В новой публикации LIGO Virgo KAGRA мы используем набор из 47 источников гравитационных волн из недавно опубликованного Каталога переходных процессов гравитационных волн GWTC-3 для измерения скорости локального расширения Вселенной. По их формам сигналов мы оцениваем расстояния до этих источников GWTC-3, которые представляют собой слияния двойных черных дыр, двойных нейтронных звезд и систем нейтронных звезд и черных дыр. Затем мы получаем информацию о красном смещении для этих двойных звезд из измеренного распределения их масс или из распределения красных смещений, нанесенного на карту каталогом галактик GLADE+ , и объединяем эти измерения, чтобы вывести новую и значительно улучшенную оценку постоянной Хаббла . С обещанием, что в ближайшие несколько лет будет обнаружено гораздо больше гравитационных волн (ГВ), наш новый метод ГВ для исследования космического расширения может вскоре пролить некоторый свет на нынешнее « напряжение Хаббла»: сильное и загадочное несоответствие между измерениями. постоянной Хаббла, полученной разными методами.
КОРОТКО О КОСМОЛОГИИ И ГРАВИТАЦИОННЫХ ВОЛНАХ
В 1920-х годах Жорж Лемэтр и Эдвин Хаббл сделали открытие, что наша Вселенная расширяется . Этот прорыв произвел революцию в нашем понимании космоса и лежит в основе Теории Большого Взрыва , одного из краеугольных камней современной космологии .
Локальная скорость расширения Вселенной измеряется постоянной Хаббла, обозначается символом H 0 и выражается в километрах в секунду на мегапарсек (Мпк). Однако даже спустя почти столетие значение постоянной Хаббла до сих пор точно не определено. Существуют явные несоответствия между «современными» измерениями (в основном в диапазоне от 65 до 80 км с -1 Мпк -1 ) с использованием разных методов. Например, мы можем косвенно вывести постоянную Хаббла из измерений первого света Вселенной, когда его возраст составлял около 380 000 лет, известного как космический микроволновый фон , или CMB, и этот подход дает значения, очень близкие к H 0 = 68. км с-1 Мпк -1 . В качестве альтернативы, мы можем определить постоянную Хаббла более непосредственно, изучая яркость сверхновых типа Ia и пульсирующих звезд, известных как переменные цефеиды , что дает значения, очень близкие к H 0 = 74 км с -1 Мпк -1 . Эти значения находятся в серьезном противоречии, учитывая их очень маленькую указанную погрешность, и расхождение слишком велико, чтобы быть просто сведенным к неизбежным случайным вариациям, которые мы ожидаем от различных измерений. Таким образом, это так называемое «напряжение Хаббла» стало серьезной проблемой для космологии.
Между тем, с 2015 года мы открыли совершенно новое окно для наблюдения за Вселенной, основанное не на электромагнитных волнах (т.е. свете, возникающем при смещении электрических зарядов), а на гравитационных волнах (возникающих при ускорении масс). Гравитационные волны — это «рябь» или возмущения в ткани пространства-времени. Их предсказал Альберт Эйнштейн в 1917 году, и их наблюдение является прекрасным подтверждением его общей теории относительности . Среди самых сильных известных источников гравитационных волн во Вселенной есть пары чрезвычайно плотных компактных объектов, известных как черные дыры или нейтронные звезды . Поскольку эти объекты вращаются вокруг друг друга, связанные гравитацией, они теряют энергию из-за излучения ГВ, и их орбита сжимается, пока они не сольются в единую черную дыру. Если мы наблюдаем излучение ГВ от слияния такой компактной двойной системы, анализ формы волны слияния и того, как она развивается, позволяет нам напрямую измерить расстояние до двойной системы . Это резко контрастирует со многими другими, более традиционными методами измерения космологических расстояний (включая упомянутые выше цефеиды и сверхновые типа Ia), которые основаны на нескольких этапах калибровки с помощью того, что астрономы называют лестницей космических расстояний .
Это прекрасное свойство быть самокалибрующимся индикатором расстояния, способным обходить ступени космической лестницы расстояния, вызвало большой интерес к этим компактным бинарным источникам ГВ, которые называются « стандартными сиренами ». Если прямое расстояние, измеренное до стандартной сирены, можно объединить с независимой информацией о скорости источника вдали от нас, которую мы можем вывести из красного смещения родительской галактики источника, мы сможем измерить постоянную Хаббла.
ПЕРЕХОД НА ТЕМНУЮ СТОРОНУ
При слиянии двойной нейтронной звезды с электромагнитным (например, оптическим) аналогом красное смещение родительской галактики легко измерить. Первая двойная нейтронная звезда, обнаруженная в GW, GW170817 , имела яркий электромагнитный аналог. Это привело к быстрой идентификации галактики ( NGC4993 ), в которой происходит слияние двойной нейтронной звезды, и ее красное смещение было объединено с прямым расстоянием GW, измеренным до GW170817, чтобы получить первое измерение постоянной Хаббла стандартной сиреной гравитационных волн.
К сожалению, большинство бинарных слияний, и в частности бинарных слияний черных дыр (BBH), не имеют связанных электромагнитных аналогов. Однако в отсутствие такого аналога, указывающего на родительскую галактику каждого источника напрямую, мы все же можем использовать наши наблюдения GW для получения информации о красном смещении источников.
Во-первых, мы можем использовать тот факт, что измеряемые нами массы ЧД в системе отсчета наших детекторов LIGO и Virgo смещены в красную сторону из-за космического расширения, т. е. массы ЧД кажутся больше, чем они есть на самом деле, точно так же, как свет от удаляющейся галактики аналогичным образом растягивается до более длинных (более красных) длин волн. Это означает, что измеряемое нами статистическое распределение масс ЧД, в принципе, также может давать информацию о статистическом распределении красных смещений нашей исходной популяции. Мы можем объединить эту информацию с их измеренными расстояниями, чтобы вывести постоянную Хаббла.
Во-вторых, мы можем использовать наблюдения GW, чтобы ограничить положение источника на небе — и таким образом сузить родительскую галактику до набора галактик-кандидатов в этом регионе. Объединение информации о красном смещении, измеренной непосредственно для всех этих возможных галактик-хозяев, позволяет нам вывести H 0 статистически, как это было впервые изложено в основополагающей статье 1986 года Бернарда Шутца.
Таким образом, наши наблюдения GW, даже без электромагнитных аналогов, могут служить «сиренами темного стандарта».
КАК ЭТО РАБОТАЕТ?
Чтобы понять более подробно, как мы можем использовать смещенные в красную сторону массы нашей популяции ЧД для измерения постоянной Хаббла, предположим, что массы черных дыр в нашей Вселенной следуют распределению с четким пиком из-за какого-то физического процесса, связанного с их образованием. (На самом деле существует некоторая поддержка существования именно такого пика, основанная на теоретическом предсказании, что остатки звездных черных дыр имеют максимально допустимую массу, поскольку более массивные звезды взорвутся с такой силой, что ничего не останется — явление, известное как сверхновая пара нестабильности ). Хотя мы можем измерить только массы с красным смещением каждой ЧД, тем не менее, мы можем ожидать, что наблюдаемое распределение этих смещенных в красную сторону масс также будет нести отпечаток этого пика, хотя и смещенного в красную сторону космическим расширением. Таким образом, наблюдаемый пик в распределении масс говорит нам о красных смещениях ЧДД, и мы можем объединить эту информацию с нашими измеренными расстояниями ЧДД, чтобы сделать вывод о скорости расширения Вселенной.
Наш второй статистический метод измерения H 0предполагает использование каталога галактик, известного как GLADE+, который систематически собирает информацию о красном смещении, яркости, цвете и других свойствах (в буквальном смысле!) миллионов галактик в нашем регионе Вселенной. Поскольку данные GW говорят нам о положении на небе и расстоянии до каждой стандартной сирены, мы можем сопоставить эту информацию с нашим каталогом GLADE+, чтобы определить возможные родительские галактики, в которых могла появиться сирена. На практике эта ассоциация выражается как вероятность, потому что наше определение местоположения сирены на небе обычно не очень точно, поэтому не идентифицирована только одна потенциальная галактика-хозяин. Вместо этого могут быть сотни или даже тысячи возможных носителей — каждый с разной вероятностью быть истинным. Связь также зависит от значения постоянной Хаббла, поскольку оно определяет связь между расстоянием и красным смещением. Мы также должны учитывать тот факт, что обзоры галактикнеполные – т.е. они не содержат каждую галактику в исследуемом объеме, поскольку, например, более далекие галактики, которые меньше или менее ярки, могут быть слишком слабыми, чтобы их можно было обнаружить. Тем не менее, путем тщательного усреднения красных смещений ее возможных галактик-хозяев мы можем охарактеризовать красное смещение каждой сирены и, таким образом, объединить эту информацию с GW-расстоянием сирены, чтобы снова измерить значение H 0 .
КАК МЫ СДЕЛАЛИ?
В нашей публикации представлены результаты нашего анализа с использованием двух подходов, описанных в предыдущем разделе: популяционного метода и метода каталога, примененных к событиям GW, которые мы выбрали из GWTC-3.
Для нашего популяционного метода, использующего распределение масс ЧД с красным смещением, это первый раз, когда анализ одновременно ограничивает как свойства популяции ЧД, так и космологические параметры, определяющие расширение Вселенной. На самом деле, наш анализ соответствовал не только постоянной Хаббла, но и безразмерным параметрам, которые определяют количество темной материи и темной энергии во Вселенной, внося свой вклад в то, что стало известно как «Стандартная модель» космологии — обычно называемая « Лямбда ЦДМ ».
Мы обнаружили, что данные GWTC-3 еще не накладывают никаких полезных ограничений на содержание темной материи и темной энергии во Вселенной. Это неудивительно, поскольку эти параметры должны стать более важными для ЧД, наблюдаемых на большем расстоянии (и на красном смещении), чем изученные нами источники GWTC-3. С другой стороны, наши результаты действительно предполагают, что будущие перспективы изучения темной материи и темной энергии из популяции ЧД обнадеживают, поскольку наши детекторы становятся более чувствительными, и мы наблюдаем более отдаленные сирены.
Однако результаты постоянной Хаббла, полученные в результате применения нашего популяционного метода, более информативны. Комбинированные ограничения, которые мы получили для H 0 и параметров нашей модели населения; этот рисунок показывает, что (по крайней мере, для этой конкретной модели населения) наши данные, по-видимому, благоприятствуют несколько более низким значениям постоянной Хаббла. Когда мы объединяем ограничения населения с измерением H 0 от GW170817 и его электромагнитного аналога , мы оцениваем значение H 0 = 68 +13 -7 км с -1 Мпк -1 , что представляет собой улучшение на 13% по сравнению с нашим ранее опубликованный результат с использованием черных дыр из нашего первого Каталога переходных процессов гравитационных волн, GWTC-1 . (Обратите внимание, что свойства наших оценок расстояния по GW делают неопределенность H 0 «однобокой».)
Результаты нашего второго метода с использованием каталога GLADE+ также обнадеживают. В этом случае нам сначала нужно принять нашу модель для свойств популяции BBH; мы принимаем параметры модели (которая включает степенной закон плюс пик Гаусса для описания распределения масс черных дыр), которые лучше всего соответствуют наблюдаемой популяции ЧД . Объединив информацию GLADE+ с этими фиксированными параметрами модели населения BBH, мы оцениваем значение H 0 = 68 +8 -6 км с -1 Мпк -1 , что представляет собой улучшение на 41% по сравнению с нашей соответствующей оценкой GWTC-1 . Мы видим, что наше значение постоянной Хаббла согласуется с оценками H 0 как по реликтовому излучению, так и по сверхновым типа 1а плюс цефеиды, хотя оно еще недостаточно точное, чтобы помочь устранить «напряжение Хаббла» между этими измерениями.
РЕЗЮМЕ И ПЕРСПЕКТИВЫ НА БУДУЩЕЕ
Хотя ограничения на постоянную Хаббла, полученные в нашей публикации, улучшают ранее опубликованные результаты, мы признаем, что они зависят от деталей того, как мы моделируем популяцию ЧДД. Почти для всех событий GWTC-3, которые мы проанализировали с использованием метода на основе каталога, на наши результаты сильно повлияли предположения, которые мы делаем в отношении этой модели населения. Единственное событие, где этого не произошло, — это GW190814 , локализация которого на небе была намного лучше, чем у других темных сирен, а это означает, что соответствие между объемом ее локализации и данными GLADE+ предоставило некоторую полезную информацию о постоянной Хаббла.
В ближайшие несколько лет детекторы LIGO и Virgo будут модернизированы для повышения их чувствительности, и сначала к ним присоединится KARGA (для нашего четвертого запуска наблюдений O4 , предварительно запланированного на конец 2022 года), а позднее в этом десятилетии —LIGO India . Ожидается, что эта усовершенствованная сеть детекторов даст гораздо большее количество четко локализованных ярких и темных сирен, поэтому мы можем ожидать, что наши ограничения на постоянную Хаббла с помощью метода каталога улучшатся, особенно если новые, более глубокие обзоры галактик, которые являются более полными вплоть до более высокого красного смещения, также включены в наш анализ.
Поскольку в ближайшие несколько лет ожидается значительно более высокий уровень обнаружения BBH, мы также можем ожидать улучшения результатов от будущего применения нашего популяционного метода. В течение нескольких лет мы можем рассчитывать на анализ, который одновременно ограничивает как свойства населения ЧД (принимая во внимание более общие модели населения, чем те, которые мы рассмотрели в этой публикации), так и параметры нашей космологической модели, включая не только постоянную Хаббла но также и влияние темной материи и темной энергии на космическое расширение. Будущие перспективы космологии GW со стандартными сиренами выглядят блестящими!
ГЛОССАРИЙ
- GLADE+ : новая расширенная компиляция каталогов галактик, содержащая данные примерно о 22 миллионах галактик, которые используются для получения информации о красном смещении потенциальных галактик-хозяев наших событий GW.
- Мегапарсек : единица расстояния, обычно используемая в космологии. Один мегапарсек равен одному миллиону парсеков, где парсек равен примерно трем с четвертью световым годам или 3,086 х 10 16 метров.
- Теория Большого взрыва : объяснение происхождения и эволюции наблюдаемой Вселенной, которое описывает, как Вселенная возникла около 14 миллиардов лет назад и расширилась из изначально очень горячего и плотного состояния. Теория Большого взрыва широко признана как объяснение многих наблюдаемых свойств Вселенной, включая обилие легчайших химических элементов и существование космического микроволнового фонового излучения .
- Космический микроволновый фон (CMB) : электромагнитное излучение, происходящее на ранней стадии эволюции Вселенной, когда ей было около 380 000 лет. Реликтовое излучение также известно как «реликтовое излучение», оставшееся от Большого взрыва.
- Сверхновая типа Ia : особый механизм взрыва белого карлика, аккрецирующий материал от звезды-компаньона красного гиганта, масса которой становится больше предела Чандрасекара, в 1,4 раза превышающего массу Солнца . Расстояния до сверхновых типа Ia могут быть надежно оценены, поскольку все они взрываются с очень похожей пиковой собственной яркостью или светимостью , что делает их полезными стандартными свечами.
>
- Цефеида : тип пульсирующей переменной звезды, которая подвергается периодическим изменениям радиуса и температуры, что приводит к регулярным периодическим изменениям их светимости. Измеряя период их пульсации, астрономы могут надежно оценить расстояние до переменных звезд цефеид.
- Лестница космических расстояний : комбинация методов, с помощью которых астрономы определяют расстояние до объектов во Вселенной. Расстояния до удаленных объектов, которые обычно основаны на эмпирических соотношениях между их свойствами, строятся на более прямых, геометрических измерениях расстояний до ближайших объектов — обычно в пределах галактики Млечный Путь.
- Черная дыра : область пространства-времени, созданная чрезвычайно компактной массой, где гравитация настолько сильна, что не позволяет чему-либо, включая свет, покинуть ее.
- Нейтронная звезда : Остаток процесса сверхновой, которому подверглась звезда с массой от 10 до 25 масс нашего Солнца. Типичные нейтронные звезды имеют массу около 1-2 солнечных масс и радиус 10-15 километров, являясь одними из самых компактных объектов, когда-либо обнаруженных.
- Сверхновая с парной нестабильностью (PISN) : тип взрыва сверхновой, который, по прогнозам, произойдет в звезде с массой более 130 масс Солнца. Образование электронно-позитронных пар в ядре вызывает резкое падение давления, поддерживающего звезду, что приводит к безудержному термоядерному взрыву, не оставляющему после себя звездного остатка.
- Красное смещение : Увеличение длины волны (звуковых, световых или гравитационных волн) из-за движения источника относительно наблюдателя. Из-за космологического расширения Вселенной такие объекты, как галактики, удаляются от нас, а свет и другое электромагнитное излучение, исходящее от них, имеет большую длину волны.
- Темная материя : таинственная форма материи, составляющая около 85% массы Вселенной. Он темный, потому что не излучает свет и не взаимодействует электромагнитным образом. Многие теории темной материи предсказывают, что это какой-то тип фундаментальной частицы, но также интересно рассмотреть возможность того, что самые темные известные нам объекты (черные дыры!) могут быть компонентом темной материи.
- Темная энергия : таинственный, неизвестный компонент содержания материи и энергии космоса, который доминирует в поведении Вселенной в ее самых больших масштабах и, как полагают, вызывает ускорение расширения Вселенной . Простейшая модель темной энергии — это так называемая космологическая постоянная, которая оказывает отрицательное давление, что приводит к ускоренному расширению.
- Апостериорное распределение вероятностей : график или график, показывающий, насколько вероятны различные значения данного физического свойства после анализа наших данных, оцененных с помощью процесса, известного как байесовский вывод.
