Observatorija za težnostne valove LIGO ter VIRGO sta videla, kako sta se v 130 milijonov svetlobnih let oddaljeni galaksiji združili dve nevtronski zvezdi. Zaznala sta ju prek težnostnega valovanja, torej motenj v času-prostoru, odru, v katerega je postavljen obstoj. Dogodek je s krajšim zamikom opazovalo še 70 elektromagnetnih in delčnih opazovalnic na kopnem in v vesolju. Gre za pravo rojstvo večglasniške astronomije, eno večjih znanstvenih prelomnic, je za MMC povedala astrofizičarka v Centru za astrofiziko in kozmologijo na Univerzi v Novi Gorici Andreja Gomboc, ki je tudi sama sodelovala. O odkritju je samo tokrat objavljenih 50 znanstvenih člankov, od tega dobrih deset v Nature, Science in Nature Astronomy, v prihodnosti pa še dodatni.

Novo okno v vesolje
Pomembno je že samo opazovanje težnostnih valov. To okno v vesolje je za človeštvo na voljo šele zadnji dve leti; kar so jih - po stoletnem iskanju - naposled prvič zaznali, vodilni v projektu LIGO pa so za to letos dobili Nobelovo nagrado. Tako lahko vesolje gledamo na še en široko uporaben način, ne le s svetlobo. (Informacije o oddaljenem prinašajo še kozmični delci in nevtrini, a premalo za učinkovito, obče gledanje.) Doslej je observatorij Ligo s pomočjo težnostnih valov uspel zaznati štiri dogodke, s čimer je potrdil uporabnost koncepta (zaznave po vrsti: 1, 2, 3, 4). Vse štiri pa so bile zlitja črnih lukenj, tako gostih, kompaktnih nebesnih teles, da jim še svetloba ne uide in so zato nevidna ... a ne v težnostnih valovih.

Prvič opazovali zlitje nevtronskih zvezd
Najnovejše odkritje pa se nanaša na druga najgostejša telesa vesolja. To so nevtronske zvezde, dober ducat kilometrov velike krogle, tako goste, da je človeškemu umu težko predstavljivo. Vseeno pa ubežna hitrost z njihovega površja ne presega svetlobne, zato so še vedno vidna tudi s pomočjo fotonov. A navkljub nazivu 'zvezda' načeloma niso posebno svetle in znanih jih je zelo malo. Medtem ko so astronomi katalogizirali milijarde "pravih" zvezd, vemo zgolj za okoli 2.500 nevtronskih. Še veliko manj je znanih parov nevtronskih zvezd - in prav nikoli še nismo neposredno videli združitve dveh nevtronskih zvezd.

Do 17. avgusta letos. Takrat sta observatorija LIGO, vsak na svoji obali ZDA s 3.000 kilometri medsebojne razdalje, zaznala krčenje ter širjenje časa in prostora. Napravi sta v bistvu dve laserski "ravnili", ki ves čas merita, ali tam štirje kilometri merijo točno toliko. Sposobna sta zaznati spremembe v velikosti desettisočinke protona. Isto je storil Virgo v Italiji, le da je slednji (za zdaj) nekoliko manj zmogljiv in meri tri kilometre. Signal so poimenovali GW170817.

Skozi valove so ugotovili, da je do združitve para nevtronskih zvezd prišlo 130 milijonov svetlobnih let stran. Izmerili so, da se je združevanje začelo pri medsebojni oddaljenosti 300 kilometrov, da sta se zvezdi se obkrožili okoli 1.500-krat, dogajanje pa je trajalo okoli 100 sekund. To je sicer precej več kot pri črnih luknjah, ki so divji ples opravile v drobcu sekunde. To pa zato, ker so črne luknje masivnejše, bolj medsebojno privlačne.

Video: Ponazoritev signala in tudi prejšnjih

Ligo in Virgo sta tudi približno določila izvorno zaplato neba.

Kaj je nastalo
Kolikšni sta bili njuni masi in ali sta se združili v črno luknjo? Prva je imela 1,6 mase Sonca, druga pa 1,1 mase Sonca, so predstavniki Liga pojasnili na tiskovni konferenci. Ker to skupno znaša za dobri dve in pol masi Sonca, verjetno ni nastala nova črna luknja. Najmanj masivna do zdaj znana črna luknja namreč vsebuje za slabe štiri mase Sonca. A na Ligovi tiskovni konferenci in v sporočilu za javnost se do tega vprašanja niso opredelili. Kot je dejal David Shoemaker z Liga, enostavno ne vedo, kaj je nastalo.
"Za zdaj ne vemo, ali je nastala črna luknja. Imamo dve možnosti. Prva je, da nimata dovolj mase, zato je iz dveh nevtronskih zvezd pač nastala ena. Lahko imamo tudi prehodno obdobje, kjer je mase dovolj, a je gravitaciji še ni uspelo stisniti v črno luknjo zaradi hitrega vrtenja. V tem primeru se telo na neki točki upočasni dovolj, da se spremeni v črno luknjo. Druga možnost pa je, da imata skupaj dovolj mase, da je že takoj nastala črna luknja," pa je pojasnila Andreja Gomboc.
V prejšnjih primerih združitev črnih lukenj sta se telesi navadno ponašali z okoli 30 masami Sonca vsaka, pri združitvi pa se je v obliki gravitacijskih valov porabilo za kar nekaj mas Sonca.

Video: Dogajanje v gostoti mase in grav. valovih

Svetlobna opazovanja
Vsekakor je skorajda hkrati signal zaznal tudi Nasin teleskop Fermi, je pojasnila Gombočeva. Fermi se ukvarja s sevanjem gama, torej s svetlobo pri zelo visokih energijah. Tako so prvič doslej pri združitvah dveh kompaktnih objektov, ki so jih videli s pomočjo gravitacijskih valov, (črnih lukenj ali nevtronskih zvezd) zaznali tudi svetlobni zasij; v sevanju gama je trajal dve sekundi.

Dogodek je sprožil izjemno zanimanje po znanstveni skupnosti vsega sveta. Prišlo je do široke organizacije, tekmovanja in tudi sodelovanja; saj je 70 observatorijev, od elektromagnetnih do detektorjev delcev, nemudoma pustilo vse, kar je delalo tedaj, in začelo opazovati ta pojav, med drugim sedem vesoljskih, med njimi tudi slavni Hubble. Slabih 11 ur zatem je eden izmed številnih teleskopov v Čilu (Swope) našel tarčo: piko na robu galaksije NGC 4993, ki je poprej ni bilo. Oddaljena je ravno 130 milijonov svetlobnih let, kar je potrdilo težnostne izračune.
Na Fermiju so potrdili, da težnostni valovi potujejo s svetlobno hitrostjo, je predstavnica teleskopa povedala na tiskovni konferenci.

Svetloba po celotnem spektru je poskrbela še za nekaj informacij, ki so jih astrofiziki že dolgo iskali. Za začetek so dobili dokaze v korist teorije kilonove oz. makronove. Teorija pravi, da pri združitvi dveh nevtronskih zvezd (ali nevtronke in črne luknje) nastajajo težki elementi, ki so bogati z nevtroni. Ti elementi nato radioaktivno razpadajo, pri tem ogrevajo snov, ki je v okolici, ta pa sveti pretežno v infrardeči svetlobi.
Kilonova je torej vidna posledica tovrstnih združitev. Prvič so jih napovedali pred 30 leti in do zdaj ni bilo neposrednih dokazov zanje.
Dobili so tudi neposredni dokaz, da se v teh trčenjih proizvajajo elementi, kot so platina, zlato in uran.

Sevanje gama
Andreja Gomboc je strokovnjakinja za izbruhe sevanja gama, ki je na tem področju objavljala tudi v prestižni reviji Nature, zato je bil dogodek kot nalašč za proučevanje. Sodelovala je v okviru raziskovalne skupine, ki je dogodek opazovala prek ESO-jevega Zelo velikega teleskopa (VLT).

Teorija o izbruhih sevanja gama pravi, da obstajajo dolgi in kratki. O dolgih, ki trajajo več kot dve sekundi, vedo veliko, med drugim zato, ker jih je lažje opazovati. Nastanejo ob "smrtih" zelo masivnih zvezd. Ko te "pokurijo" večino goriva, se sredice začnejo sesedati same vase, pri čemer se sredica zdruzne v bolj kompaktno telo, zunanje plasti odpihne ven (kar poskrbi za očem prijetne prizore), na obeh polih pa pride do najsilnejše eksplozije vesolja, izbruha sevanja gama. Dva ozka curka posvetita daleč navzven.
Tokrat so imeli izjemno srečo, da so poleg prvega neposrednega odkrivanja združitve nevtronskih zvezd v težnostnih valovih zaznali tudi izbruh sevanja gama. Ta je za zlitjem zaostajal za 1,7 sekunde in podal potrditev teoriji o kratkih izbruhih gama, ki pravi, da ti nastajajo prav pri združitvi dveh masivnih objektov. Doslej neposrednega dokaza niso imeli.

Polarizacija svetlobe in kilonove
V skupini, v kateri sodeluje Andreja Gomboc, so tudi izmerili polarizacijo svetlobe, ki je od izvora prihajala še dneve. Polarizacija pove, v kolikšnem deležu svetlobe električno polje niha v neki določeni ravnini in nam govori o urejenosti magnetnega polja v delu vesolja, kjer je svetloba nastala. Pri tokratnem dogodku je bila polarizacija zgolj 0,5-odstotna, kar pomeni, da je urejenega magnetnega polja ni bilo, je pa v skladu z modelom kilonove. Objava je v Nature Astronomy.

Nadalje so ugotovili, da je izvor sprva večinoma žarel v modri komponenti svetlobe, ki je kmalu potemnela. Obenem je rdeča komponenta svetlobe začela pridobivati sij. To je konsistentno s prej omenjeno teorijo kilonove, saj radioaktivni razpadi elementov, ki nastanejo v jedrskih reakcijah ob zlitju nevtronskih zvezd, ogrevajo okolico, ta pa žari v infrardeči svetlobi.

Kaj sploh so gravitacijski valovi
Obstoj je postavljen v "tkanino" prostor-čas. To tkanino ukrivlja masa. Če masa pospešuje, ukrivljenost prostora-časa ni več statična, temveč pospešek skoznjo pošlje valovanje. Ti valovi so pretanjeni in izjemno veliko mase jih mora povzročiti, da jih sploh lahko zaznamo.

To se navadno zgodi v binarnih sistemih, ko dve telesi krožita v paru okoli skupnega težnostnega središča, denimo dvojne črne luknje, binarne zvezde, lahko pa tudi nekatere nevtronske zvezde. Če dve črni luknji krožita okoli skupnega težišča, je to pospešeno gibanje in razpošlje motnje v prostoru-času daleč naokoli. Zaradi težnostnega valovanja sistem izgublja energijo, zaradi česar se telesi vedno bolj približujeta, dokler se slej ali prej ne zlijeta. Težnostno valovanje je povezano tudi z visokoenergijskimi dogodki, kot so eksplozije zvezd (supernove) - ali celo sam veliki pok.

Gravitacijski valovi, ki pri tem nastanejo, so kljub nepredstavljivo visokim oddanim energijam zelo, zelo šibki in majhni. Le kot primer: prostor med dva milijona kilometrov oddaljenima objektoma se skrči za milijoninko milijoninke metra. Tudi zato so jih desetletja neuspešno poskušali zaznati s površja Zemlje, saj je tudi planet sam moteč dejavnik.
Kaj so nevtronske zvezde
Zvezde v svoji aktivni eri v nedrjih pod silnim pritiskom in temperaturo zlivajo lažje atome v težje, denimo vodik v helij, in če so masivnejše, tudi kaj težjega po periodnem sistemu. Pri tem se sprošča ogromno energije, ki med drugim greje nas na Zemlji. Energija sili navzven iz zvezde in preprečuje, da bi se pod lastno težnostjo sesedla. Ko pa "goriva" začne zmanjkovati, težnost zmaga. Zvezda eksplodira kot supernova. Zunanje plasti odnese daleč stran, jedro zvezde pa se sesede in skrči.

Sesedanje je izjemno silno - tako močno, da "lomi" atome. Ti so sestavljeni iz treh gradnikov: protonov in nevtronov v jedru ter elektronov, ki krožijo nekje okoli. Skupaj jih držijo sile, ki so po svoji naravi neprimerljivo močnejše od gravitacije. Toda pri sesedanju jedra zvezde postane masa tako gosta, da začne težnost prevladovati tudi nad njimi. Z atomov "oddrobi" elektrone, ti pa podivjano švigajo naokoli, se zaletavajo v protone in jih s tem spreminjajo v nevtrone. Jedro hitro postane dokaj (a ne popolnoma) homogena gmota nevtronov, ki se gnetejo na dober ducat kilometrov široki krogli. Takšni torej, ki bi lepo prekrila ljubljansko občino ali pa newyorški Manhattan.

Tako nastane nevtronska zvezda, pravzaprav velika gmota zgoščenih atomskih jeder in prizorišče skrajnosti. V slabih dvajsetih kilometrih je zgoščene snovi za nekaj Sonc in ena sama žlica te zvezde bi bila primerljiva z maso skorajda tisoč egipčanskih piramid. Težnost na njej bi bila takšna, da če bi človeško telo "spustili" z enega metra od njenega površja, bi vanj treščilo s hitrostjo nekaj milijonov kilometrov na uro. Mesto trka pa ne bi bilo videti kot tipično prizorišče zločina s krvavimi madeži in kostmi, saj bi sila ob dotiku, kot rečeno, raztreščila še atome in meso hitro homogenizirala s preostalo snovjo. Težnost je tolikšna, da skoraj popolnoma zgladi površino zvezde; največje "gore" so kvečjemu lahko visoke kak milimeter.

Video 1: Posnetek LIGO-ve medijske konference (le v angleščini)


Video 2: Poslednji ples dveh nevtronk

Video 3: Računalniška ponazoritev združitve dveh nevtronk, ki se konča s kilonovo

Video 4: Navidezno potovanje do kilonove