的 引 波信号的搜索 这些搜索 项被 称为匹配滤波的技术 将观测到的数据 和 义相对论所预 的理论信号进 对 我们的搜索流 线从LIGO利 斯顿 的数据中识别出了GW190425信号 下 步是估算该事件的显著程度 换句话 说 我们想知道由于探测器数据中的噪 声
5、特性 意外导致这样 个信号的概 率 称为误报率 要估算误报率 我们 需要将GW190425的强度和背景噪声分布 作 对 通过分析搜索分别采集于LIGO 利 斯顿 LIGO汉福德和Virgo的数据 O1和O2中采集的169 5天和O3中采集 的50天 我们创建了背景分布 我们 发现GW190425的误报率是6万9千年 次 图2显 了在总共219 5天的背景数 据中 除了已确认探测到的GW170817 GW190425也明显区别于背景分布 除了搜索背景进 对之外 我们也对 GW190425进 了与先前引 波事件相似的检测程序 这些检查调研了GW190425是否可 能由LIGO利 斯顿探测器中某 罕
6、见的瞬时仪器噪声所导致 我们并未发现任何可导 致GW190425的环境或者仪器 扰 我们为何对GW190425感兴趣 图2 该图显 了LIGO汉福德 LHO LIGO利 斯顿 LLO 和Virgo的组合SNR 2噪声概率 函数 SNR 信噪 量化了信号的强度 2测 试了信噪 的时间演化与实际来 双致密星体信 号的匹配程度 该图显 的是双中 星信号的背 景 该背景通过O1和O2的169 5天以及O3的50天 数据构造 GW190425所在的位置 五 星 没有背景 它显著区分于背景 为了 便 较 蓝 和红 菱形分别显 了LIGO利 斯顿 和LIGO汉福德探测器中记录的GW170817信号 我们发现
7、两个致密星体中较重的 个质量为太阳质量的1 61倍到2 52倍 较轻的那个为太 阳质量的1 12倍 1 68倍 这些质量与从其他中 星测得的质量以及超新星爆发模拟所期 望的质量相 致 根据电磁观测已知的最重的中 星 PSR J0740 6620 为太阳质量的 2 05 2 24倍 对于GW190425 我们不能排除其中 个或两个星体都是 洞 但最直 接的解释依旧是这两个星体是中 星 如果是这样的话 我们能从GW190425知道些什 么 我们发现 GW190425在某些 不 像我们银河系中的其他双星中 星 虽然该系统中单个中 星的质量都和 已知的那些相似 但总质量却很不相 同 图3显 了 个银河
8、系中预期会 在宇宙寿命内并合的双中 星系统的 质量 我们 正态分布来拟合这10个 系统的质量 发现银河系双中 星系 统的平均质量 约是太阳的2 69倍 GW190425双星系统的质量 约是 太阳的3 4倍 事实上 它和银河系双 星系统平均质量相差5个标准差 这 表明GW190425的形成与这些已知的 银河系双星有所不同 我们预期通过两种 式可以使两个中 星形成双星系统 其 被称为 公 共包层孤 双星演化通道 这种 式下 处于双星轨道中的两颗恒星分 别经历超新星爆发形成两个中 星 但这 过程独 于其他致密星体 其 被称作 动态 形成通道 这种情况下 已经存在 个双星系统 它可能包含两个中 星 或
9、者 个中 星和 个主序星 接着另 颗中 星加 这 系统 将质量较 的那个星体踢出 形 成 个由两个中 星组成的新双星系统 GW190425不太可能源 动态通道 因为这种形 成 式被认为不会对双中 星并合率有显著贡献 如果GW190425双星是由孤 系统形成 的 则可能意味着这两颗中 星是从低 属星 成的 或者 当第 个超新星爆发 成双 星系统中第 颗中 星时 来 第 颗恒星 尚未发 超新星爆发 的质量可能会转移到 第 颗中 星上并使它变得更重 论哪 种解释 GW190425的发现都可能表明 存在 有 前电磁勘测 法探测到的 轨道周期低于 时的双中 星系统 图3 该图显 了在对两个致密星体各 的
10、 旋进 不同假设的情况下 蓝 和橙 曲线 GW190425 双星系统可能的总质量分布 还显 了10个银河系 中预期在宇宙寿命内并合的双中 星系统的系统总 质量 虚线所表 的是 正态分布拟合的银河 系双中 星总质量的分布 绿 曲线表 单个银河 系双中 星系统 纵坐标重新缩放调节为相同的 度1 我们还尝试判断中 星的转速 遗憾的是 我们的结果未能给出中 星的 旋 他们与银 河系中 旋最快的预期会在宇宙寿命中并合的两个双中 星系统 PSR J0737 3039A B和 PSR J1946 2052 相 致 PSR J1946 2052系统包含 个每17毫秒旋转 周的脉冲星 如果我们将GW190425
11、看作为双中 星系统 并将这 结果与我们观测到的另 个双中 星系统 GW170817 结合起来 我们就能估算每年在宇宙某 体积内碰撞并合的双中 星的数量 我们发现 双中 星的并合率为每年每 亿秒差距的 1秒差距 3 26光 年 250到2810个 GW190425可能是第 次通过引 波观测到的双中 星系统 它为我们提供了关于这些奇 特星体的更多独特信息 更多内容 请访问我们的 站 www ligo org www virgo gw eu 阅读LIGO关于这项发现的新闻稿 ligo caltech edu news ligo20200106 点击此处阅读论 全 词汇表 致密星体 对密度 常 常 的星体 例如中 星 洞 的概括性的名词 这 所说的 是指天 意义上的 这些星体都 少承载我们太阳的质量 浓缩于直径 公 或 公 之内 双星系统 两个星体处于互相旋绕的轨道的系统 中 星 质量恒星坍缩之后遗留的 常致密的星体 洞 由极度致密的质量导致的 引 常强以致于包括光在内的任何物体都 法 逃离的时空区域 旋 衡量物体旋转快慢的量 例如 地球每24 时 转 周 脉冲星 由它们所发出的电磁辐射脉冲 通常在射电波段 被观测到的中 星 我 们所预期存在的 部分中 星并不能被观测为脉冲星 或者由于它们的电磁辐射 不够强 或者是因为他们的电磁辐射的 向并不向着地球
