W danych z trzeciej kampanii obserwacyjnej obserwatoriów Advanced-LIGO oraz Advanced-Virgo (z okresu listopad 2019 do marzec 2020) znaleziono kolejnych 35 źródeł fal grawitacyjnych, poszerzając tym samym ich listę do 90 obiektów. Nowe dane stanowią jedną trzecią całości katalogu, co jest największym poszerzeniem znanych nam obiektów od początków ich obserwacji. Wśród 35 obiektów, o które poszerzono katalog znanych źródeł fal grawitacyjnych, 32 pochodzą od zlania się dwóch czarnych dziur, a 3 ze zlania się układu czarnej dziury z gwiazdą neutronową. Najciekawszym źródłem jest układ czarnej dziury z najmniejszą gwiazdą neutronową zaobserwowaną dotychczas jakąkolwiek metodą.

Obserwacje fal grawitacyjnych są cennym źródłem informacji o obiektach tak trudnych do badania klasycznymi metodami, jak czarne dziury. Czarne dziury nie emitują żadnego promieniowania, dlatego w przeciwieństwie do np. gwiazd, nie jesteśmy w stanie obserwować ich bezpośrednio. Jeśli więc czarna dziura czegoś nie pochłania (opadająca na czarną dziurę materia świeci bardzo mocno w różnych długościach fal, co obserwujemy np. radiowo lub teleskopami rentgenowskimi) lub coś jej nie okrąża (gwiazdy wokół czarnych dziur mogą się poruszać na tyle szybko, by zaobserwować ich pełną orbitę wokół czarnej dziury), to fale grawitacyjne powstające w trakcie procesów z jej udziałem mogą być jedynym źródłem informacji o tym obiekcie.

“NCBJ od początku przystąpienia Polski do projektu Virgo (2008) partycypuje w pracach konsorcjum LIGO-Virgo-Kagra.” - mówi dr Adam Zadrożny z Zakładu Astrofizyki NCBJ. "Prace, które prowadzimy, dotyczą metod detekcji sygnałów pochodzących od rotujących gwiazd neutronowych, infrastruktury umożliwiającej szybką detekcję sygnałów grawitacyjnych oraz nowych metod analizy i lokalizacji sygnału opartych o sieci neuronowe."

W skład członków konsorcjum LVK wchodzą ze strony NCBJ prof. Andrzej Królak, dr Orest Dorosh, dr Adam Zadrożny i mgr Margherita Grespan.

Więcej przydatnych informacji o katalogu i dostępie do niego: Gravitational Wave Open Science Center

Informacje rozszerzające:

Fale grawitacyjne były przewidziane przez Ogólną Teorię Względności Einsteina i są wynikiem ograniczenia na prędkość światła. Żadna informacja we Wszechświecie nie może rozchodzić się szybciej niż światło, czyli około 300 000 km/s, więc zmiana pola grawitacyjnego, wynikająca z ruchu ciał o niezerowej masie, również wymaga pewnego czasu. Zgodnie z Ogólną Teorią Względności, każda masa (Słońce, Ziemia czy czarne dziury) powoduje zakrzywienie czasoprzestrzeni. Można to sobie zwizualizować jako sprężysty materiał (jak w trampolinie), na którym położymy ciężką kulkę. Materiał pod ciężarem kuli naciągnie się i w miejscu ulokowania kuli powstanie wgłębienie. Podobnie zachowuje się czasoprzestrzeń pod wpływem masy dowolnego ciała niebieskiego, jak np. gwiazdy. Kiedy kulkę przesuniemy lub zabierzemy, materiał w miejscu, gdzie była kulka powraca do pierwotnego kształtu. W kosmosie mamy do czynienia z podobnym efektem, tylko w znacznie większych skalach przestrzennych, a informacja pochodząca od zmiany „kształtu” czasoprzestrzeni przyjdzie z opóźnieniem względem informacji o przemieszczeniu się masy. Jeśli mamy do czynienia z ruchem masy (np. dwie czarne dziury okrążające wspólny środek masy), czasoprzestrzeń wokół będzie zmieniać swój kształt, tworząc falę grawitacyjną. Im większa masa i im większa prędkość zmian, tym większa zmiana kształtu czasoprzestrzeni, w której się porusza, czyli większa amplituda i częstotliwość fali, a co za tym idzie - tym większa szansa na jej obserwację. Obserwacja fal grawitacyjnych jest niezmiernie trudna i wymaga bardzo czułych detektorów, dlatego przez wiele lat wielu naukowców uważało, że jeszcze długo nie będzie możliwa ich obserwacja, jeśli w ogóle.

Pierwszy detektor fal grawitacyjnych powstał już w 1968 roku, a jego twórca, Joseph Weber bardzo szybko ogłosił odkrycie fal grawitacyjnych. Jednak w pracach pana Webera doszukano się błędów i ostatecznie zdementowano informację o odkryciu. Odtąd prób zbudowania detektora fal grawitacyjnych było wiele, ale dopiero detektory Advanced-LIGO – jako pierwsze w historii – zaobserwowały fale grawitacyjne. Fale, które obserwujemy pochodzą od czarnych dziur oraz gwiazd neutronowych, czyli jednych z najbardziej masywnych obiektów we Wszechświecie. Jednak nawet tak ogromna masa, jak masa supermasywnej czarnej dziury i jej ruch we Wszechświecie są zbyt słabe, by efekt ten był mierzalny. Dlatego fale grawitacyjne, jakie jesteśmy w stanie zaobserwować, pochodzą ze zjawiska zlewania się dwóch bardzo masywnych obiektów jak np. układ czarna dziura - gwiazda neutronowa lub dwie czarne dziury o masach kilkadziesiąt razy większych od masy Słońca, w dodatku w ostatnich sekundach od ich zderzenia, kiedy zmiany układu obiektów zachodzą najgwałtowniej.

Fale grawitacyjne nie są obserwowalne wprost. To, co możemy obserwować, to ich wpływ na ośrodek, przez który taka fala przechodzi. Dość dosłownie, przechodząca fala grawitacyjna okresowo zwiększa i zmniejsza odległości. Przechodząca przez Ziemię fala grawitacyjna wywołuje jej ruch pulsacyjny, czyli Ziemia zaczyna się naprzemiennie zmniejszać i zwiększać. Podobnie, jakbyśmy ściskali gumową kulkę w dłoni. Efekt ten nie jest tak znaczący, byśmy zauważyli jakieś zmiany odległości wokół siebie. Właśnie dlatego, obserwatoria służące do detekcji fal grawitacyjnych są jednymi z największych obserwatoriów astronomicznych na świecie (po obserwatoriach działających w sieci interferometrów). Obserwatoria LIGO (dwa obserwatoria w USA) i Virgo (we Włoszech) wyposażone są w dwa prostopadłe ramiona o długościach odpowiednio 4km i 3km, w których wielokrotnie podróżuje wiązka lasera. W każdym z ramion LIGO wiązka porusza się 280 razy, co sprawia, że pełna droga lasera w jednym z ramion, wynosi 1120 km. Po wykonaniu 280 odbić, wiązki spotykają się razem w interferometrze, gdzie zachodzi nałożenie się fal, czyli ich interferencja. Jeśli fala grawitacyjna przejdzie przez Ziemię w płaszczyźnie wiązek lasera, detektory zaobserwują zmianę w obrazie interferencyjnym wiązek (długość jednej z wiązek zmieni się). Każde z trzech wymienionych wyżej obserwatoriów leży w trochę innej płaszczyźnie (są oddalone od siebie o tysiące kilometrów, więc nie leżą na jednej płaszczyźnie, gdyż Ziemia jest kulą). Pozwala to na zlokalizowanie źródła zaobserwowanej fali, choćby wykorzystując informacje o tym, które obserwatorium zaobserwowało falę jako pierwsze i jakie były opóźnienia obserwacji pozostałych laboratoriów.