Loading article…
 LIGOとVirgoの重力波検出器で測定されたGW170817信号。Virgoのデータでは信号は見えない。 | |
| イベントタイプ | 重力波 |
|---|---|
| 日付 | 約1億3000万年前 （2017年8月17日 12:41:04.4 UTCに検出） |
| 間隔 | 約1分40秒 |
| 楽器 | LIGO、乙女座 |
| 赤経 | 13時間9分48.08秒[1] |
| 偏角 | −23° 22′ 53.3″ [1] |
| エポック | J2000.0 |
| 距離 | 約1億3000万光年 |
| 赤方偏移 | 0.0099 |
| ホスト | NGC 4993 |
| 先祖 | 中性子星2個 |
| その他の指定 | GW170817 |
 コモンズの関連メディア | |
GW170817は、2017年8月17日にLIGOとVirgo検出器によって観測された重力波（GW）信号であり、約1億4000万光年離れた殻楕円銀河NGC 4993から発生しました。この信号は、中性子星の連星ペアの螺旋過程の最後の瞬間に生成され、それらの合体で終わりました。これは、電磁気観測と相関した最初の重力波検出でした。[1] [2]以前の5回の重力波検出（合体するブラックホールのものであり、したがって検出可能な電磁信号があるとは予想されていなかった）とは異なり、この合体の余波は7大陸と宇宙の70の観測所で電磁スペクトル全体で観測され、マルチメッセンジャー天文学にとって大きな進歩となりました。[1] [2] [4] [5] [6] [7] [8] [9] GW170817の発見とその後の観測は、サイエンス誌から2017年のブレークスルー賞を受賞した。[6] [10]
GW170817と名付けられた重力波信号は、約100秒間の可聴継続時間を持ち、2つの中性子星の合体で予想される特徴的な強度と周波数を示した。3か所の検出器（LIGO 2か所とVirgo 1か所）での重力波の到着時間のわずかな変化を分析することで、発生源のおおよその角度方向が得られた。これとは別に、重力波合体信号の1.7秒後にフェルミ宇宙船とインテグラル宇宙船によって、 GRB 170817Aと名付けられた約2秒の短いガンマ線バースト（sGRB）が検出されました。 [1] [5] [11]これらの検出器の方向感度は非常に限られていますが、重力波の位置と重なる空の広い領域を示しました。この同時発生は、sGRBが中性子星の合体によって引き起こされるという長年の仮説を裏付けました。
集中的な観測キャンペーンが優先され、重力波検出によって示された領域をスキャンして、光学波長での予想される放射を探しました。この探索中、信号の11時間後、後にキロノバAT 2017gfoと命名された天文トランジェント SSS 17aが銀河NGC 4993で観測されました。[8]これは、その後数日から数週間にわたって、電波からX線波長まで多数の望遠鏡によって撮影され、中性子星の合体から放出された破片に予想されるように、中性子に富んだ物質の高速で移動し、急速に冷却する雲であることがわかりました。
2018年10月、天文学者は、振り返ってみると、2015年に検出されたsGRBイベント（GRB 150101B）は、GW170817で報告されたのと同じ天体物理学の以前の事例を表している可能性があると報告しました。ガンマ線、可視光線、X線の放出、および関連するホスト銀河の性質に関する2つのイベントの類似性は「顕著」であると考えられ、以前のイベントも中性子星の合体の結果である可能性があり、これらを合わせると、これまで知られていなかった種類のキロノバトランジェントを意味し、キロノバがこれまで考えられていたよりも宇宙でより多様で一般的なものになる可能性があることを示唆しています。[12] [13] [14] [15]その後の研究では、 GW170817より前の別のsGRBであるGRB 160821Bも、 AT 2017gfoの特徴との類似性に基づいてキロノバであると解釈されました。[16]
発表
宇宙からの使者である重力波と電磁波の両方で、天体物理学的な大変動が観測されたのは初めてのことだ。[17]
ライツェ D、LIGO エグゼクティブディレクター
この観測結果は2017年10月16日にワシントンD.C.のナショナル・プレス・クラブとドイツのミュンヘン近郊ガルヒングにあるESO本部で行われた記者会見で正式に発表された。[5] [11] [8]
公式発表前には、テキサス大学オースティン校の天文学者J・クレイグ・ウィーラーが2017年8月18日に「新しいLIGO。光学対応のソース。びっくりだ！」とツイートしたことから、いくつかの情報がリークされていた。[7]ウィーラーは後にツイートを削除し、公式発表の手順をスクープしたことを謝罪した。他の人々もこの噂を追跡し、いくつかの主要な望遠鏡の公開ログに、うみへび座にある40 メガパーセク（1億3000 万光年）離れた銀河NGC 4993を観測するための優先中断が記載されていると報告した。[9] [18]共同研究チームは、以前に複数のトリガーが分析中であるという発表に加えて、この噂についてコメントすることを拒否していた。[19] [20]
重力波検出
重力波信号は、24ヘルツの周波数から始まり、約 100 秒間続きました 。約 3,000 サイクルをカバーし、典型的なインスパイラルチャープパターンで振幅と周波数が数百ヘルツまで増加し、12:41:04.4 UTCに受信された衝突で終了しました 。[2] : 2 最初にイタリアのVirgo 検出器に到達し、次に 22 ミリ秒後に米国ルイジアナ州のLIGO-Livingston 検出器に到達し、さらに 3 ミリ秒後に米国ワシントン州の LIGO-Hanford 検出器に到達しました。信号は、ポストニュートン膨張から定義された一般相対性理論の予測と比較することによって検出および分析されました。[1] : 3
LIGO-ハンフォードデータストリームの自動コンピュータ検索により、イベントの約6分後にLIGOチームに警告が発せられました。ガンマ線警告はこの時点ですでに発せられていました（イベントの16秒後）[21] 。そのため、タイミングのほぼ一致は自動的にフラグが付けられました。LIGO/Virgoチームは、イベントの40分後にフォローアップチームの天文学者に予備警告（大まかなガンマ線の位置のみ）を発しました。[22] [23]
この現象の天空位置特定には、3 つの干渉計のデータを組み合わせる必要があったが、2 つの問題によって遅延した。Virgo のデータはデータ伝送の問題によって遅延し、LIGO Livingston のデータは、現象ピークの数秒前に機器のノイズが短時間バーストして汚染され、最低周波数で上昇する過渡信号と平行に続いた。これらを手動で分析して補間し、現象の約 4.5 時間後に天空の位置を発表することができた。[24] [23] 3 回の検出により、発生源は南天の 31 平方度の領域に90% の確率で特定された。より詳細な計算により、位置特定は 28 平方度以内に精緻化された。[22] [2]特に、Virgo 干渉計による明確な検出がなかったことから、発生源は干渉計の死角の 1 つ内に位置していることが示唆され、この制約によって探索領域が大幅に縮小された。[25]
ガンマ線検出
最初に検出された電磁信号は、短いガンマ線バーストであるGRB 170817Aであり、合体後1.74 ± 0.05秒で、約2秒間持続する。 [11] [9] [1] : 5
GRB 170817A はフェルミ ガンマ線宇宙望遠鏡によって発見され、GRB 検出からわずか 14 秒後に自動警告が発せられました。40 分後の LIGO/Virgo サーキュラーの後、INTEGRALガンマ線望遠鏡からのデータの手動処理でも同じ GRB が検出されました。フェルミと INTEGRAL の到着時間の差により、天空の特定が改善されました。
このGRBは、ホスト銀河NGC 4993の近さを考えると比較的暗かったが、これはおそらくそのジェットが地球に直接向けられておらず、むしろ横に約30度の角度で向けられていたためであると考えられる。[8] [26]
電磁フォローアップ
他の天文学者への一連の警報が発令され、まず13:21 UTCにガンマ線検出と単一検出器LIGOトリガーの報告、17:54 UTCに3つの検出器による天空の位置が報告された。[22]これにより、多くの調査用望遠鏡とロボット望遠鏡による大規模な捜索が行われた。予想された大規模な捜索範囲（満月の約150倍）に加えて、この捜索範囲は空の太陽の近くにあり、どの望遠鏡でも日没後数時間しか見えないことから、この捜索は困難を極めた。[23]
合計6つのチーム（1M2H（One-Meter, Two Hemispheres）[27] 、 DLT40、VISTA、Master、DECam、およびラス・クンブレス天文台（チリ））が、90分間隔で同じ新しい源を独立に撮影しました。[1] : 5 衝突に関連する可視光を最初に検出したのは、スウォープ超新星サーベイを実行している1M2Hチームでした。彼らは、チリのラス・カンパナス天文台で近赤外線で稼働している直径1メートル（3.3フィート）のスウォープ望遠鏡で、重力波イベントの10時間52分後に撮影されたNGC 4993の画像でそれを見つけました。 [11] [1] [28]彼らはまた、イベントの12時間26分後に発行された回覧文で、検出をSSS 17aと名付け、それを最初に発表しました。 [27]この新しい天体は後に国際天文学連合（IAU）からAT 2017gfoという正式な名称を与えられました。
1M2Hチームは、重力波観測によって予測される宇宙領域内のすべての銀河を調査し、1つの新しいトランジェントを特定しました。[26] [28]合体のホスト銀河を特定することで、重力波のみに基づく距離と一致する正確な距離を提供することができます。[1] : 5
可視光線と近赤外線の光源の検出により、位置特定が大幅に改善され、不確実性が数度から0.0001度にまで減少しました。これにより、その後数日から数週間にわたって、多くの大型地上望遠鏡と宇宙望遠鏡で光源を追跡することができました。位置特定から数時間以内に、赤外線と可視光線のスペクトル全体で多くの追加観測が行われました。[28]その後数日間、光源が膨張して冷却するにつれて、光源の色が青から赤に変化しました。[26]
多数の可視光および赤外線スペクトルが観測された。初期のスペクトルはほとんど特徴がなかったが、数日後には光速の約10パーセントで放出された物質を示す幅広い特徴が出現した。AT 2017gfoが実際にGW170817の余波であるという強力な証拠が複数ある。色の進化とスペクトルは、既知のどの超新星とも劇的に異なっている。NGC 4993の距離は、GW信号から独立して推定されたものと一致している。GWの空の局在領域では、他の一時的な現象は発見されていない。最後に、さまざまなアーカイブ画像では、AT 2017gfoの位置には何も示されておらず、天の川銀河の前景変光星は除外されている。[27]
この源は、イベントの15.3時間後にスイフトガンマ線バーストミッションによって紫外線（X線ではない）で検出された。[4] [6]当初はX線と電波の検出が不十分だったが、9日後にチャンドラX線観測所を使用してX線で源が検出され[ 29] 、 16日後にニューメキシコ州のカール・G・ジャンスキー超大型干渉電波干渉計（VLA）を使用して電波で源が検出され[30]た。[8]電磁スペクトルをカバーする70以上の観測所が源を観測した。[8]
電波とX線の光は合体後150日でピークに達し、[33] [34]その後減少した。[35]天文学者はハッブル宇宙望遠鏡を使用してGW170817の光学残光を観測した。[36] [37] 2020年3月、合体から940日後にチャンドラ天文台によって5シグマでの継続的なX線放射が観測された。[38]
その他の検出器
アイスキューブとアンタレスニュートリノ観測所、ピエール・オージェ観測所による追跡調査では、発生源と一致するニュートリノは発見されなかった。[ 2 ] [1]ニュートリノが検出されなかった理由としては、この事象が大きなオフアクシス角度で観測され、流出ジェットが地球に向けられていなかったことが考えられる。[39] [40]
天体物理学的起源と成果
GW170817のような二重中性子星系の起源と性質（質量とスピン）は、複雑な連星相互作用の長い一連の結果である。[41]重力波信号は、それが2つの中性子星の衝突によって生成されたことを示している[9] [18] [20] [42]。その総質量は2.82+0.47
−0.09 太陽質量（M ☉）である。[2]ハッブル時間内に合体する連星中性子星で観測されるものと一致して、低スピンを仮定すると、総質量は2.74+0.04
−0.01 M ☉。重力波の総エネルギー出力は ≃63Foe。[43]
祖星の質量はより大きな不確実性を持つ。チャープ質量は直接観測可能なパラメータであり、おおよそ以前の質量の幾何平均に等しいとみなすことができるが、1.188+0.004
−0.002 M ☉。 [44]大きい方の祖先（ m 1）は、90％の確率で1.36～2.26 M ☉ で、小さい方（m 2）は90%の確率で0.86と1.36 M ☉。[44]低スピン仮定の下では、範囲は1.36～1.60 M ☉ （ m 1の場合）および半径12km以内では1.17 ～1.36M☉ / m2 [ 45 ] 。
中性子星の合体イベントは、球状に膨張するキロノバを引き起こすと考えられており、[46] [47]短いガンマ線バーストとそれに続く重いr過程原子核の放射性崩壊によって駆動されるより長い光学残光を特徴とする。したがって、GW170817は、中性子星の合体がr過程の実行可能な場所であり、鉄よりも重い元素の同位体の約半分の核合成が起こり得ることを確認した。[8]合計で地球の質量の16,000倍の重元素が生成されたと考えられており、金と白金の2つの元素だけで地球の約10倍の質量が含まれている。[48]
大量の放出物（その多くは形成された直後のブラックホールに飲み込まれたと思われる）が証拠となっていることから、最初は超大質量中性子星が形成されたと考えられていた。当初は、中性子星のスピンダウンによって放出が促進されているという証拠がなかったため（中性子星の寿命が長い場合に起こる）、数ミリ秒以内にブラックホールに崩壊したのではないかと考えられていた。[49]しかし、GW170817の信号尾のより詳細な分析により、後に、中間または残存超大質量マグネターの数秒間のスピンダウンと一致するさらなる特徴の証拠が見つかった。[50]そのエネルギーは、当時のLIGO探索アルゴリズムの推定感度を下回っていた。[51]これは、2023年に統計的に独立した分析方法によって確認され、GRB 170817Aの中心エンジンが明らかになった。[52] 2024年現在[アップデート]、最終的に安定した残骸の正確な性質は不明のままである。[50]
科学的重要性
この現象に対する科学的な関心は非常に大きく、発表当日には数十本の予備論文（および約100本の プレプリント[54] ）が発表され、その中にはサイエンス誌に8本のレター[8]、ネイチャー誌に6本のレター、このテーマを扱ったアストロフィジカルジャーナルレターの特別号に32本のレター[55]が含まれていた。関心と努力は世界規模で、マルチメッセンジャー観測を記述した論文[1]は、7大陸すべてと宇宙の70以上の観測所を使用して、900以上の機関の約4,000人の天文学者（世界の天文学コミュニティの約3分の1）によって共著されている。[7] [8]
これは中性子星の合体による最初の観測された現象ではないかもしれない。GRB 130603Bは、短時間のガンマ線バーストの追跡観測に基づいて示唆された最初のキロノバであった。[56]しかし、これはこれまでで最高の観測であり、連星の合体が短時間のガンマ線バーストの原因であるという仮説を確認するためのこれまでで最も強力な証拠となっている。[1] [2]
この出来事は、光速と重力の速度の差にも限界を与えた。最初の光子が重力波のピーク放出から0秒から10秒の間に放出されたと仮定すると、重力波と電磁波の速度の差v GW − v EM は光速の−3×10 −15倍から+7×10 −16倍に制限され、これは以前の推定値より約14桁改善される。[44] [57] [a]
さらに、GW170817は、等価原理（シャピロ遅延測定を通じて）とローレンツ不変性の調査を可能にしました。[2]ローレンツ不変性の可能性のある違反の限界（「重力セクター係数」の値）は、新しい観測によって最大10桁減少しました。[44]
この事象により、一般相対性理論に代わるいくつかの理論も排除された。[58]これには、スカラー-テンソル理論の変種、[59] [60] [61 ] [ 62 ] [63] [64] [ 65] [66]ホラヴァ-リフシッツ重力理論、[62] [67] [63]暗黒物質エミュレーター、[68]および双測度重力理論、[69]が含まれる。さらに、2018年7月に発表された分析では、GW170817を使用して、重力波が一般相対性理論で説明される3+1の曲がった時空を完全に伝播することが示され、より高次の非コンパクトな空間次元への「漏れ」を伴う仮説が排除された。[70]
GW170817のような重力波信号は、ハッブル定数の独立した測定を提供するための標準サイレンとして使用される可能性がある。[71] [72]観測から得られた定数の初期推定値は、70.0+12.0
−8.0 (km/s)/Mpcであり、現在の最良の推定値とほぼ一致している。[71]さらなる研究により、測定値は70.3+5.3
−5.0 (km/s)/Mpc. [73] [74] [75]この種の将来の事象の観測と合わせて、不確実性は5年以内に2％、10年以内に1％に達すると予想されます。[76] [77]
電磁気観測は、中性子星の合体が急速な中性子捕獲（r過程）元素合成に寄与するという理論[28]（以前は超新星爆発に関連すると考えられていた）を裏付けるのに役立ち、そのため金やプラチナを含む鉄よりも重いr過程元素[1]の主な発生源となっている。 [48]中性子星合体におけるr過程元素の最初の特定は、GW170817スペクトルの再解析中に得られた。[78]このスペクトルは、中性子星合体中のストロンチウム生成の直接的な証拠を提供した。これはまた、中性子星が中性子過剰物質でできていることの最も直接的な証拠を提供した。それ以来、イットリウム、[79] 、ランタン、セリウムを含むいくつかのr過程元素が噴出物で特定されている。[80]
2017年10月、スティーブン・ホーキングは最後の放送インタビューで、GW170817の全体的な科学的重要性について議論しました。[81] 2018年9月、天文学者は中性子星（NS）と白色矮星（WD）の合体の可能性に関する関連研究を報告しました。これにはNS-NS、NS-WD、WD-WDの合体が含まれます。[82]
参照
注記
- ^ 光速度と重力速度の差に関するこれまでの制約は約±20%であった。[57]
参考文献
- ^ abcdefghijklmn Abbott BP, et al. (LIGO, Virgo and other collaborations) (2017年10月). 「中性子連星合体のマルチメッセンジャー観測」(PDF) . The Astrophysical Journal . 848 (2): L12. arXiv : 1710.05833 . Bibcode :2017ApJ...848L..12A. doi : 10.3847/2041-8213/aa91c9 .
この数日間の光学スペクトルと近赤外線スペクトルは、この過渡現象が過去10年間の大規模な光学広視野調査で発見された他のどの現象とも異なるという説得力のある議論を提供した。
- ^ abcdefgh Abbott BP、Abbott R、Abbott TD、Acernese F、Ackley K、Adams C、他 ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (2017年10月). 「GW170817: 連星中性子星インスパイラルからの重力波の観測」. Physical Review Letters . 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode :2017PhRvL.119p1101A. doi : 10.1103/PhysRevLett.119.161101 . PMID 29099225.
- ^ Connaughton V (2016). 「連星ブラックホール合体の電磁的対応物に注目」。The Astrophysical Journal Letters (論説)。
後続の観測者は、重力放射が本当に連星ブラックホール合体によるものであれば、信号を検出することは期待せず、すぐに行動を起こした。[...] ほとんどの観測者と理論家は、連星系に少なくとも 1 つの中性子星が存在することが、連星系周縁ディスクまたは中性子星放出物の生成の前提条件であり、それがなければ電磁的対応物は期待できないことに同意した。
- ^ ab Landau E、Chou F、Washington D、Porter M (2017年10月16日)。「NASAのミッションが重力波イベントから最初の光を捉える」NASA 。 2017年10月16日閲覧。
- ^ abc Overbye D (2017年10月16日). 「LIGOが中性子星の激しい衝突を初めて検出」.ニューヨーク・タイムズ. 2017年10月16日閲覧。
- ^ abc Cho A (2017年12月). 「宇宙の収束」. Science . 358 (6370): 1520–1521. Bibcode :2017Sci...358.1520C. doi :10.1126/science.358.6370.1520. PMID 29269456.
- ^ abc Schilling G (2017年10月16日). 「天文学者、衝突する中性子星からの重力波を捉える」. Sky & Telescope .
衝突するブラックホールは光を発しないので、光学的な対応物は期待できない。
- ^ abcdefghi Cho A (2017年10月16日). 「中性子星の合体が重力波と天体の光のショーを生み出す」.サイエンス. doi :10.1126/science.aar2149.
- ^ abcd Castelvecchi D (2017年8月). 「新たな種類の重力波観測に関する噂が広がる」Nature News . doi :10.1038/nature.2017.22482.
- ^ 「2017年のブレークスルー」。サイエンス | AAAS。2017年12月22日。
- ^ abcd Krieger LM (2017年10月16日). 「宇宙に広がる明るい光、アインシュタインの正しさを証明 ― 激しい衝突が金や銀の源」The Mercury News . 2017年10月16日閲覧。
- ^ 「家族全員：重力波源の親族を発見 – 新たな観測結果から、銀、金、プラチナを生み出す巨大な宇宙爆発であるキロノバは、考えられていたよりも一般的である可能性が示唆される」メリーランド大学。2018年10月16日。 2018年10月17日閲覧– EurekAlert!経由。
- ^ Troja E、Ryan G、Piro L、van Eerten H、Cenko SB、Yoon Y、他 (2018 年 10 月)。「z = 0.1341 でのコンパクトな連星合体による明るい青いキロノバとオフ軸ジェット」。Nature Communications。9 ( 1 ) : 4089。arXiv : 1806.10624。Bibcode : 2018NatCo ... 9.4089T。doi : 10.1038/s41467-018-06558-7。PMC 6191439。PMID 30327476。
- ^ モホン L (2018 年 10 月 16 日). 「GRB 150101B: GW170817 の遠い親戚」。NASA 。2018 年10 月 17 日に取得。
- ^ Wall M (2018年10月17日). 「強力な宇宙閃光はおそらく新たな中性子星の合体」Space.com . 2018年10月17日閲覧。
- ^ Troja E, Castro-Tirado AJ, Becerra González J, Hu Y, Ryan GS, Cenko SB, et al. (2019). 「短い GRB 160821B の残光とキロノバ」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 489 (2): 2104. arXiv : 1905.01290 . Bibcode :2019MNRAS.489.2104T. doi : 10.1093/mnras/stz2255 . S2CID 145047934.
- ^ 「LIGOとVirgoが衝突する中性子星によって生成される重力波を初めて検出」MITニュース。2017年10月16日。 2017年10月23日閲覧。
- ^ ab McKinnon M (2017年8月23日). 「独占：新しい種類の重力波を検出した可能性がある」。ニューサイエンティスト。 2017年8月28日閲覧。
- ^ 「非常にエキサイティングな LIGO -Virgo 観測ランが 8 月 25 日に終了します」。LIGO。2017年 8 月 25 日。2017年8 月 29 日閲覧。
- ^ ab Drake N (2017年8月25日). 「奇妙な星が時空のしわを捉えた？事実を知る」ナショナルジオグラフィック。2017年8月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2017年8月27日閲覧。
- ^ 「フェルミGBM警報524666471に関連するGCN通知」。ガンマ線バースト座標ネットワーク。NASAゴダード宇宙飛行センター。2017年8月17日。 2017年10月19日閲覧。
- ^ abc 「LIGO トリガー G298048 に関連する GCN 回覧」。ガンマ線バースト座標ネットワーク。NASAゴダード宇宙飛行センター。2017 年 8 月 17 日。2017年10 月 19日閲覧。
- ^ abc Castelvecchi D (2017年10月). 「衝突する星々が宇宙の謎を解くための急速な動きを呼ぶ」. Nature . 550 (7676): 309–310. Bibcode :2017Natur.550..309C. doi : 10.1038/550309a . PMID 29052641.
- ^ Christopher B (2017年10月16日). 「GW170817—虹の終わりにある金の壺」 . 2017年10月19日閲覧。
- ^ Schilling GA (2018年1月). 「2つの巨大衝突とノーベル賞」. Sky & Telescope . 135 (1): 10.
- ^ abc Choi CQ (2017年10月16日). 「中性子星の衝突から検出された重力波：発見の解説」. Space.com . Purch Group . 2017年10月16日閲覧。
- ^ abc Ryan Foley と Enrico Ramirez-Ruiz (2017 年 10 月) GW170817/SSS17a: 1 メートル、2 つの半球 (1M2H)
- ^ abcd Drout MR、Piro AL、Shappee BJ 、Kilpatrick CD、Simon JD、Contreras C、他 (2017年12月)。「中性子星合体GW170817/SSS17aの光度曲線：r過程元素合成への影響」。Science。358 ( 6370 ) : 1570–1574。arXiv ：1710.05443。Bibcode：2017Sci ... 358.1570D。doi ：10.1126 /science.aaq0049。PMID 29038375。
- ^ トロヤ、E.ピロ、L. van Eerten, H. (2017 年 11 月)。 「重力波イベント GW170817 に対応する X 線」。自然。551 (7678): 71–74。arXiv : 1710.05433。Bibcode :2017Natur.551...71T。土井：10.1038/nature24290. ISSN 1476-4687。S2CID 205261229。
- ^ “Chandra :: Photo Album :: GW170817 :: October 16, 2017”. chandra.si.edu . 2019年8月16日閲覧。
- ^ 「チャンドラが重力波源からのX線を初めて検出：チャンドラの科学者エレオノーラ・ノラ・トロヤ氏へのインタビュー」chandra.si.edu 。 2019年8月16日閲覧。
- ^ Hallinan, G.; Corsi, A. (2017). 「中性子星合体の電波対応物」. Science . 358 (6370): 1579–1583. arXiv : 1710.05435 . Bibcode :2017Sci...358.1579H. doi :10.1126/science.aap9855. PMID 29038372. S2CID 3974441.
- ^ Mooley, KP; Nakar, E.; Hotokezaka, K.; Hallinan, G.; Corsi, A.; Frail, DA; Horesh, A.; Murphy, T.; Lenc, E.; Kaplan, DL; De, K.; Dobie, D.; Chandra, P.; Deller, A.; Gottlieb, O.; Kasliwal, MM; Kulkarni, SR; Myers, ST; Nissanke, S.; Piran, T.; Lynch, C.; Bhalerao, V.; Bourke, S.; Bannister, KW; Singer, LP (2017 年 12 月 20 日)。「中性子星合体イベント GW170817 における軽度相対論的広角アウトフロー」。Nature . 554 ( 7691): 207–210。arXiv : 1711.11573.doi : 10.1038 / nature25452.PMID29261643 .
- ^ ドビー、ドゥガル;カプラン、デビッド L.マーフィー、タラ。レンク、エミール。ムーリー、クナル P.リンチ、クリスティーン。コルシ、アレッサンドラ。虚弱体質、デイル。カスリワル、マンシ。グレッグ・ハリナン (2018)。 「GW170817の電波光度曲線の反転」。天体物理学ジャーナルレター。858 (2)：L15。arXiv : 1803.06853。Bibcode :2018ApJ...858L..15D。土井：10.3847/2041-8213/aac105。
- ^ Kaplan D, Murphy T (2018年4月30日). 「重力波を発生させた壮大な中性子星の合体からの信号は徐々に消えつつある」The Conversation . 2019年8月16日閲覧。
- ^ Morris A (2019年9月11日). 「ハッブル宇宙望遠鏡、初の中性子星衝突の最深部光学画像を撮影」ScienceDaily.com . 2019年9月11日閲覧。
- ^ ラム、GP;ライマン、法廷博士。レヴァン、AJ。タンヴィル、NR州;カンガス、T.アスファルト州フルヒター。ゴンペルツ、B.ヨース、J.マンデル、I.サウスカロライナ州オーツ。スティーグス、D. Wiersema、K. (2019 年 1 月 9 日)。 「合併後1年間のGW170817の光学的残光」。天体物理学ジャーナル。870 (2)：L15。arXiv : 1811.11491。ビブコード:2019ApJ...870L..15L。土井：10.3847/2041-8213/aaf96b。ISSN 2041-8213。
- ^ Troja E、Piro L、Ryan G、van Eerten H、Zhang B (2020 年 3 月 18 日)。 「ATel#13565 - GW170817: 合併後940日目にチャンドラで継続的なX線放射が検出されました。」天文学者の電報。2020 年3 月 19 日に取得。
- ^ Albert A、André M、Anghinolfi M、Ardid M、Aubert JJ、Aublin J、他 ( Antares Collaboration、IceCube Collaboration、Pierre Auger Collaboration、LIGO Scientific Collaboration、 & Virgo Collaboration ) (2017年10月). 「ANTARES、IceCube、および Pierre Auger Observatory による連星中性子星合体 GW170817 からの高エネルギーニュートリノの探索」. The Astrophysical Journal . 850 (2): L35. arXiv : 1710.05839 . Bibcode :2017ApJ...850L..35A. doi : 10.3847/2041-8213/aa9aed . S2CID 217180814.
- ^ Bravo S (2016年10月16日). 「連星中性子星の合体によるニュートリノ放出なし」. IceCube南極ニュートリノ観測所. 2017年10月20日閲覧。
- ^ Tauris TM、Kramer M、Freire PC、Wex N、Janka H、Langer N、他。 (2017 年 9 月 13 日)。 「二重中性子星系の形成」。天体物理学ジャーナル。846 (2): 170.arXiv : 1706.09438。Bibcode :2017ApJ...846..170T。土井: 10.3847/1538-4357/aa7e89。eISSN 1538-4357。S2CID 119471204。
- ^ Sokol J (2017年8月25日). 「2つの中性子星が衝突すると何が起こるのか？科学革命」Wired . 2017年8月27日閲覧。
- ^ 「GRB170817Aの中心エンジンとエネルギー予算の問題：マルチメッセンジャー分析におけるカーブラックホールと中性子星」。
- ^ abcd Abbott BP、Abbott R、Abbott TD、Acernese F、Ackley K、Adams C、他 (2017)。「連星中性子星の合体による重力波とガンマ線：GW170817とGRB 170817A」。The Astrophysical Journal Letters。848 (2 ) : L13。arXiv ： 1710.05834。Bibcode ：2017ApJ ... 848L..13A。doi ： 10.3847/2041-8213 / aa920c。
- ^ Abbott, BP; et al. (2018年10月15日). 「GW170817: 中性子星の半径と状態方程式の測定」. Physical Review Letters . 121 (16): 161101. arXiv : 1805.11581 . Bibcode :2018PhRvL.121p1101A. doi : 10.1103/PhysRevLett.121.161101 . PMID 30387654.
90%の信頼水準でR1=11.9+1.4−1.4 km、R2=11.9+1.4−1.4 kmと制約
- ^ アルバート、スネッペン;ワトソン、ダラック。バウズヴァイン、アンドレアス。ただ、オリバー。コタック、ルビーナ。ナカール、エフド。ポズナンスキー、ドヴィ。シム、スチュアート (2023 年 2 月)。 「キロノバAT2017gfo/GW170817の球面対称」。自然。614 (7948): 436–439。arXiv : 2302.06621。Bibcode :2023Natur.614..436S。土井：10.1038/s41586-022-05616-x。ISSN 1476-4687。PMID 36792736。S2CID 256846834 。
- ^ 「2つの中性子星が衝突すると何が起こるのか？「完璧な」爆発」 ワシントンポスト。ISSN 0190-8286 。 2023年2月18日閲覧。
- ^ ab Berger E (2017年10月16日). LIGO/Virgo記者会見。イベントは1時間48分に発生。 2017年10月29日閲覧。
- ^ Margalit B, Metzger BD (2017年11月21日). 「GW170817のマルチメッセンジャー観測による中性子星の最大質量の制約」.アストロフィジカルジャーナルレター. 850 (2): L19. arXiv : 1710.05938 . Bibcode :2017ApJ...850L..19M. doi : 10.3847/2041-8213/aa991c .
- ^ ab van Putten MH、Della Valle M (2019年1月)。「GW170817への拡張放射の観測的証拠」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters。482 ( 1 ): L46–L49。arXiv : 1806.02165。Bibcode :2019MNRAS.482L..46V。doi : 10.1093 /mnrasl/sly166。GRB170817Aの期間中、重力放射における拡張放射(EE)の検出の可能性について報告します。特徴的な時間スケール
τ
s
=を
持つ下降チャープです。
周波数一致によって結合された (H1,L1) スペクトログラムにエッジ検出を適用した後の因果関係のみに基づくと、ガウス等価信頼水準が 3.3 σ を超える、最大 700 Hz までの (H1,L1) スペクトログラムで 3.01 ± 0.2 秒。
- ^ LIGO科学コラボレーション、Virgoコラボレーション（2018年）。「連星中性子星合体GW170817の長寿命残骸からの重力波の探索」。天体物理学ジャーナル。875 （2）：160。arXiv ： 1810.02581。doi ： 10.3847 /1538-4357/ab0f3d。
- ^ van Putten, MHPM; Della Valle, M. (2023). 「GRB170817Aの中心エンジン：マルチメッセンジャー熱量測定とイベントタイミングに基づく中性子星とカーブラックホール」.天文学と天体物理学. 669 : A36. arXiv : 2212.03295 . Bibcode :2023A&A...669A..36V. doi : 10.1051/0004-6361/202142974 .
- ^ 「中性子星の衝突で生まれた重元素を初めて特定 - 花火に使用される元素である新生成ストロンチウムが、ESO望遠鏡による観測により宇宙で初めて検出されました」。www.eso.org 。 2019年10月27日閲覧。
- ^ 「ArXiv.org search for GW170817」 。 2017年10月18日閲覧。
- ^ Berger E (2017年10月16日). 「中性子星連星合体GW170817の電磁波対応物に注目」。The Astrophysical Journal Letters (Editorial). 848 (2).
天体物理学の新しい分野の誕生が単一のイベントに特定されることはまれです。この特集号は、重力波 (GW) と電磁放射 (EM) の初の共同検出と研究を記念する、中性子星連星合体GW170817というイベントを追っています。
- ^ DNews (2013年8月7日). 「キロノバ警報！ハッブルがガンマ線バーストの謎を解明」Seeker .
- ^ ab Schmidt F (2017年12月18日). 「視点：代替重力の抑制」.物理学. 10 :134. doi : 10.1103/physics.10.134 .
- ^ Kitching T (2017年12月13日). 「中性子星の衝突により、『ダークエネルギー』についての最良のアイデアのいくつかが消滅した経緯」The Conversation – phys.org経由。
- ^ Lombriser L, Taylor A (2015年9月28日). 「重力波による暗黒縮退の打破」. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2016 (3): 031. arXiv : 1509.08458 . Bibcode :2016JCAP...03..031L. doi :10.1088/1475-7516/2016/03/031. S2CID 73517974.
- ^ Lombriser L, Lima N (2017). 「重力波と大規模構造による修正重力の自己加速への挑戦」. Phys. Lett. B. 765 : 382–385. arXiv : 1602.07670 . Bibcode :2017PhLB..765..382L. doi :10.1016/j.physletb.2016.12.048. S2CID 118486016.
- ^ Bettoni D, Ezquiaga JM, Hinterbichler K, Zumalacárregui M (2017年4月14日). 「重力波の速度とスカラーテンソル重力の運命」. Physical Review D. 95 ( 8): 084029. arXiv : 1608.01982 . Bibcode :2017PhRvD..95h4029B. doi :10.1103/PhysRevD.95.084029. ISSN 2470-0010. S2CID 119186001.
- ^ ab Creminelli P, Vernizzi F (2017年12月). 「GW170817およびGRB170817A後のダークエネルギー」. Physical Review Letters . 119 (25): 251302. arXiv : 1710.05877 . Bibcode :2017PhRvL.119y1302C. doi :10.1103/PhysRevLett.119.251302. PMID 29303308. S2CID 206304918.
- ^ ab Ezquiaga JM、Zumalacárregui M (2017年12月)。「GW170817以降 のダークエネルギー：行き止まりと今後の道」。Physical Review Letters。119 ( 25 ): 251304。arXiv : 1710.05901。Bibcode : 2017PhRvL.119y1304E。doi : 10.1103 /PhysRevLett.119.251304。PMID 29303304。S2CID 38618360 。
- ^ 「アインシュタインの理論の謎を解く探求はもうすぐ終わるかもしれない」phys.org 2017年2月10日2017年10月29日閲覧。
- ^ 「理論上の戦い：ダークエネルギー対修正重力」Ars Technica 2017年2月25日2017年10月27日閲覧。
- ^ 「重力波」。サイエンスニュース。 2017年11月1日閲覧。
- ^ Sakstein J、Jain B (2017 年12月)。「中性子星合体GW170817の宇宙論的スカラーテンソル理論への影響」。Physical Review Letters。119 ( 25 ):251303。arXiv : 1710.05893。Bibcode : 2017PhRvL.119y1303S。doi : 10.1103 /PhysRevLett.119.251303。PMID 29303345。S2CID 39068360 。
- ^ Boran S, Desai S, Kahya E, Woodard R (2018). 「GW170817 は暗黒物質エミュレータを偽造する」. Phys. Rev. D . 97 (4): 041501. arXiv : 1710.06168 . Bibcode :2018PhRvD..97d1501B. doi :10.1103/PhysRevD.97.041501. S2CID 119468128.
- ^ Baker T, Bellini E, Ferreira PG, Lagos M, Noller J, Sawicki I (2017年12月). 「GW170817とGRB 170817Aによる宇宙重力に対する強い制約」. Physical Review Letters . 119 (25): 251301. arXiv : 1710.06394 . Bibcode :2017PhRvL.119y1301B. doi :10.1103/PhysRevLett.119.251301. PMID 29303333. S2CID 36160359.
- ^ Pardo, Kris; Fishbach, Maya; Holz , Daniel E.; Spergel, David N. (2018). 「GW170817 による時空次元数の制限」。Journal of Cosmology and Astroparticle Physics。2018 (7): 048. arXiv : 1801.08160。Bibcode : 2018JCAP ...07..048P. doi :10.1088/1475-7516/2018/07/048. S2CID 119197181.
- ^ ab Abbott BP, Abbott R, Abbott TD, Acernese F, Ackley K, Adams C, et al. (2017年11月). 「重力波標準サイレンによるハッブル定数の測定」. Nature . 551 (7678): 85–88. arXiv : 1710.05835 . Bibcode :2017Natur.551...85A. doi :10.1038/nature24471. PMID 29094696. S2CID 205261622.
- ^ Scharping N (2017年10月18日). 「重力波は宇宙の膨張速度を示す」.天文学. 2017年10月18日閲覧。
- ^ Hotokezaka K, Nakar E, Gottlieb O, Nissanke S, Masuda K, Hallinan G, et al. (2019年7月8日). 「GW170817のジェットの超光速運動からのハッブル定数測定」. Nature Astronomy . 3 (10): 940–944. arXiv : 1806.10596 . Bibcode :2019NatAs...3..940H. doi :10.1038/s41550-019-0820-1. S2CID 119547153. 2019年7月8日閲覧。
- ^ 「新しい方法により、宇宙の膨張を測定する難しさが解決されるかもしれない - 中性子星の合体が新しい「宇宙の定規」を提供できる可能性がある」。国立電波天文台。2019年7月8日。 2019年7月8日閲覧- EurekAlert!経由。
- ^ Finley D (2019年7月8日). 「新しい方法により、宇宙の膨張を測定する際の困難が解決される可能性」。国立電波天文台。2019年7月8日閲覧。
- ^ Lerner L (2018年10月22日). 「重力波はまもなく宇宙の膨張の尺度となる可能性がある」2018年10月22日閲覧– Phys.org経由。
- ^ Chen HY 、Fishbach M、Holz DE (2018年10月) 。「5年以内に標準サイレンから2パーセントのハッブル定数を測定」。Nature。562 ( 7728 ) : 545–547。arXiv : 1712.06531。Bibcode :2018Natur.562..545C。doi : 10.1038 / s41586-018-0606-0。PMID 30333628。S2CID 52987203 。
- ^ Watson D, Hansen CJ, Selsing J, Koch A, Malesani DB, Andersen AC, et al. (2019年10月). 「2つの中性子星の合体におけるストロンチウムの特定」. Nature . 574 (7779): 497–500. arXiv : 1910.10510 . Bibcode :2019Natur.574..497W. doi :10.1038/s41586-019-1676-3. PMID 31645733. S2CID 204837882.
- ^ Sneppen, Albert; Watson, Darach (2023年7月1日). 「AT2017gfoにおける760 nm P Cygni線の発見：キロノバ光球におけるイットリウムの特定」.天文学と天体物理学. 675 : A194. arXiv : 2306.14942 . Bibcode :2023A&A...675A.194S. doi :10.1051/0004-6361/202346421. ISSN 0004-6361.
- ^ 堂本、七恵;田中正臣；加藤大司；川口恭平；仏坂、健太。わなじょ、しんや（2022年10月26日）。 「キロノバエの近赤外スペクトルにおけるランタニドの特徴」。天体物理学ジャーナル。939 (1): 8.arXiv : 2206.04232。Bibcode :2022ApJ...939....8D。土井：10.3847/1538-4357/ac8c36。ISSN 0004-637X。
- ^ Ghosh P (2018年3月26日). 「スティーブン・ホーキングの最後のインタビュー：美しい宇宙」BBCニュース。 2018年3月26日閲覧。
- ^ ルエダ JA、ルフィニ R、ワン Y、アイムラトフ Y、デ アルメイダ UB、ビアンコ CL、他。 （2018年9月28日）。 「GRB 170817A-GW170817-AT 2017gfo と NS-NS、NS-WD、WD-WD の合併の観察」。宇宙論と天体粒子物理学のジャーナル。2018 (10): 006.arXiv : 1802.10027。Bibcode :2018JCAP...10..006R。土井：10.1088/1475-7516/2018/10/006。S2CID 119369873。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、 GW170817に関連するメディアがあります。
