Злиття двох нейтронних зірок у серпні 2017 року стало однією з найважливіших подій в історії астрофізики. Гравітаційні детектори LIGO і Virgo вперше зафіксували хвилі від зіткнення таких компактних об'єктів, а протягом наступних годин і днів астрономи побачили ще два сигнали: короткий гамма-спалах GRB170817A і повільно згасаюче оптичне світіння — кілоновну AT2017gfo. Разом ці три спостереження започаткували мультимесенджерну астрономію — вивчення одного й того самого космічного явища одразу кількома "мовами": гравітаційними хвилями, гамма-променями і видимим світлом.

Проблема в тому, що досі не існувало єдиної фізичної моделі, яка пояснювала б усі три сигнали одночасно, виходячи лише з базових рівнянь фізики. Дослідники зазвичай моделювали окремі аспекти події — механізм джета, властивості викиду речовини, криву блиску кілоновної — використовуючи спрощені припущення або підганяючи параметри під спостережувані дані. Нова робота пропонує наскрізний розрахунок "з перших принципів", тобто без такого підгону.

Як побудована модель

Автори провели ланцюжок з трьох послідовних типів розрахунків. Спочатку — загально-релятивістська магнітогідродинамічна симуляція з переносом нейтринного випромінювання. Вона описує сам момент злиття: як дві нейтронні зірки зливаються, що відбувається з утвореним диском речовини, як генеруються магнітні поля і як нейтрино переносять енергію та впливають на склад речовини. Це найскладніший і найточніший тип моделювання компактних об'єктів, доступний на сьогодні.

Далі результати цієї симуляції передавалися в розрахунки нуклеосинтезу — процесу утворення нових хімічних елементів у гарячій, багатій на нейтрони речовині, яка викидається під час злиття. Саме в такому середовищі, за сучасними уявленнями, народжуються важкі елементи через так званий r-процес (швидке захоплення нейтронів атомними ядрами).

Нарешті, отриманий склад і розподіл речовини використали для розрахунку переносу фотонів крізь викинуту оболонку — це дало змогу побудувати криві блиску кілоновної в різних довжинах хвиль і порівняти їх зі спостереженнями AT2017gfo.

Що показало моделювання

Головний результат полягає в тому, що велике магнітне динамо — процес самопідсилення магнітних полів у турбулентному диску навколо новоутвореного компактного залишку — одночасно відповідає за два, на перший погляд, різні явища.

По-перше, воно формує релятивістський джет — вузький потік речовини, що рухається майже зі швидкістю світла, з ізотропно-еквівалентною світністю приблизно 10⁵¹ ерг за секунду. Цей джет, за розрахунками авторів, відтворює спостережуване післясвітіння GRB170817A.

По-друге, те саме динамо забезпечує викид ≈0,08 маси Сонця речовини, багатої на нейтрони, у навколишній простір. Ця речовина, охолоджуючись і розпадаючись радіоактивно, дає світіння, яке за формою і яскравістю відповідає кривим блиску кілоновної AT2017gfo.

Таким чином, одна й та сама фізична модель — без окремих налаштувань під джет і окремих під кілоновну — відтворює обидва спостережувані явища. Це і є заявлена "єдина рамка" для інтерпретації злиттів нейтронних зірок одразу за трьома типами даних: гравітаційними хвилями, гамма-спалахом і оптичним світінням.

Чому це важливо

Якщо результат витримає перевірку на інших подіях та подальших обчисленнях, це стане потужним інструментом для розуміння фізики компактних об'єктів. Замість того щоб моделювати джет і кілоновну окремо, з різними наборами припущень, можна буде використовувати єдиний узгоджений розрахунок, що спирається на базові рівняння магнітогідродинаміки, теорії відносності та ядерної фізики.

Це також має значення для питання походження важких елементів у Всесвіті. Якщо модель коректно описує механізм і кількість викинутої нейтронно-багатої речовини, вона дає незалежний спосіб перевірити, наскільки злиття нейтронних зірок можуть бути основним джерелом золота, платини, урану та інших важких елементів, що спостерігаються сьогодні у Всесвіті.

Наступним кроком, найімовірніше, стане застосування такого підходу до інших, менш детально вивчених подій злиття, а також перевірка того, наскільки чутливі результати до початкових параметрів системи — мас зірок, їхнього обертання та рівняння стану речовини нейтронних зірок.