Detekce gravitačních vln od nejtěžší černé díry

Nová analýza dat získaných při prvním a druhém běhu činnosti gravitačních detektorů LIGO objevila nová splynutí dvou černých děr. Mezi nimi byl i zatím nejhmotnější systém, který umožnil identifikovat zatím nejtěžší známou černou díru hvězdného typu.

V několika článcích jsem psal o prvních detekcích gravitačních vln ze splynutí černých děr publikovaných v roce 2016 (zde a zde). V roce 2017 se podařilo identifikovat i příchod gravitačních vln ze splynutí dvou neutronových hvězd (zde a zde). V té době se podařilo v naměřených datech identifikovat první případy. Postupně pak přibyly další. Na přelomu listopadu a prosince 2018 vyšel katalog zaznamenaných případů detekce gravitačních vln (zde a zde). Kromě šesti již známých případů se tam objevily čtyři další, které se podařilo zjistit pomocí nové analýzy prvních dvou běhů experimentu LIGO. Společně byly analyzovány i data detektoru Virgo. Postupně se daří zlepšovat průběh zpracování a rozboru pozorovaných dat i citlivost v identifikaci signálů ze splynutí kompaktních objektů.

Umístění všech doposud identifikovaných příchodů gravitačních vln ze splynutí kompaktních konečných stádií hvězd. Nejistoty zaznamenané ve formě barevných plošek jsou dány hlavně směrem příchodu gravitačních vln vůči orientaci ramen detektorů. Přípona HLV znamená společná detekce LIGA i Virga, v těchto případech je nejistota v určení polohy nejmenší. (Zdroj LIGO-Virgo).

První běh experimentu se uskutečnil mezi 12. září 2015 a 19. lednem 2016. Ze získaných dat se podařilo vylovit tři splynutí černých děr, konkrétně GW150914 dne 14. září 2015, GW151012 dne 12. října 2015 a GW151226 dne 26. prosince 2015, o kterých se píše už ve zmíněných článcích z předchozích let. Připomeňme, že číslo vytvořené pro označení konkrétního případu detekce gravitačních vln je postupně rok, měsíc a den zaznamenání. Druhý běh experimentu probíhal v období mezi 30. listopadem 2016 a 25. srpnem 2017. Zde se ke třem již známým případům (GW170104, GW170608 a GW170814) přidaly další čtyři (GW170729, GW170809, GW170818 a GW170823). Katalog všech dosud zaznamenaných případů je na stránkách Gravitational Wave Open Science Center.

Celkově tak během dvou běhů experimentování probíhalo měření třináct měsíců a pozorovalo se deset spolehlivě identifikovaných případů, které lze detailně analyzovat a získat informace o daném binárním systému a průběhu splynutí. Hmotnost jednotlivých pozorovaných binárních černých děr byla od 18,6 do 86 hmotností Slunce. Vzdálenosti, ve kterých se nacházely, byly zhruba od 1 do 9 miliard světelných let. Kromě deseti jasných případů bylo nalezeno i několik dalších kandidátů, kde není jisté, zda šlo o přístrojové pozadí nebo reálnou detekci. Lze je však využít k odhadu počtu reálných a pozaďových případů.

Mezi novými objevenými případy je i systém s největší hmotností, který dal po splynutí vzniknout černé díře o hmotnosti okolo 80 hmotnosti Slunce. Jednalo se o událost GW170729. Hmotnosti jednotlivých složek byly 50,6 a 34,3 hmotnosti Slunce. Jde také o nejvzdálenější událost, ze které k nám letěl signál v podobě gravitačních vln okolo 9 miliard let. Zároveň černé díry v systému dosáhly před splynutím nejvyšší oběžné rychlosti.

Hmotnosti jedné (osa X) a druhé (osa Y) složky binárního objektu, systém z nejmenšími hmotnostmi jsou neutronové hvězdy (zdroj GWOSC).

Je tam také druhý případ, kdy se podařilo současné pozorování pomocí dvou detektorů LIGO a jednoho Virgo. Jde o detekci GW170818, která doplnila již známý případ GW170814. Pomocí všech tří detektorů gravitačních vln se ještě podařilo sledovat událost GW170817, což bylo známé splynutí dvou neutronových hvězd zaznamenané i v širokém rozsahu elektromagnetického spektra od krátkého záblesku gama, přes rentgenovskou, ultrafialovou, viditelnou i radiovou oblast (více zde). U něho se stále ještě nepodařilo s naprostou jistotou rozhodnout, zda při tomto splynutí neutronových hvězd vznikla supermasivní neutronová hvězda nebo černá díra. Tato otázka zůstává otevřená. Alespoň jeden případ splynutí dvou neutronových hvězd tak byl pozorován. Zatím však nebyla zaznamenána ani jedna událost splynutí neutronové hvězdy s černou dírou.

Katalog událostí splynutí kompaktních koncových stádií masivních hvězd se tak pomalu začíná rozšiřovat a detailní studium opírající se o stoupající statistiku určitě přinese řadu významných objevů. Pokud se podíváme na hmotnosti černých děr pozorovaných pomocí gravitačních vln, vidíme, že jsou většinou mnohem hmotnější než ty, které pozorujeme pomocí rentgenovského záření v těsných dvojhvězdách (viz obrázek s přehledem hmotností známých černých děr). Jde o důsledek výběrového efektu.

Přehled a srovnání hmotností černých děr pozorovaných pomocí gravitačních vln a v elektromagnetické oblasti spektra (v těsných binárních soustavách) a neutronových hvězd pozorovaných pomocí gravitačních vln (zatím jeden) a pomocí elektromagnetického záření (většinou ve formě pulsarů). (Zdroj LIGO-Virgo).

Černé díry můžeme identifikovat v těsných dvojhvězdách, kde dochází k přetokům hmoty z normální složky na černou díru. Při tom se vytváří akreční disk a hmota urychlená na vysoké rychlosti a dopadající na horizont černé díry produkuje rentgenovské záření. Takové zdroje však identifikujeme jen do určité omezené vzdálenosti. Zároveň je daleko větší počet i prostorová hustota černých děr s menší hmotností., Čím je tak jejich hmotnost větší, tím je menší pravděpodobnost, že budou blízko nás. To je důvod, že před úspěšnou detekcí gravitačních vln jsme dominantně nacházeli černé díry s nižší hmotností.

Splynutí černých děr pozorujeme i na extrémně velké vzdálenosti a intenzita vyzářených gravitačních vln je velmi silně závislá na hmotnosti černých děr, které splynou do jedné.

Dokončení instalace poslední části kryogenní sestavy detektoru gravitačních vln KAGRA (zdroj KAGRA).

Zároveň byla v minulosti vyšší pravděpodobnost vzniku velmi hmotných hvězd. Bylo to dáno i tím, že vesmír byl složen téměř čistě jen z vodíku a helia. Těžší prvky teprve musely vzniknout pomocí první generace hvězd. Proto nemohl probíhat ve hvězdách CNO cyklus a evoluce hvězd byla odlišná. I galaxie byly mnohem aktivnější a hustota velmi hmotných hvězd v nich byla vyšší než v těch současných. A právě pomocí detektorů gravitačních vln můžeme kromě černých děr s podobnou hmotností, jako jsme znali doposud (příkladem může být případ GW170608), pozorovat konečná stádia i velmi hmotných hvězd.

Po dvou pozorovacích bězích probíhalo vylepšování experimentální sestavy LIGO a nyní se připravuje ke třetímu experimentálnímu běhu, který by měl začít na počátku příštího roku. Tentokrát by měly detektory LIGO a Virgo společně běžet celý rok. Zařízení by měla mít vyšší citlivost a dá se tak čekat, že by ročně detekovaly i několik desítek splynutí černých děr. Situace se ještě zlepší, pokud se podaří spustit v roce 2019 i kryogenní detektor gravitačních vln KAGRA v Japonsku. Začátkem dvacátých let by se měl přidat i indický detektor LIGO.

Postupně by se měl na rostoucí statistice zjistit reálný výskyt černých děr i neutronových hvězd různých hmotností v různých vzdálenostech. To by mohlo přispět k poznání změn evoluce hvězd v průběhu vývoje našeho vesmíru. Detailní průzkum průběhu signálu gravitačních vln a změn jejich frekvence je skvělým nástrojem pro testování platnosti Obecné teorie relativity ve velmi intenzivních gravitačních polích a je velká naděje, že v nich bude možné objevit i signály nové fyziky – kvantové teorie gravitace (více zde a zde). V následujících letech se tak máme opravdu na co těšit.

Video s přehledem dosud pozorovaných případů splynutí černých děr

Autor: Vladimír Wagner

Datum: 09.12.2018

Tisk článku

Související články:

Další kolize černých děr zaznamenaná pomocí gravitačních vln Autor: Vladimír Wagner (28.09.2017)
První detekce gravitačních vln ze splynutí neutronových hvězd Autor: Vladimír Wagner (16.10.2017)
Rychlost šíření gravitačních vln Autor: Vladimír Wagner (11.11.2017)

Diskuze:

Hmm

Richard Malaschitz,2018-12-11 22:13:56

Vôbec nechápem ako tie vlny vznikajú podľa Einsteina. Aj podľa Newtona je rozdiel v gravitácii ak sú dve hviezdy v zákryte alebo vedľa seba. Ten rozdiel je ale vzhľadom na vzdialenosti úplne nepatrný a nemal by byť vôbec detekovateľný.