برخورد دو ستارهٔ نوترونی که 12 میلیارد سال در راه بود
در سال 2017، آشکارسازهای LIGO و Virgo امواج گرانشی دو ستارهٔ نوترونی را که مارپیچ‌وار به سوی هم می‌رفتند دریافت کردند: GW170817. سپس تلسکوپ‌ها خودِ انفجار را دیدند، فورانی از پرتوهای گاما و یک کیلونوای (kilonova) درخشان، در کهکشان NGC 4993. از آن پس دومین ادغام ستاره‌های نوترونی، GW190425، آشکار شده است، اما مکانش به‌خوبی تعیین نشد و هیچ نوری یافت نشد. بنابراین GW170817 همچنان تنها رویداد موج گرانشی است که تاکنون به یک کهکشان پیوند داده شده است.
آن کهکشان یک سرنخ است. رایان فولی (Ryan Foley)، از دانشگاه کالیفرنیا، سانتا کروز، از آن بهره برد تا بپرسد چنین جفت‌هایی چه مدت پیش از ادغام انتظار می‌کشند — و به پاسخی رسید که با تصویر معمول جور درنمی‌آید.
زمان انتظار
اخترشناسان آن را زمان تأخیر (delay time) می‌نامند: زمان میان تولد ستاره‌ها و ادغام. هنگامی که دو ستارهٔ نوترونی شکل گرفتند، به‌آرامی انرژی مداری خود را به صورت امواج گرانشی از دست می‌دهند. زمانی که این فرایند می‌برد با توان چهارم فاصلهٔ آن‌ها بزرگ می‌شود، پس جفت‌هایی که نزدیک به هم زاده می‌شوند زود ادغام می‌شوند و جفت‌هایی که دور از هم زاده می‌شوند دیر.
برای گسترهٔ وسیعی از فاصله‌های آغازین محتمل، این قاعده‌ای ساده به دست می‌دهد: شمار ادغام‌ها در واحد زمان تأخیر به نسبت 1 تقسیم بر تأخیر کاهش می‌یابد. یک تأخیر کمینهٔ حدود 10 میلیون سال بیفزایید، و توزیع متعارف (canonical) به دست می‌آید. پیامش: بیشتر جفت‌ها اندکی پس از تولد ستاره‌هایشان ادغام می‌شوند، و اندکی میلیاردها سال انتظار می‌کشند.
تاریخ‌گذاری NGC 4993
NGC 4993 کهکشانی «زودگونه» (early-type) است، از رده‌ای که اخترشناسان S0 می‌نامند. هیچ خوشهٔ ستاره‌ای و هیچ ناحیهٔ ستاره‌زایی نزدیک نقطه‌ای که کیلونوا در آن درخشید قرار ندارد، پس این جفت به احتمال زیاد مدت‌ها پیش از ادغام، در جای دیگری از کهکشان، شکل گرفته است. از این رو فولی ستاره‌های کل کهکشان را مدل کرد و اندازه‌گیری‌هایی در 14 رنگ، از فرابنفش تا فروسرخ، را با طیفی از ابزار MUSE روی تلسکوپ بسیار بزرگ (Very Large Telescope) ترکیب کرد.
این برازش تاریخچهٔ کهکشان را به 20 بازهٔ زمانی تقسیم می‌کند و می‌گذارد هر کدام آزادانه ستاره بسازد. نتیجه چشمگیر است. میانگین سن ستاره‌های آن 12.4 میلیارد سال است (میان 11.7 و 12.9، با اطمینان 90%). ستاره‌زایی میان 12.5 و 13 میلیارد سال پیش به اوج رسید، با 54 جرم خورشیدی ستارهٔ تازه در سال، و در 9 میلیارد سال گذشته زیر یک جرم خورشیدی در سال مانده است. حدود 96% از جرم کهکشان 10.2 میلیارد سال پیش در جای خود بود. پوسته‌هایی پیرامون کهکشان از ادغامی کوچک در حدود یک میلیارد سال پیش خبر می‌دهند، اما طیف هیچ نشانی از ستاره‌های جوانی که ممکن بود پدید آورده باشد نشان نمی‌دهد.
پس GW170817 به احتمال زیاد تأخیری تقریباً 12 میلیارد ساله داشت.
بختی 1.8 درصدی
فولی سپس این سن را با تاریخچهٔ کیهانی ستاره‌زایی، نرخ ادغامی که همکاری LIGO-Virgo-KAGRA اندازه گرفته است و دو ادغام آشکارشده ترکیب کرد.
بر پایهٔ توزیع متعارف، به ازای هر ادغامی که امروز با تأخیر 10 میلیارد سال دیده می‌شود، باید حدود 2 ادغام با تأخیر 1 میلیارد سال و 16 ادغام با تأخیر 100 میلیون سال وجود داشته باشد (برای بازه‌ای یکسان از زمان‌های تأخیر). بخت اینکه یک ادغام آشکارشده به پیری GW170817 باشد تنها 1.8% است. دلیلش روشن است: NGC 4993 نیمی از ستاره‌هایش را بیش از 12.6 میلیارد سال پیش ساخت، در حالی که کیهان در کل تا آن زمان تنها 1.1% از ستاره‌هایش را ساخته بود.
اخترشناسان به‌طور میانگین به 55 آشکارسازی دیگر نیاز می‌داشتند تا انتظار یکی مانند آن را داشته باشند. با این حال، نخستین ادغامی که مکانش تعیین شد همان مورد نادر از آب درآمد.
آنچه داده‌ها ترجیح می‌دهند
وقتی تأخیر کمینه آزاد گذاشته شود، داده‌ها تأخیری بسیار طولانی را ترجیح می‌دهند. توزیعی که در آن هیچ جفتی پیش از 12.6 میلیارد سال ادغام نمی‌شود، بسته به اینکه نرخ ادغام چگونه به حساب آورده شود، با ضریب 40 تا 140 بر توزیع متعارف ترجیح دارد، و با ضریب 80 تا 280 بر توزیع‌هایی که از فوران‌های کوتاه پرتو گاما و از ستاره‌های نوترونی دوتایی در کهکشان راه شیری استنباط شده‌اند. در یکی از روش‌های تحلیل، تأخیر کمینه با اطمینان 90% از 7.5 میلیارد سال فراتر می‌رود.
سه راه برون‌رفت
برای اینکه تصویر متعارف پابرجا بماند، ادغام‌های کوتاه‌تأخیر باید «گم شده» باشند. فولی سه توضیح برمی‌شمارد.
- جفت‌ها ممکن است بسیار دورتر از آنچه فرض می‌شود از هم زاده شوند. تأخیر کمینهٔ 10 میلیارد سال یعنی هیچ جفتی از ستاره‌های نوترونی 1.5 جرم خورشیدی که نزدیک‌تر از 0.021 واحد نجومی (0.021 برابر فاصلهٔ زمین تا خورشید) آغاز کند وجود ندارد. فولی این را نامحتمل می‌داند: با ستاره‌های نوترونی دوتایی شناخته‌شده و با ستاره‌های دوتایی پرجرم در تضاد خواهد بود.
- آشکارسازها ممکن است بسیاری از ادغام‌ها را از دست داده باشند. فولی این را به‌شدت نامحتمل می‌خواند.
- راه دیگری برای شکل‌گیری جفت‌ها، با تأخیرهای طولانی، ممکن است با راه معمول رقابت کند یا بر آن غالب باشد.
فولی سومی را ترجیح می‌دهد. امیدبخش‌ترین نامزد خوشه‌های ستاره‌ای چگال است، جایی که جفت‌ها می‌توانند از راه برخوردهای گرانشی میان ستاره‌ها شکل بگیرند، با تأخیرهایی نزدیک به سن کیهان. از حدود 24 ستارهٔ نوترونی دوتاییِ شناخته‌شده در کهکشان راه شیری، یکی تأییدشده و سه تأییدنشده در خوشه‌های کروی جای دارند، گونه‌ای از خوشه‌های ستاره‌ای چگال. اما در محل GW170817 هیچ خوشه‌ای دیده نشد، و نظریه‌های اخیر ادغام‌های خوشه‌ای بسیار کمی پیش‌بینی می‌کنند: نرخ باید بالاتر از حد انتظار باشد.
پیامدهایی فراتر از یک رویداد
اگر ادغام‌ها این‌قدر انتظار بکشند، دیرتر از آن می‌رسند که کهکشان راه شیریِ جوان را با عناصر «فرایند r» که می‌سازند، مانند اروپیوم، غنی کنند. و جست‌وجوهایی که با اولویت دادن به کهکشان‌های ستاره‌زا در پی نور ادغام‌های تازه‌اند، ممکن است امیدبخش‌ترین کهکشان‌ها را نشانه نگیرند. با تأخیر کمینهٔ 10 میلیارد سال، هیچ ادغامی از این دست نمی‌توانست پیش از آنکه کیهان 10 میلیارد ساله شود رخ دهد، پس آشکارسازهای آینده تعداد بسیار کمتری از آن‌ها را در فاصله‌های دور خواهند دید.
همهٔ این‌ها بر دو رویداد تکیه دارد، که تنها مکان یکی از آن‌ها تعیین شده است. فولی انتظار دارد آشکارسازی‌های بیشتر تصویر را روشن‌تر کنند، و گمان می‌برد توزیع واقعی کمتر از یک قانون توانیِ تنها با یک تأخیر کمینه ساده باشد.