本文作者楊圣是意大利帕多瓦天文臺的博士和加州大學(xué)戴維斯分校的訪問學(xué)者。在10月份那次轟動天文界的引力波事件中，他直接參與了兩個重要的項目組——不僅是DLt40最主要的科研人員（DLt40是在光學(xué)上觀測這顆源對應(yīng)的千新星的六個獨立探測項目組之一），同時也是意大利GRAWITA（意大利國家天文臺引力波項目組）的主要成員。
在這次引力波事件中，楊圣博士一共參與了五篇文章：兩篇nature和三篇apj letter，其中一篇apj letter的文章里，他是第一作者。作為這次引力波探測的親歷者之一，楊圣博士向我們講述了這一轟動性事件背后的很多鮮為人知的細(xì)節(jié)。
撰文 | 楊圣（意大利帕多瓦天文臺博士、加州大學(xué)戴維斯分校訪問學(xué)者）
半個月前，華盛頓特區(qū)的那場新聞發(fā)布會標(biāo)志著人類正式開啟了多信使天文學(xué)（multi-messenger astronomy）時代。因為在發(fā)布會上，引力波探測項目組LIGO、VIRGO，伽馬射線探測項目組Fermi，以及7個其他電磁波段項目組共同宣布，人類首次用引力波，電磁波和中微子等多種觀測手段同時探測到了一顆大概率是雙中子星合并類型的變源。
據(jù)統(tǒng)計，在發(fā)布會當(dāng)天，共有81篇相關(guān)文章發(fā)表（https://lco.global/~iarcavi/kilonovae.html，感謝LCOGT項目組的Maria Drout，Iair Arcavi 和Stefano Valenti整理），包括6篇Nature、一篇Nature Astronomy、8篇Science、一篇PRL和39篇Apj Letter等。這些文章覆蓋了引力波、伽馬射線、光學(xué)、X射線、射電、紫外、紅外、中微子，包括了觀測、理論、模擬等研究手段，涉及超新星概率、宇宙學(xué)限制、引力波跟隨策略、寄主星系研究。為什么這一事件能在天文學(xué)界引發(fā)轟動？在這一系列論文背后，又有怎樣的研究故事？
開啟天文學(xué)新時代
中子星是大質(zhì)量恒星死亡的產(chǎn)物。壯年的恒星依靠內(nèi)部核反應(yīng)抗衡自身引力，當(dāng)核原料耗盡時，自身引力逐漸占據(jù)主導(dǎo)，導(dǎo)致恒星向內(nèi)部坍縮。直到恒星內(nèi)部的原子核被壓裂，破裂的碎片，也就是中子被壓的足夠近而產(chǎn)生的簡并壓力，重新與引力達(dá)到平衡的狀態(tài)，我們稱之為中子星。宇宙中絕大部分恒星以雙星系統(tǒng)存在，當(dāng)兩顆中子星組成的繞轉(zhuǎn)系統(tǒng)，慢慢損失角動量，逐漸靠近，最終，他們會合并產(chǎn)生劇烈爆炸。
如圖一所示，爆炸會拋出很多物質(zhì)，這些物質(zhì)有的會在引力束縛下成為吸積盤，產(chǎn)生伽馬波段的即時輻射和X射線、光學(xué)、射電等波段的余暉輻射；而另外一部分物質(zhì)則可以脫離引力的束縛，這部分富含中子的物質(zhì)內(nèi)部會產(chǎn)生一種叫“快過程”（r-process）的物理過程，通過快速中子俘獲以及之后的衰變和裂變，產(chǎn)生輻射。這些輻射在光學(xué)上，一般比普通的新星亮大約一千倍，我們稱之為“千新星”（kilonova）。同時，根據(jù)核合成理論，比鐵重的元素很大部分產(chǎn)生于這種所謂的“快過程”，這也就是為什么大家都說這次事件甚至可以解釋黃金是怎么來的。
圖一 雙中子星合并示意圖
（感謝感謝哥倫比亞大學(xué)的Brian D. Metzger教授提供）
人類通常很難同時找到一顆天體源的各種輻射信息。有的時候我們只看到了引力波，有的時候我們只看到了伽馬暴，有的時候我們又只看到了超新星。而這次天文事件如此轟動，最為重要的原因就是因為我們得到了這顆源的所有觀測手段的信息，這些信息可以相互限制、相互佐證，這也就是多信使天文學(xué)的意義所在。
我很榮幸成為DLT40（Distance Less Than 40 Mpc）項目組核心成員，與我的導(dǎo)師加州大學(xué)戴維斯分校的Stefano Valenti教授、亞利桑那大學(xué)的David Sand教授用一臺40厘米口徑的望遠(yuǎn)鏡，在光學(xué)波段獨立發(fā)現(xiàn)了這顆雙中子星變源產(chǎn)生的千新星爆炸（比swarp望遠(yuǎn)鏡晚了大約十分鐘，是全球第二個獨立光學(xué)探測，見圖二）。同時，我也參與到了意大利國家天文臺引力波項目組（Grawita, Gravatational Wavw Inaf Team），為這顆源最終被識別為千新星貢獻(xiàn)了光譜證認(rèn)。
發(fā)現(xiàn)千新星DLT17ck
太平洋時間2017年8月17號凌晨五點左右，費米望遠(yuǎn)鏡的伽馬暴監(jiān)測儀（Fermi GBM）和LIGO相繼發(fā)布內(nèi)部通知（GCN），宣布找到了一個雙中子星并合類型的天體源，隨后，VIRGO給出了這顆源的限制范圍。
此前，LIGO已經(jīng)公布了4次引力波事件，但天文學(xué)家卻鮮有參與的機會。這是因為之前公布的均為雙黑洞合并源，對于這類源，天文學(xué)家普遍不相信會有電磁信號，所以一直以來，引力波都是LIGO的游戲。天文學(xué)家們更加期望看到的，是雙中子星合并或者中子星和黑洞的合并事件。
因此，F(xiàn)ermi GBM和LIGO發(fā)布的這條消息引起了天文界的極大重視。我根據(jù)Fermi GBM伽馬暴源范圍、LIGO／VIRGO引力波源范圍計算出了60個可觀測星系（見圖二），并發(fā)給了智利的PROMPT望遠(yuǎn)鏡以等待夜晚的觀測。
太平洋時間下午五點，智利的星系圖像傳了回來，我的導(dǎo)師立刻開始了分析。當(dāng)他找到那顆千新星圖像的時候，第一時間他是不相信的。于是，他又重新拍了一遍那個星系，詳細(xì)算出了亮度、坐標(biāo)和探測時間等相關(guān)信息，確認(rèn)無誤后，我們將其命名為DLT17ck。
當(dāng)我們把GCN發(fā)出去的時候，1M2H項目組已經(jīng)發(fā)出了GCN，但是他們給出了錯誤的亮度和發(fā)現(xiàn)時間；Decam項目組甚至沒有給出任何信息，只是發(fā)出GCN宣布也找到了這顆源。當(dāng)時，我們是第一個探測到的，大家都很興奮，因為大家都清楚這顆源的意義之大，然而過了一個小時，1M2H項目組更新了信息，將其探測時間提前大約二十分鐘，這樣很遺憾，我們就成了第二個光學(xué)探測。事后經(jīng)LIGO確認(rèn)，2017年8月17號當(dāng)晚有六個項目組是在光學(xué)上獨立探測到這顆源的。
圖二 DLT17ck發(fā)現(xiàn)示意圖
（來自DLT40，由楊圣、Stefano Valenti繪制）
圖二左側(cè)為千新星DLT17ck。如圖三紅點所示，這顆千新星在爆炸之后，其光度衰減十分迅速，DLT40所使用的PROMPT望遠(yuǎn)鏡大約跟蹤觀測了五天，便已不再可視。經(jīng)過比對，這顆千新星與Brian D. Metzger教授提出的千新星模型非常吻合。LCOGT項目組通過多波段觀測，描繪出了DLT17ck的顏色變化，如圖四所示。
圖三 DLT17ck的光變曲線
（來自DLT40，由楊圣、Stefano Valenti繪制）
圖四 DLT17ck的光變曲線和顏色變化。（感謝LCO項目組提供）
小口徑望遠(yuǎn)鏡的成功之道
此次引力波光學(xué)對應(yīng)體搜尋的一個亮點是，小口徑望遠(yuǎn)鏡發(fā)揮了重要作用。發(fā)現(xiàn)這顆千新星的望遠(yuǎn)鏡主要都是小口徑望遠(yuǎn)鏡，其中甚至有一臺20厘米口徑望遠(yuǎn)鏡的身影，這已與普通天文愛好者的望遠(yuǎn)鏡相差不大。為什么小望遠(yuǎn)鏡此次能大顯身手呢？
我們首先需要知道，知道引力波的位置后，該如何找出它的電磁對應(yīng)體呢？當(dāng)我們聽到某個方向傳來了一聲汽笛，我們大概知道是哪個方向傳來的，但是我們不知道具體位置，于是我們只好朝那個方向四處張望，猶如大海撈針。引力波電磁對應(yīng)體的搜尋也面臨著相似的情況。
因此，天文學(xué)家借助天文望遠(yuǎn)鏡觀測時會遇到一個選擇：當(dāng)我們調(diào)節(jié)焦距，讓視場很小的時候，我們可以看得很清楚，但是付出的代價視線范圍有限。于是，我們就有了兩種搜索引力波光學(xué)信號的策略：大視場的盲搜（見圖五，VST 2.6米望遠(yuǎn)鏡的盲搜示意圖）和小視場的星系搜尋（因為引力波是物質(zhì)流的產(chǎn)物，我們有理由相信引力波源應(yīng)該產(chǎn)生在物質(zhì)集中的星系內(nèi)，見圖二，DLT40的星系搜索樣本）。
很顯然，星系搜尋是更好的策略：只聚焦到有用的區(qū)域，顯著縮小了搜尋空間、提高了搜尋效率。但這種策略的前提是，你必須事先就有一個比較完整的星系表能夠準(zhǔn)確告訴你每個星系的位置。目前為止，最全的星系表在240兆光年的距離以內(nèi)都是很完整的，但若超出這個距離范圍，星系的信息會很不全，星系搜尋策略就束手無策了，我們被迫只能選擇大視場盲搜。
圖五 VST2.6米口徑望遠(yuǎn)鏡關(guān)于GW150916引力波源盲搜策略示意圖
（來自GRAWAITA項目組）
在這次事件中，雙中子星源離地球的距離大概是40個兆秒差距（一秒差距約等于3.26光年），因此可以采用星系搜尋的策略。其絕對星等大約在-16等（-15.9+／-0.1 mag），這對于南半球的天文望遠(yuǎn)鏡而言，只要能看到大概18等的視星等就可觀測到。以我所在的DLT40和它的40厘米口徑望遠(yuǎn)鏡為例，它采用單幀45秒曝光后的極限星等可以達(dá)到19等（星等的數(shù)字越小代表越亮，越大代表越暗 ；19等是2000個目標(biāo)星系的平均，極限星等取決于不同天區(qū)的視寧度和透光量），每晚大約可以觀測500個星系。即使這顆雙中子星源遠(yuǎn)在70個兆秒差距，DLT40也能觀測到。
相比之下，大視場望遠(yuǎn)鏡的數(shù)據(jù)處理更耗費時間，并且圖像看到的范圍越大，意味著圖像內(nèi)的候選體就越多，很難在第一時間確定哪一顆源值得后續(xù)觀測，進(jìn)而錯過最佳跟蹤時間。另外，小望遠(yuǎn)鏡課題組往往成員結(jié)構(gòu)較為簡單，任務(wù)分配與執(zhí)行相對高效，更符合所謂“時域天文學(xué)”（Time Domain Astronomy）的要求。因此，在同等可視的條件下，小視場星系搜尋策略更有效，這也就是為什么在這次天文事件中，眾多小口徑望遠(yuǎn)鏡能大顯身手。
當(dāng)然，這并不代表大口徑望遠(yuǎn)鏡起不到作用。LIGO、VIRGO正在逐步升級。在剛剛結(jié)束的LIGO第二次運行期間，它對雙中子星合并事件的極限探測距離為78個兆秒差距。LIGO、VIRGO預(yù)計通過一年的升級，將于明年八月開始第三次引力波聯(lián)合探測，屆時，它們對這類源的聯(lián)合敏感程度會增加到90個兆秒差距。假設(shè)DLT17ck發(fā)生在這個距離，DLT40現(xiàn)有的極限星等將無能為力。我們必須對每一幅圖像增加2.6倍的曝光時間，那樣我們每晚就只能觀測200個左右的星系了。與此同時，空間里的星系數(shù)量隨著距離的三次方遞增，在90兆秒差距的距離上，引力波源GW20170817的31平方度區(qū)域?qū)舜蠹s300個值得觀測的星系，我們將很難覆蓋引力波可能天區(qū)內(nèi)的所有星系。隨著距離進(jìn)一步增加，情況會變得更加糟糕，而且星系表的信息也會更加欠缺，大口徑望遠(yuǎn)鏡和大視場的盲掃策略將成為唯一選擇。
人類非常幸運能夠遇到如此近距離的雙中子星合并事件。對于我們DLT40項目組而言，沒有LIGO、VIRGO和Fermi提供的信息，我們需要持續(xù)搜尋126年才有機會獨立觀測到這顆千新星，這個看起來近乎不可能的概率，更顯示出了多信使天文學(xué)的重要性。
明年八月份，經(jīng)過升級的LIGO、VIRGO將會探測的更遠(yuǎn)，之后日本的KAGRA和LIGO印度也會相繼加入引力波搜尋，引力波信號將會越來越準(zhǔn)確，大視場盲搜策略也會越來越高效。隨著大口徑的ZTF（Zwicky Transient Facility）和LSST（The Large Synoptic Survey Telescope）光學(xué)望遠(yuǎn)鏡將在近幾年投入使用，我們有理由相信會有更多不同類型的多信使天文源會被找到，人類將能更加精確地了解天體物理過程，了解精確宇宙的過去和未來。
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