Úbytek energie vyzařování gravitačních vln u dvojhvězdy složené z neutronových hvězd byl pozorován už v několika případech. Nejznámějším je pulsar PSR 1913+16, kde se zkracování oběžné periody systému pozoruje nejdéle. Jeho pozorování, které bylo sice nepřímým, ale silným důkazem o existenci gravitačních vln, svým autorů dopomohlo k Nobelově ceně. Postupné zkracování periody a přibližování neutronových hvězd v binárním systému nakonec vede po dostatečně dlouhé době k jejich splynutí. To způsobí intenzivní emisi gravitačních vln podobné těm, které pozorovaly experimenty LIGO a VIRGO u černých děr (podrobný popis zde, zde a zde). Velmi důležité je, že poloměr horizontu černých děr není tak dramaticky rozdílný od poloměru neutronových hvězd. Frekvence vyzařovaných gravitačních vln je tak v obou případech podobná a ve frekvenčním rozsahu zmíněných experimentů LIGO a VIRGO.

 

Rozdíl mezi splynutím neutronových hvězd a černých děr

Existují tři podstatné rozdíly mezi emisí gravitačních vln při splynutí neutronových hvězd a černých děr. Neutronové hvězdy mají menší hmotnosti a o něco větší rozměry. Vyzařování gravitačních tak zkracuje periodu oběhu pomaleji. To vede k tomu, že gravitační signál má menší amplitudy a delší periody změn.

Celkově je tak signál delší. Velice dobře předvídatelný signál tak trvá sekundy, minuty i déle. U splynutí černých děr emise trvá zlomky sekundy. To vede k tomu, že signál je daleko slabší a citlivost současných detektorů zaznamená splynutí neutronových hvězd do vzdálenosti řádově menší, než je tomu u černých děr. A to je druhá důležitá vlastnost splynutí neutronových hvězd, můžeme je pozorovat jen v objemu okolního vesmíru tisíckrát menším, než je tomu u černých děr. Třetí velmi důležitou vlastností je, že kromě gravitačních vln vyzařují i v elektromagnetickém oboru od viditelného až po gama. Takže se na rozdíl od splynutí černých děr dají souběžně pozorovat i jinými přístroji.

 

Právě o splynutí dvou neutronových hvězd se uvažuje jako o zdroji krátkých záblesků gama, trvající méně než dvě sekundy. Při splynutí neutronových hvězd by mělo kromě velmi intenzivní emise elektromagnetického záření i extrémních energií vznikat velké množství těžkých prvků. Za našimi zdroji uranu i zlata jsou tak z velké části i kolize neutronových hvězd.

 

Co splynutím neutronových hvězd vznikne?

Je několik možností, jaký objekt po splynutí neutronových hvězd vzniká. Závisí to na hmotnosti zúčastněných neutronových hvězd. Pokud je hmotnost, která v konečném důsledku vytvoří kompaktní objekt dostatečně malá, vznikne neutronová hvězda. V případě, že hmotnost přesahuje mírně limitu pro nerotující neutronovou hvězdu, ale gravitační síly kompenzují do jisté míry odstředivé síly u rychle rotujícího kompaktního objektu, může vzniknout supermasivní neutronová hvězda. Ta však po postupném zpomalení rotace zkolabuje do černé díry.

Pokud je hmotnost neutronových hvězd dostatečně velká, vznikne černá díra hned při splynutí. Rozhraní hmotnosti, které oddělují různé možnosti, silně závisí na stavové rovnici velmi husté jaderné hmoty v nitru neutronové hvězdy. Pro některé realistické modely stavové rovnice jaderné hmoty dokonce vznikají pouze neutronové hvězdy a supermasivní neutronové hvězdy. Černé díry nevznikají. Pokud se nám podaří studovat pomocí detekce gravitačních vln průběh a výsledky kolize neutronových hvězd s dostatečnou statistikou, mohl by to být cenný zdroj informací o vlastnostech velmi husté jaderné hmoty.

 

Společná detekce gravitačních vln a jiných emisí při srážce neutronových hvězd by mohla potvrdit naše představy o zdrojích těchto vln. Mohla by získat přímý důkaz toho, že právě splynutí neutronových hvězd je zdrojem krátkých záblesků gama. Podrobnější studium více případů by mohlo ukázat, jak velká část hmotnosti neutronových hvězd se přemění na neutronovou hvězdu či černou díru. A také jaká část je vyvržena do prostoru v podobě velmi těžkých prvků a jaká se vyzáří v podobě gravitačních vln i elektromagnetického záření.

 

Video: První detekce kolize neutronových hvězd pomocí gravitačních vln

 

 

Co víme o případu zachyceném detektorem LIGO?

Zachycení gravitačních vln ze splynutí neutronových hvězd se podařilo 17. srpna 2017. Signál zachytily oba detektory systému LIGO i detektor VIRGO. To umožnilo poměrně přesně určit směr, odkud gravitační vlny přišly. Okamžitě po zjištění tohoto směru byly zaslány informace na něm pohotovostním systémem na velký počet astronomických observatoří a ty zaměřily své dalekohledy do tohoto směru. Objevily dosvit zdroje označovaného jako kilonova. Tedy emise záření následkem splynutí neutronových hvězd a vzniku černé díry. Bylo možné měřit spektrum záření a určit prvky, které zde vznikly. Takové dosvity se pozorují právě po krátkých záblescích gama. Poprvé tak bylo možné potvrdit, že tyto jevy jsou opravdu způsobeny srážkami neutronových hvězd a právě slučování neutronových hvězd je významným zdrojem těžkých prvků, jako jsou zlato či platina.

Samotný pozorovaný signál v gravitačním oboru, který dostal označení GW170817, trval zhruba 100 sekund. Neutronové hvězdy v poslední fázi obíhaly třicetkrát za sekundu (byly od sebe 300 km) a ke konci došlo ke zrychlení až na 2000 oběhů za sekundu těsně před splynutím. Dvojhvězda splynula ve vzdálenosti zhruba 130 milionů světelných let od nás v galaxii NGC4993 v souhvězdí Hydry.  Hmotnost celého systému byla odhadována s využitím některých různých předpokladů o vlastnostech binárních neutronových hvězd, což vede k různým rozsahům nejistot. Odhad celkové hmotnosti je však okolo 2,8 hmotností Slunce a jednotlivé složky měly hmotnosti okolo 1,6 a 1,2 hmotnosti Slunce.

Zhruba 1,7 s po gravitačních vlnách byl zachycen krátký záblesk gama sondami Fermi a INTEGRAL, což poprvé přímo spojilo tento úkaz se splynutím neutronové hvězdy. Gravitační vlny zachycené po splynutí neutronových hvězd můžou pomoci identifikovat, zda vznikla neutronová hvězda nebo černá díra. Frekvence gravitačních vln ze vzniklé černé díry je natolik vysoká, že nemůže být používanými detektory pozorována. Naopak gravitační vlny ze vzniklé neutronové hvězdy mají nižší frekvenci a zachyceny by být mohly. Nebyly pozorovány žádné známky takové emise. Je tak větší pravděpodobnost, že vznikla černá díra, ale vzhledem k citlivosti detektorů není vyloučeno, že signál z neutronové hvězdy zanikl v pozadí. Rozdíl 1,7 s mezi pozorováním signálu gravitačních vln a záblesku gama na vzdálenost zmíněných 130 milionů světelných let dává velice přesné srovnání rychlosti gravitačních vln a světla. Pozorování je možné využít i pro další testy gravitačních teorií.

V tomto případě jde opravdu o jasný nástup astronomie gravitačních vln, kdy gravitační detektory budou říkat klasickým teleskopům, kam se zaměřit. Společným pozorováním pak dokáží vyřešit řady současných astrofyzikálních záhad. Máme se opravdu na co těšit.