Гравитационные обсерватории смогут наблюдать слияния черных дыр
В феврале 2016 года ученые из лазерно-интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории (LIGO) подтвердили, что они впервые в истории обнаружили гравитационные волны (ГВ). Эти события происходят, когда массивные объекты, такие как нейтронные звезды и черные дыры, сливаются, посылая рябь в пространстве-времени, которую можно обнаружить за миллионы (и даже миллиарды) световых лет от нас. С момента первого события LIGO, передовая коллаборация VIRGO и детектор гравитационных волн Kamioka (KAGRA) подтвердили более 100 событий GW.
Более того, ученые нашли множество применений для ГВ-астрономии - от изучения недр сверхновых и нейтронных звезд до измерения скорости расширения Вселенной и изучения того, как она выглядела через минуту после Большого взрыва.
В недавнем исследовании, опубликованном на сервере препринтов arXiv и принятом к публикации в Monthly Notices Королевского астрономического общества, международная группа астрономов предложила другое применение слияний двойных черных дыр (BBH): использование самых ранних слияний во Вселенной для исследования первого поколения звезд (популяции III) в вселенная.
Смоделировав развитие событий, они определили, какие сигналы GW сможет наблюдать предполагаемый телескоп Эйнштейна (ET) в ближайшие годы.
Исследованием руководил Боюань Лю, научный сотрудник Центра астрономии Гейдельбергского университета (ZAH) и участник программы Excellence Cluster STRUCTURES.
К нему присоединились коллеги из ZAH и Института теоретической астрофизики Гейдельбергского университета, Кембриджского астрономического института, Института физики интеллекта, Института астрофизики Парижа, Центра астрофизических исследований Лиона, научного института Гран-Сассо (GSSI), Института космологии Кавли (Kavli Institute for Cosmology)., Институт теоретической физики имени Вайнберга и несколько университетов.
От космической тьмы к рассвету
Звезды ТРЕТЬЕЙ популяции образовались первыми во Вселенной примерно через 100-500 миллионов лет после Большого взрыва. В то время водород и гелий были самыми распространенными формами материи во Вселенной, что привело к образованию звезд, которые были очень массивными и практически не содержали металлов (низкая металличность).
Эти звезды также были недолговечными, просуществовав всего от 2 до 5 миллионов лет, прежде чем они исчерпали свое водородное топливо и превратились в сверхновые. В этот момент более тяжелые элементы, образовавшиеся в их ядрах (литий, углерод, кислород, железо и т.д.), рассеялись по всему космосу, что привело к образованию звезд II и I групп с более высоким содержанием металличности.
Астрономы и космологи называют этот период "Космическим рассветом", поскольку появление первых звезд и галактик положило конец предшествовавшим ему "космическим темным векам". Как Лю объяснил Universe Today по электронной почте, свойства звезд Pop III были обусловлены особыми условиями во Вселенной во время Космического рассвета, которые сильно отличались от современных условий. Это включает в себя наличие ореолов темной материи, которые, по мнению ученых, были жизненно важны для формирования первых галактик:
"Время формирования звезды Pop III отражает темпы формирования ранней структуры, которые могут рассказать нам о природе темной материи и гравитации. В стандартной космологической модели формирование космической структуры происходит снизу вверх, начиная с небольших гало, которые затем растут путем аккреции и слияния, превращаясь в более крупные гало.
"Ожидается, что звезды Pop III будут массивными (> 10 масс Солнца, достигая 1 миллиона масс Солнца, в то время как современные звезды имеют среднюю массу ~ 0,5 масс Солнца). Таким образом, многие из них взорвутся как сверхновые или превратятся в массивные черные дыры (ЧЧД), когда у них закончится топливо для ядерного синтеза".
Считается, что именно из этих черных дыр типа Pop III произошли первые сверхмассивные черные дыры (SMBH) во Вселенной. Как показали астрономы, небольшие скопления играют важную роль в эволюции галактик.
Помимо содействия образованию новых звезд и стимулирования формирования галактик в ранней Вселенной, они также ответственны за прекращение звездообразования в галактиках примерно через 2-4 миллиарда лет после Большого взрыва, в эпоху, известную как "Космический полдень". Рост этих черных дыр и ультрафиолетовое излучение, испускаемое звездами Pop III, привели к повторной ионизации нейтрального водорода и гелия, которыми была пропитана ранняя Вселенная.
Это привело к крупному фазовому переходу, который положил конец космическим Темным векам (примерно через 1 миллиард лет после Большого взрыва), позволив Вселенной стать "прозрачной", какой она является сегодня. Однако, как заявил Лю, как начался этот процесс, остается неясным:
"Вообще говоря, звезды Pop III знаменуют начало космической эволюции от беззвездного (скучного) состояния к современному состоянию с богатыми феноменами (реионизация, разнообразные популяции галактик с разной массой, морфологией и составом, а также квазары, питаемые аккрецирующими сверхмассивными BH). Чтобы понять эту сложную эволюцию, важно охарактеризовать ее начальную фазу, в которой доминировали звезды Pop III".
Исследование ранней Вселенной
Подтверждение существования гравитационных волн (ГВ) стало революционным для астрономов, и с тех пор было предложено множество применений. В частности, ученые стремятся изучить первичные ГВ, образовавшиеся в результате Большого взрыва, что станет возможным с помощью детекторов ГВ следующего поколения, таких как космическая антенна лазерного интерферометра (LISA). Как объяснил Лю, существующие детекторы GW в основном предназначены для изучения слияний двойных черных дыр (BBH). То же самое относится и к детекторам, которые, как ожидается, будут построены в ближайшем будущем. Сказал Лю:
"Излучение GW от двойной системы BH становится сильнее, когда они сближаются. Излучение GW уносит энергию и угловой момент из системы, так что со временем две системы BH будут сближаться и в конечном итоге сольются. Мы можем обнаружить сигнал GW только на заключительном этапе, когда они вот-вот сольются. Время, необходимое для достижения заключительного этапа, очень чувствительно к первоначальному разделению BHS. По сути, они должны начать сближаться (например, составлять менее ~ 10% расстояния между Землей и Солнцем для объектов с массой менее 10 масс Солнца), чтобы слиться в пределах текущего возраста Вселенной, который мы можем наблюдать."
Вопрос в том, как две черные дыры могут оказаться так близко друг к другу, что в конечном итоге сольются? В настоящее время астрономы полагаются на два эволюционных "канала" (набора физических процессов, работающих совместно) для моделирования этого процесса: эволюцию изолированных двойных звезд (IBSE) и динамическое упрочнение ядерных звездных скоплений (NSC-DH).
Как отметил Лю, результирующие слияния BBH имеют различные особенности в скорости слияния и свойствах, в зависимости от канала, по которому они проходят. Они содержат ценную информацию о лежащих в их основе физических процессах.
"Знание каналов эволюции необходимо для извлечения такой информации, чтобы в полной мере использовать GWs в качестве зонда для астрофизики и космологии", - добавил он.
Моделирование эволюции BBH
Чтобы определить, как черные дыры формируют двойные системы, которые в конечном итоге сливаются, команда объединила оба канала в единую теоретическую структуру, основанную на полуаналитической модели "Древние звезды и локальные объекты наблюдения", путем отслеживания гало (A-SLOTH). Эта модель является первым общедоступным кодом, который связывает формирование первых звезд и галактик с наблюдениями.
"В целом, A-SLOTH отслеживает тепловую и химическую эволюцию газа в процессе формирования, роста и слияния ореолов темной материи, включая звездообразование и воздействие звезд на газ (звездная обратная связь) на промежуточном уровне отдельных галактик/гало", - сказал Лю.
Они также использовали программу Stellar EVolution for N-body (SEVN), чтобы предсказать, как двойные звездные системы эволюционируют в BBH. Затем они смоделировали орбиту каждой BBH в соответствующих гало из темной материи и во время слияния гало, что позволило им предсказать, когда произойдет слияние некоторых BBH.
В других случаях BBH перемещаются к центру своих галактик и становятся частью ядерного звездного скопления (NSC), где они подвергаются разрушениям, выбросам и упрочнению в результате гравитационного рассеяния. Исходя из этого, они проследили эволюцию внутренних двойных орбит до момента слияния или распада.
Обсерватории нового поколения
Как объяснил Луи, их результаты имели важное теоретическое значение и значение для наблюдений:
"С теоретической точки зрения, моя работа показала, что изолированный канал эволюции двойной звезды доминирует при больших красных смещениях (менее 600 миллионов лет после Большого взрыва), а скорость слияния чувствительна к скорости образования и начальной статистике двойных звезд Pop III. На самом деле, большинство (> 84%) двойных ЧД, особенно самые массивные, изначально слишком велики, чтобы слиться в течение возраста Вселенной, если они эволюционируют изолированно.
Но значительная часть (~45-64%) из них может сливаться в результате динамического упрочнения, если они попадают в НСК. Эти прогнозы полезны для идентификации и интерпретации причин слияния в наблюдениях."
Что касается результатов наблюдений, то они обнаружили, что предсказанное обнаружение слияний BBH Pop III вряд ли будет заметно с помощью современных приборов, таких как LIGO, Advance Virgo и KAGRA, которые обычно наблюдают слияния BBH ближе к Земле.
"Хотя слияния Pop III потенциально могут быть причиной значительной части самых крупных слияний BH, обнаруженных на сегодняшний день (с BH более 50 масс Солнца)", - сказал Лю. "Трудно многое узнать о звездах и галактиках Pop III в ранней Вселенной из существующих данных, поскольку размер выборки обнаруженных массивных слияний слишком мал".
Однако детекторы следующего поколения, такие как телескоп Эйнштейна, будут более эффективны в обнаружении этих удаленных источников GWs. После завершения работы ET позволит астрономам исследовать Вселенную с помощью GWs вплоть до космических темных веков, предоставляя информацию о самых ранних слияниях BBH, звездах Pop III и первых SMBH.
"Моя модель предсказывает, что телескоп Эйнштейна может обнаруживать до 1400 слияний Pop III в год, предлагая нам гораздо лучшую статистику для определения соответствующих физических параметров", - сказал Лю.
