Eftergløden fra FRB 150418 var en aktiv galaksekerne

Den hurtige radioimpuls FRB 150418 er sandsynligvis slet ikke på en kosmologisk afstand. Williams & Berger argumenterer for, at radioeftergløden, som blev brugt til at lokalisere FRB 150418 i en galakse, i virkeligheden stammer fra en aktiv galaksekerne (AGN), dvs et supermassivt sort hul i galaksens centrum. Vi kender derfor ikke afstanden til en eneste hurtig radioimpuls (FRB). Der er kommet en pressemeddelelse fra Center for Astrophysics om dette emne:

Fast Radio Burst “Afterglow” Was Actually a Flickering Black Hole

Last February a team of astronomers reported detecting an afterglow from a mysterious event called a fast radio burst, which would pinpoint the precise position of the burst’s origin, a longstanding goal in studies of these mysterious events. These findings were quickly called into question by follow-up observations. New research by Harvard astronomers Peter Williams and Edo Berger shows that the radio emission believed to be an afterglow actually originated from a distant galaxy’s core and was unassociated with the fast radio burst.

In late February and March of this year, Williams and Berger investigated the supposed host galaxy in detail using the NSF's Jansky Very Large Array network of radio telescopes. The fantastic sensitivity of the VLA allowed the researchers to monitor the radio galaxy at the necessary cadence without having to disrupt the observatory's regular schedule of operations.
In late February and March of this year, Williams and Berger investigated the supposed host galaxy in detail using the NSF’s Jansky Very Large Array network of radio telescopes. The fantastic sensitivity of the VLA allowed the researchers to monitor the radio galaxy at the necessary cadence without having to disrupt the observatory’s regular schedule of operations.

Cosmological Origin for FRB 150418? Not So Fast

Keane et al. (2016) have recently claimed to have obtained the first precise localization for a Fast Radio Burst thanks to the identification of a contemporaneous fading slow (~week-timescale) radio transient. We show that the quiescent radio luminosity of the proposed host galaxy points to the presence of an AGN, and therefore that the claimed transient may instead represent common AGN variability. We further show that the expected number of variable (rather than transient) sources in the Parkes localization region of FRB 150418 is order unity. Finally we show that the properties of the radio counterpart are incompatible with a synchrotron-emitting blastwave. Taken together, these results indicate that the claimed radio source is unlikely to be associated with FRB 150418, and hence that a precise localization and redshift determination cannot be justified.

 

Kan man overhovedet detektere nanohertz gravitationsbølger?

Parkes-teleskopets 11-årige observationer af en enkelt pulsar (neutronstjerne) med en usædvanligt stabil rotationsperiode har vist, at gravitationsbølger udsendt af supermassive binære sorte huller med omløbsperioder omkring frekvensen f=0.1 år⁻¹ har en amplitude betydeligt under den beregnede værdi. Hvad er den halve storakse a for et sådant par sorte huller?  Keplers 3. lov antager formen a³f²=M1+M2, hvor a er i astronomiske enheder (AU), f er i år⁻¹ og masserne i solmasser. Hvis jeg sætter summen af masserne til 10⁷ og 10¹⁰ solmasser, får jeg a=10³ AU og a=10⁴ AU. Den første værdi svarer til en galakse som Mælkevejen. Den anden værdi til en kæmpe elliptisk galakse.

Beregningerne af amplituden for den stokastiske (tilfældige) gravitationsbølgebaggrund antager, at de 2 sorte huller i de sammensmeltede galakser altid finder sammen for at danne et par med omløbsperiode omkring 10 år, samt at længden af deres ophold i frekvensvinduet omkring f=0.1 år⁻¹ alene er bestemt af energitabet som følge af de udsendte gravitationsbølger. Der kan eventuelt være et energitab til stjerner og gas i nærheden. Det ekstra tab vil forkorte opholdet i frekvensvinduet. Begge effekter vil reducere gravitationsbølgebaggrundens amplitude.

En artikel fra november (Are we there yet?) stillede det naturlige spørgsmål: Vil nanohertz gravitationsbølger blive detekteret i den nærmeste fremtid? Forfatterne finder, at et array med de få mest præcise pulsarer kun har ringe mulighed for en detektion i de næste 20 år, hvorimod et stort array af pulsarer er helt afgørende for en detektion, da de kvadrupolære rumlige correlationer induceret af gravitationsbølgerne kun kan samples vel ved måling af mange pulsarpar. Programmer, som måler et stort og voksende antal pulsarer, har 80% sandsynlighed for detektion af gravitationsbølger inden for de næste 10 år. Selv i det ekstreme tilfælde, hvor 90% af de binære sorte huller stopper før sammensmeltning, er detektionen kun forsinket med nogle få år.

Are we there yet?

Decade-long timing observations of arrays of millisecond pulsars have placed highly constraining upper limits on the amplitude of the nanohertz gravitational-wave stochastic signal from the mergers of supermassive black-hole binaries (10⁻¹⁵ strain at f=1/yr). These limits suggest that binary merger rates have been overestimated, or that environmental influences from nuclear gas or stars accelerate orbital decay, reducing the gravitational-wave signal at the lowest, most sensitive frequencies. This prompts the question whether nanohertz gravitational waves are likely to be detected in the near future. In this letter, we answer this question quantitatively using simple statistical estimates, deriving the range of true signal amplitudes that are compatible with current upper limits, and computing expected detection probabilities as a function of observation time. We conclude that small arrays consisting of the pulsars with the least timing noise, which yield the tightest upper limits, have discouraging prospects of making a detection in the next two decades. By contrast, we find large arrays are crucial to detection because the quadrupolar spatial correlations induced by gravitational waves can be well sampled by many pulsar pairs. Indeed, timing programs which monitor a large and expanding set of pulsars have an 80% probability of detecting gravitational waves within the next ten years, under assumptions on merger rates and environmental influences ranging from optimistic to conservative. Even in the extreme case where 90% of binaries stall before merger and environmental coupling effects diminish low-frequency gravitational-wave power, detection is delayed by at most a few years.

 

Hvor er gravitationsbølgerne fra supermassive sorte huller?

Som en del af Parkes Pulsar Timing Array har australske astronomer i 11 år observeret pulsaren J1909-3744  med the CSIRO’s Parkes Radio Telescope. I denne periode har neutronstjernen udført ikke mindre end 115836854515 rotationer. De har bestemt rotationsperioden med 15 decimalers nøjagtighed. Den er en af Universets mest nøjagtige ure. Gravitationsbølger fra alle Universets binære sorte huller burde have ødelagt så nøjagtige ankomsttider, men det gjorde de ikke.

Gravitational waves from binary supermassive black holes missing in pulsar observations

We used the Parkes Telescope to closely monitor a pulsar for signs of passing gravitational waves
Parkes Teleskopet anvendes til at følge en pulsar for tegn på en passerende gravitationsbølge.

Mælkevejens centrum rummer et sort hul med en masse på 4 millioner solmasser. Mere massive galakser indeholder et sort hul på op mod 17 milliarder solmasser. Vi har gode grunde til at tro, at de fleste, hvis ikke alle, galakser rummer supermassive sorte huller i deres centre. Vi ved også, at galakser overalt i Universet vokser ved sammenstød med hinanden.

Efter sammensmeltning af to galakser vil de 2 sorte huller synke mod centret af den resulterende galakse, idet de danner et binært massivt sort hul. På et vist tidspunkt vil den videre udvikling blive domineret af energitab som følge af udsendelsen af gravitationsbølger.

Sammensmeltende galakser observeret med HST.
Sammenstød mellem galakser observeret med HST.

To sorte huller i kredsløb omkring hinanden udsender gravitationsbølger, som fjerner energi fra systemet. Dette får de to sorte huller til at nærme sig hinanden. Summen af alle binære supermassive sorte huller i Universet burde producere en baggrund af gravitationsbølger. Det var denne baggrund, som man forventede ville ødelægge de præcise ankomsttider for pulsaren J1909-3744.

Hvorfor har man ikke målt den forventede baggrund af gravitationsbølger? Dette er uklart på nuværende tidspunkt. Man kan kun slutte, at de anvendte modeller til beregning af baggrunden er forkerte. Måske dannes de fleste supermassive sorte huller ved et direkte kollaps af et massivt objekt til et sort hul.

Where are the missing gravitational waves?

Følsomheden af forskellige detektionsmetoder
                           Følsomheden af forskellige metoder til detektion af gravitationsbølger.

 

Er FRB150418 en søster til GW150914?

Hurtige radioimpulser, Fast Radio Bursts (FRBs), er radioimpulskilder med et unormalt højt dispersionsmål (DM) i forhold til pulsarer lokaliseret i Mælkevejen. Dispersion hentyder til, at udbredelseshastigheden for en radioimpuls i en gas med frie elektroner afhænger af frekvensen. Det omtalte DM er et mål for søjletætheden af frie elektroner i synsliniens retning. Deres fysiske oprindelse har hidtil været totalt ukendt, indtil en radioefterglød, som varede omkring 6 dage, blev opdaget for FRB150418. Denne ret klare efterglød medførte, at man kunne lokalisere FRB150418 til en elliptisk galakse med rødforskydningen z = 0.49. Dette resultat udelukker de fleste FRB-modeller og antyder en af 2 mulige modeller:

  1. En sammensmeltning af et binært neutronstjernesystem til en “overmassiv” neutronstjerne, som nogle sekunder sener kollapser til et sort hul.
  2. En sammensmeltning af et kompakt binært system (sort hul-sort hul, neutronstjerne-neutronstjerne, neutronstjerne-sort hul) til et sort hul.

Den hurtige radioimpuls produceres i begge tilfælde som følge af magnetosfærisk aktivitet lige før sammensmeltningen. Gravitationsbølgebegivenheden GW150914 ville i det andet tilfælde være en søster til FRB150418.

On the afterglow and progenitor of FRB 150418

“A radio afterglow was recently detected following FRB 150418, leading to the identification of an elliptical host galaxy at z=0.492±0.008 and the cosmological origin of at least some FRBs. We model the afterglow and constrain the isotropic energy of the explosion to be a few 10⁵⁰ erg, comparable to that of a short duration GRB. The outflow may have a jet opening angle of 0.22 rad, so that the beaming-corrected energy is below 10⁴⁹ erg. The results rule out most FRB progenitor models, but point towards either of the following two scenarios. The first scenario invokes a merger of an NS-NS binary, which produced a faint short GRB and a supra-massive neutron star, which subsequently collapsed into a black hole, probably 100s of seconds after the short GRB. The second scenario invokes the merger of a compact star binary (BH-BH, NS-NS, or BH-NS) with at least one member in the binary charged. The magnetospheric activity just before the merger made the FRB, and subsequently an undetected short GRB. The gravitational wave (GW) event GW150914 would be a sister of FRB 150418 in this second scenario. In both cases, one expects an exciting prospect of a GW/FRB/GRB associations.”

Der er dog en ting, som jeg ikke forstår: “with at least one member in the binary charged”. Hvordan oplades en eller begge komponenter?

 

GW150914 og Fermi GBM: en usandsynlig relation

Maxim Lyutikov argumenterer for, at de krævede astrofysiske parametre for, at Fermis gammaimpuls kan have en fysisk relation til GW150914 er højst usandsynlige. Dette, kombineret med den relativt høje sandsynlighed for et tilfældigt tidslig sammenfald på 0.22%, får Lyutikov til at konkludere, at det elektromagnetiske signal sandsynligvis ikke har nogen relation til sammensmeltningen af de 2 sorte huller.

Fermi GBM signal contemporaneous with GW150914 – an unlikely association

We argue that the physical constraints required by the association of the Fermi GBM signal contemporaneous with GW150914 – radiative power of 10⁴⁹ erg/s, and corresponding magnetic fields on the black hole of the order of 10¹² Gauss – are astrophysical highly implausible. Combined with the relatively high random probability of coincidence of 0.22 percents, we conclude that the electromagnetic signal is likely unrelated to the BH merger.

 

Indien godkender konstruktion af den 3. LIGO-detektor

India Approves Construction of Third LIGO Detector!
India Approves Construction of Third LIGO Detector!

News Release • February 17, 2016

In the wake of LIGO’s detection of gravitational waves, the Indian government has approved the construction of the long-awaited third LIGO interferometer. LIGO Laboratory Executive Director, David Reitze expressed his excitement.

“This is the step that we’ve been waiting for. It will allow funding for the LIGO-India project to begin, and commence a number of critical path activities toward getting a detector built in India”, he said, adding, “coming on the heels of the Discovery announcement, this has truly been an historic week for LIGO and for the field of gravitational wave astronomy.”

Read the official Press Release announcing this exciting development below:

News Release • February 17, 2016

Gravitationsbølgeastronomi i flere frekvensbånd

En gravitationsbølgeimpuls (GW150914) blev den 14. september 2015 observeret med aLISA (a = advanced) i frekvensbåndet 35-350 Hz. Der findes imidlertid planer om gravitationsbølgeobservatorier, som er følsomme ved langt lavere frekvenser. Jeg tænker her på “evolving Laser Interferometer Space Antenna” (eLISA) og “Pulsar Timing Arrays” (PTA):

Gravitationsbølgeobservatorier

eLISA er et alternativt ESA-projekt til LISA, som blev sløjfet af NASA. LISA bestod af 3 rumfartøjer i kredsløb omkring Solen, så de dannede en rotere trekant med en sidekængde på nogle millioner km:

Laser Interferometer Space Antenna
Laser Interferometer Space Antenna

GW150914 udsendte gravitationsbølger ved frekvensen 0.016 Hz 5 år før sammensmeltningen af de 2 sorte huller. Det er bemærkelsesværdigt, at eLISA ville kunne fortælle os, hvornår (inden for 10 s) og hvor (inden for 1 kvadratgrad) et sådant sort hul ville smelte sammen.

The promise of multi-band gravitational wave astronomy

We show that the black hole binary (BHB) coalescence rates inferred from the advanced LIGO (aLIGO) detection of GW150914 imply an unexpectedly loud GW sky at milli-Hz frequencies accessible to the evolving Laser Interferometer Space Antenna (eLISA), with several outstanding consequences. First, up to thousands of BHB will be individually resolvable by eLISA; second, millions of non resolvable BHBs will build a confusion noise detectable with signal-to-noise ratio of few to hundreds; third — and perhaps most importantly — up to hundreds of BHBs individually resolvable by eLISA will coalesce in the aLIGO band within ten years. eLISA observations will tell aLIGO and all electromagnetic probes weeks in advance when and where these BHB coalescences are going to occur, with uncertainties of <10s and <1deg^2. This will allow the pre-pointing of telescopes to realize coincident GW and multi-wavelength electromagnetic observations of BHB mergers. Time coincidence is critical because prompt emission associated to a BHB merger will likely have a duration comparable to the dynamical time-scale of the systems, and is only possible with low frequency GW alerts.

 

Cassini-data lægger bånd på Planet-9

Man har for nylig foreslået, at en super-Jord med en elliptisk bane (e = 0.6) og den halve storakse a = 700 AU kan forklare den observerede fordeling af Kuiper-objekter omkring Sedna. Fienga, Laskar, Manche og Gastineau demonstrerer i en ny artikel, at forekomsten af et sådant objekt ikke er foreneligt med det mest følsomme datasæt, radioafstandsdata for Cassini, hvis objektets sande anomali v befinder sig i intervallet [130:100] eller [65:85]. Forfatterne finder desuden, at tilføjelsen af objektet kan reducere residuerne for den målte afstand til Cassini, idet den mest sandsynlige position er givet ved den sande anomali v=117.8+1110.

Constraints on the location of a possible 9th planet derived from the Cassini data

Har GW150914-GBM en radioefterglød?

GW150914 er betegnelsen for den første gravitationsbølgekilde detekteret med LIGO. Gravitationsbølgerne kommer fra sammensmeltning af to sorte huller med en rødforskydning på z = 0.09. Kilden befinder sig på den sydlige himmel. Fermi Gamma-ray Burst Monitor (GBM) målte en forøgelse af gammastråling 0.4 sekund efter LIGO-detektionen i den samme retning på himlen. Hvis GBM-detektionen kommer fra GW150914, vil energien i gammastråling være mindst 10 gange mindre end energien i et normalt kort Gamma-ray Burst (GRB), som formodes at komme fra en relativistisk jet rettet mod os. GBM-strålingen kan komme fra en kort GRB, hvis jet ikke peger lige i retningen af os. GW150914-GBM befinder sig inden for et 199 kvadratgrader stort område. Dette gør det meget vanskeligt at observere en efterglød i længere bølgelængdeområder.

Morsony, Workman og Ryan har modelleret radioeftergløden fra en kort GRB observeret bort fra jetaksen. De finder, at radioeftergløden ved 150 MHz kan observeres  1-12 måneder efter den oprindelige detektion. Det bedste radioteleskop til opgaven er Murchison Widefield Array (MWA), hvis synsfelt er 600 kvadratgrader. En eventuel detektion med MWA kan undersøges nærmere med Australia Telescope Compact Array (ATCA), som har et meget mindre synsfelt med en meget større følsomhed. Argumentet forudsætter, at der faktisk er tale om en kort GRB.

Murchison Widefield Array (MWA)

Murchison Wide Array
Murchison Widefield Array

 

Bemærk MWA observerer Månens gang på himlen i reflekteret radiostråling fra radiostationer på Jorden.

Australia Telescope Compact Array

Modeling the Afterglow of GW150914-GBM

Brian J. Morsony, Jared C. Workman, Dominic M. Ryan

We model the afterglow of the Fermi GBM event associated with LIGO detection GW150914, under the assumption that the gamma-ray are produced by a short GRB-like relativistic outflow. We model GW150914-GBM as both a weak, on-axis short GRB and normal short GRB seen far off axis. Given the large uncertainty in the position of GW150914, we determine that the best chance of finding the afterglow is with the MWA, with the flux from an off-axis short GRB reaching 0.1 – 10 mJy at 150 MHz by 1 – 12 months after the initial event. At low frequencies, the source would evolve from a hard to soft spectrum over several months. The radio afterglow would be detectable for several months to years after it peaks, meaning the afterglow may still be detectable and increasing in brightness NOW. With a localization from the MWA, the afterglow would be detectable at higher radio frequencies with the ATCA and in X-rays Chandra or XMM.

 

En gravitationsbølgeraket

Princippet bag rakettens funktion er impulsbevarelse. Impulsen for et legeme med massen m og den urelativistiske hastighed v er p = m*v. Impuls og hastighed har hver en størrelse (v og p) og en retning. En raket med massen M udsender gasser med massen m og hastigheden v. Impulsbevarelse medfører en rekylvirkning på raketten M, som får en hastighedstilvækst på V = -(m/M)*v (modsat retning af gassen).

Gravitationsbølger har også en impuls, hvis størrelse er lig energien divideret med lyshastigheden. Retningen er vinkelret på bølgefronten. Den følgende figur giver en skematisk fremstilling af gravitationsbølger omkring 2 sorte huller i kredsløb omkring det fælles tyngdepunkt:

Gravtationsbølger
Gravtationsbølger omkring et binært sort hul.

Man ser, at den spiralformede bølgefront ikke helt er vinkelret på retningen fra de 2 sorte hullers tyngdepunkt. Dette bevirker, at gravitationsbølgerne giver en rekylvirkning på de sorte hullers cirkelbevægelse om det fælles tyngdepunkt, så banerne trækker sig sammen og omløbsperioden aftager. Perioden aftager hurtigere og hurtigere, indtil de 2 huller hurtigt smelter sammen til et enkelt deformeret sort hul, som svinger med en bestemt periode under udsendelse af gravitationsbølger, indtil formen bliver symmetrisk. Figuren viser det sorte huls form lige efter sammensmeltningen:

Sort hul efter sammensmeltning
Sort hul efter sammensmeltning (numerisk relativitet)

Sammensmeltningen sker så hurtigt, at gravitationsstrålingen hovedsageligt sker i en bestemt retning bestemt af hullernes placering under sammensmeltningen. Hvis der udsendes energien E i form af gravitationsbølger, vil det resulterende sorte hul med massen M få et rekyl med farten V = (E/c)/M (c er lyshastigheden). Numeriske relativitetsberegninger viser, at V kan antage værdier mellem nogle få hundrede km/s og nogle få tusinde km/s. Den nøjagtige størrelse afhænger af de 2 sorte hullers spin (S1 og S2) i forhold til banebevægelsens impulsmoment L. Jeg vil ikke forklare definitionen af S1, S2 og L, da de observerede bølgeformer for GW150914 ikke tillod en meningsfuld bestemmelse af rekylhastigheden. Støjen var for høj i forhold til signalet.

Som nævnt ovenfor svinger det resulterende sorte hul med en periode, der er proportional med dets masse M. Gravitationsbølgens periode forlænges imidlertid med en faktor (1+z), hvor z er den kosmologiske rødforskydning. Man observerer derfor massen (1+z)*M. Den observered gravitationsbølges amplituder er proportional med M/r, hvor r er den medfølgende afstand til kilden (uændret under Universets ekspansion). Amplituden er derfor proportional med (1+z)*M/DL, hvor DL er kildens luminositetsafstand givet ved DL = (1+z)*r. Observationer af gravitationsbølgens amplitude og periode giver umiddelbart den rødforskudte masse (1+z)*M og luminositetsafstanden DL. Man kan til slut anvende en kosmologisk model, som giver en sammenhæng mellem rødforskydning z og luminositetsafstand DL, til at finde både z og M for det sorte hul.