GW170817

สัญญาณ GW170817 ที่วัดได้จาก LIGO และเครื่องตรวจจับคลื่นความโน้มถ่วง ภาพนี้รวมข้อมูลจาก Virgo ด้วย แม้ว่าสัญญาณจะอยู่ในจุดบอดของ Virgo (และจึงไม่ปรากฏ)
ประเภทกิจกรรม	คลื่นความโน้มถ่วง
วันที่	เมื่อ 144 ล้านปีก่อน (ตรวจพบเมื่อวันที่ 17 สิงหาคม 2560 เวลา 12:41:04.4 UTC)
ระยะเวลา	ประมาณ 1 นาที 40 วินาที
อุปกรณ์	LIGO , ราศีกันย์
สิทธิในการขึ้นสู่สวรรค์	13 ชม. 09 น. 48.08 วินาที[ 1 ]
การลดลง	−23° 22′ 53.3″ [ 1 ]
ยุค	เจ2000.0
ระยะทาง	144 ล้านไลต์
การเลื่อนไปทางแดง	0.0099
เจ้าภาพ	NGC 4993
บรรพบุรุษ	ดาวนิวตรอน 2 ดวง
ชื่อเรียกอื่นๆ	GW170817
สื่อที่เกี่ยวข้องบน Commons
[ แก้ไขในวิกิดาต้า ]

GW170817เป็นคลื่นความโน้มถ่วง (GW) ที่ตรวจพบโดย เครื่องตรวจจับ LIGOและVirgoเมื่อวันที่ 17 สิงหาคม 2017 ซึ่งมีต้นกำเนิดภายในกาแล็กซีรูปไข่เปลือกNGC 4993ซึ่งอยู่ห่างออกไปประมาณ 140 ล้านปีแสง^{[ 2 ]}คลื่นนี้เกิดจากช่วงเวลาสุดท้ายของการโคจรเข้าหากัน ของ ดาวนิวตรอนคู่หนึ่งซึ่งจบลงด้วยการรวมตัวกัน [ ^{3 ] นับ}เป็นการตรวจจับ GW ครั้งแรกที่มีความสัมพันธ์อย่างชัดเจนกับการสังเกตการณ์ทางแม่เหล็กไฟฟ้า^{[ 4 ] [ 5 ]}

แตกต่างจากการตรวจจับ GW ห้าครั้งก่อนหน้านี้ ซึ่งเป็นการรวมตัวกันของหลุมดำและจึงไม่คาดว่าจะมีสัญญาณแม่เหล็กไฟฟ้าที่ตรวจจับได้^{[ 6 ]}ผลที่ตามมาของการรวมตัวกันนี้ถูกพบเห็นทั่วสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า โดยหอ ดูดาว 70 แห่งใน 7 ทวีปและในอวกาศ ซึ่งถือเป็นความก้าวหน้าครั้งสำคัญสำหรับดาราศาสตร์แบบหลายแหล่งข้อมูล [ ^{1 ] การ}ค้นพบและการสังเกตการณ์ GW170817 ในเวลาต่อมาได้รับ รางวัล ความก้าวหน้าแห่งปีประจำ ปี 2017 จากวารสารScience ^{[ 7 ] [ 8 ]}

คลื่นความโน้มถ่วง GW170817 มีระยะเวลาที่ได้ยินประมาณ 100 วินาที และแสดงความเข้มและความถี่ที่เป็นลักษณะเฉพาะที่คาดหวังได้จากการโคจรเข้าหากันของดาวนิวตรอนสองดวง การวิเคราะห์ความแปรผันเล็กน้อยของเวลาที่คลื่นความโน้มถ่วงมาถึงที่ตำแหน่งตรวจจับทั้งสามแห่ง (LIGO สองแห่งและ Virgo หนึ่งแห่ง) ทำให้ได้ทิศทางเชิงมุมโดยประมาณไปยังแหล่งกำเนิดในขณะเดียวกันการระเบิดรังสีแกมมาแบบสั้น (sGRB) ประมาณ 2 วินาที ซึ่งกำหนดให้เป็นGRB 170817Aถูกตรวจพบโดยยาน อวกาศ FermiและINTEGRALเริ่มต้น 1.7 วินาทีหลังจากคลื่นความโน้มถ่วงที่ปล่อยออกมาจากการรวมตัวกัน^{[ 1 ] [ 9 ] [ 10 ]}เครื่องตรวจจับเหล่านี้มีความไวต่อทิศทางที่จำกัดมาก แต่บ่งชี้ถึงพื้นที่ขนาดใหญ่บนท้องฟ้าที่ทับซ้อนกับทิศทางของคลื่นความโน้มถ่วง การเกิดขึ้นร่วมกันนี้ยืนยันสมมติฐานที่มีมานานแล้วว่าการรวมตัวกันของดาวนิวตรอนอธิบายถึงเหตุการณ์ต้นกำเนิด sGRB ที่สำคัญประเภทหนึ่ง

มีการให้ความสำคัญกับการรณรงค์สังเกตการณ์อย่างเข้มข้น เพื่อสแกนพื้นที่ที่ระบุโดยการตรวจจับ sGRB/GW สำหรับการปล่อยรังสีที่คาดว่าจะเกิดขึ้นที่ความยาวคลื่นแสง ในระหว่างการค้นหานี้ 11 ชั่วโมงหลังจากสัญญาณ ปรากฏการณ์ชั่วคราวทางดาราศาสตร์SSS17aซึ่งต่อมาได้รับการกำหนดให้เป็นคิโลโนวาAT 2017gfo [ ^{1 ] ถูก}สังเกตพบในกาแล็กซีNGC 4993 ^{[ 11 ]}มันถูกบันทึกโดยกล้องโทรทรรศน์จำนวนมากในย่านความถี่แม่เหล็กไฟฟ้าอื่นๆ ตั้งแต่คลื่นวิทยุไปจนถึงความยาวคลื่นรังสีเอ็กซ์ ในช่วงหลายวันและหลายสัปดาห์ต่อมา พบว่าเป็นเมฆของวัสดุที่อุดมไปด้วยนิวตรอนที่เคลื่อนที่เร็วและเย็นตัวลงอย่างรวดเร็ว ตามที่คาดไว้สำหรับเศษซากที่ถูกขับออกมาจากการรวมตัวของดาวนิวตรอน

การสังเกตการณ์ดังกล่าวได้รับการประกาศอย่างเป็นทางการเมื่อวันที่ 16 ตุลาคม 2017 ในงานแถลงข่าวที่National Press Clubในกรุงวอชิงตัน ดี.ซี.และที่ สำนักงานใหญ่ ESOในเมืองGarching bei Münchenประเทศเยอรมนี^{[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]}

ข้อมูลบางส่วนรั่วไหลออกมาก่อนการประกาศอย่างเป็นทางการ เริ่มตั้งแต่วันที่ 18 สิงหาคม 2017 เมื่อนักดาราศาสตร์J. Craig Wheelerจากมหาวิทยาลัยเท็กซัสที่ออสตินทวีตว่า "LIGO ใหม่ แหล่งกำเนิดที่มีคู่ทางแสง ตื่นเต้นไปเลย!" ^{[ 13 ]}ต่อมาเขาได้ลบทวีตและขอโทษที่เผยแพร่ ข้อมูลก่อน การประกาศอย่างเป็นทางการคนอื่นๆ ติดตามข่าวลือนี้ และรายงานว่าบันทึกสาธารณะของกล้องโทรทรรศน์หลักหลายตัวได้ระบุการขัดจังหวะที่มีลำดับความสำคัญเพื่อสังเกตNGC 4993ซึ่งเป็นกาแล็กซีที่อยู่ห่างออกไป 40  Mpc (130  ล้านปีแสง ) ในกลุ่มดาวไฮดรา^{[ 14 ] [ 15 ]} ก่อนหน้านี้ คณะทำงานได้ปฏิเสธที่จะแสดงความคิดเห็นเกี่ยวกับข่าวลือ โดยไม่ได้เพิ่มเติมใด ๆจากการประกาศก่อนหน้านี้ว่ามีทริกเกอร์หลายตัวที่อยู่ระหว่างการวิเคราะห์^{[ 16 ] [ 17 ]}

สัญญาณคลื่นความโน้มถ่วงคงอยู่ประมาณ 100 วินาที (นานกว่าไม่กี่วินาทีที่วัดได้สำหรับการรวมตัวของหลุมดำ คู่ ) ^{[ 18 ]}โดยเริ่มจากความถี่ 24  เฮิรตซ์ครอบคลุมประมาณ 3,000 รอบ เพิ่มแอมพลิจูดและความถี่เป็นหลายร้อยเฮิรตซ์ในรูปแบบชิปแบบเกลียวเข้าทั่วไปสิ้นสุดด้วยการชนที่ได้รับเวลา 12:41:04.4  UTC ^{[ 19} ] ^{: 2} สัญญาณมาถึงเครื่องตรวจจับ Virgoในอิตาลีก่อน จากนั้น 22 มิลลิวินาทีต่อมาที่เครื่องตรวจจับ LIGO-Livingstonในรัฐลุยเซียนา สหรัฐอเมริกา และอีก 3 มิลลิวินาทีต่อมาที่เครื่องตรวจจับ LIGO-Hanford ในรัฐวอชิงตัน สหรัฐอเมริกา สัญญาณถูกตรวจจับและวิเคราะห์โดยการเปรียบเทียบกับการทำนายจากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปที่คำนวณโดยใช้การขยายตัวแบบหลังนิวตัน [ ^{1 ] : 3}

การค้นหาข้อมูลสตรีม LIGO-Hanford โดยอัตโนมัติด้วยคอมพิวเตอร์ทำให้ทีม LIGO ได้รับการแจ้งเตือนประมาณ 6 นาทีหลังจากเหตุการณ์ การแจ้งเตือน รังสีแกมมาได้ถูกออกไปแล้ว ณ จุดนี้ (16 วินาทีหลังเหตุการณ์) ^{[ 20 ]}ดังนั้นความใกล้เคียงของเวลาจึงถูกทำเครื่องหมายโดยอัตโนมัติ ทีม LIGO/Virgo ได้ออกการแจ้งเตือนเบื้องต้น (โดยมีเพียงตำแหน่งรังสีแกมมาแบบคร่าวๆ) ให้กับนักดาราศาสตร์ในทีมติดตามผลในเวลา 40 นาทีหลังเหตุการณ์^{[ 21 ] [ 22 ]}

การระบุตำแหน่งท้องฟ้าของเหตุการณ์จำเป็นต้องรวมข้อมูลจากอินเตอร์เฟอโรเมตรทั้งสามตัว แต่การดำเนินการนี้ล่าช้าเนื่องจากปัญหาสองประการ ข้อมูลจากเวอร์โกเกิดความล่าช้าเนื่องจากปัญหาการส่งข้อมูล และข้อมูลจาก LIGO Livingston ปนเปื้อนด้วยสัญญาณรบกวนจากอุปกรณ์ในช่วงสั้นๆ เพียงไม่กี่วินาทีก่อนถึงจุดสูงสุดของเหตุการณ์ ซึ่งยังคงเกิดขึ้นควบคู่ไปกับสัญญาณชั่วคราวที่เพิ่มขึ้นในความถี่ต่ำสุด จำเป็นต้องมีการวิเคราะห์และการประมาณค่าด้วยตนเองก่อนที่จะสามารถประกาศตำแหน่งท้องฟ้าได้ประมาณ 4.5 ชั่วโมงหลังจากเหตุการณ์^{[ 23 ] [ 22 ]}การตรวจจับทั้งสามครั้งระบุตำแหน่งแหล่งกำเนิดไปยังพื้นที่ 31 ตารางองศาในท้องฟ้าทางใต้ด้วยความน่าจะเป็น 90% การคำนวณโดยละเอียดเพิ่มเติมในภายหลังได้ปรับปรุงการระบุตำแหน่งให้แม่นยำยิ่งขึ้นภายใน 28 ตารางองศา^{[ 21 ] [ 19 ]}โดยเฉพาะอย่างยิ่ง การไม่มีการตรวจจับที่ชัดเจนโดยอินเตอร์เฟอโรเมตรเวอร์โกบ่งชี้ว่าแหล่งกำเนิดอยู่ในจุดบอดจุดใดจุดหนึ่ง ซึ่งเป็นข้อจำกัดที่ลดพื้นที่การค้นหาลงอย่างมาก^{[ 24 ]}

สัญญาณแม่เหล็กไฟฟ้าแรกที่ตรวจพบคือ GRB 170817A ซึ่งเป็นการระเบิดรังสีแกมมาขนาดสั้น1.74 ± 0.05 วินาทีหลังจากเวลาการรวมตัวและคงอยู่ประมาณ 2 วินาที^{[ 10 ] [ 14 ] [ 1 ] : 5}

GRB 170817A ถูกบันทึกครั้งแรกโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศเฟอร์มิ (Fermi Gamma-ray Space Telescope ) ซึ่งส่งสัญญาณเตือนอัตโนมัติเพียง 14 วินาทีหลังจากตรวจพบ 40 นาทีต่อมา หลังจากการแจ้งเตือนจาก LIGO/Virgo การประมวลผลข้อมูลด้วยตนเองจาก กล้องโทรทรรศน์รังสีแกมมา INTEGRALได้ดึงข้อมูลที่เป็นอิสระสำหรับเหตุการณ์นี้ ความแตกต่างของเวลาที่มาถึงระหว่างเฟอร์มิและ INTEGRAL ช่วยปรับปรุงการระบุตำแหน่งบนท้องฟ้าให้ดียิ่งขึ้น

GRB นี้ค่อนข้างจางเมื่อพิจารณาจากความใกล้เคียงของกาแล็กซีเจ้าบ้านNGC 4993ซึ่งอาจเป็นเพราะลำแสงไม่ได้พุ่งตรงไปยังโลก แต่ทำมุมประมาณ 30 องศาจากแกน^{[ 11 ] [ 25 ]}

มีการออกประกาศเตือนนักดาราศาสตร์คนอื่นๆ หลายชุด โดยเริ่มจากรายงานการตรวจจับรังสีแกมมาและทริกเกอร์ LIGO แบบตัวตรวจจับเดี่ยวที่เวลา 13:21 UTC และตำแหน่งท้องฟ้าของตัวตรวจจับสามตัวที่เวลา 17:54 UTC ^{[ 21 ]}สิ่งเหล่านี้กระตุ้นให้มีการค้นหาครั้งใหญ่โดย กล้องโทรทัศน์ สำรวจและหุ่นยนต์ จำนวนมาก นอกจากขนาดพื้นที่ค้นหาที่คาดว่าจะใหญ่มาก (ประมาณ 150 เท่าของพื้นที่ดวงจันทร์เต็มดวง ) การค้นหานี้ยังเป็นเรื่องท้าทายเนื่องจากพื้นที่ค้นหาอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์บนท้องฟ้าและมองเห็นได้มากที่สุดเพียงไม่กี่ชั่วโมงหลังพลบค่ำสำหรับกล้องโทรทัศน์ใดๆ ก็ตาม^{[ 22 ]}

โดยรวมแล้วมีทีมทั้งหมด 6 ทีม (One-Meter, Two Hemispheres (1M2H), ^{[ 26 ]} DLT40, VISTA , Master, DECamและหอดูดาว Las Cumbres (ชิลี)) ถ่ายภาพแหล่งกำเนิดใหม่เดียวกันโดยอิสระในช่วงเวลา 90 นาที^{[ 1 ] : 5} ทีมแรกที่ตรวจพบแสงออปติคอลที่เกี่ยวข้องกับการชนกันคือทีม 1M2H ซึ่งดำเนินการสำรวจซูเปอร์โนวา SwopeโดยพบในภาพของNGC 4993ที่ถ่ายเมื่อ 10 ชั่วโมง 52 นาทีหลังจากเหตุการณ์ GW ^{[ 10 ] [ 1 ] [ 27 ]}โดยกล้องโทรทรรศน์ Swope ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 1 เมตร (3.3 ฟุต) ที่ทำงานในย่านอินฟราเรดใกล้ที่หอดูดาว Las Campanasประเทศชิลี พวกเขายังเป็นกลุ่มแรกที่ประกาศการค้นพบนี้ โดยตั้งชื่อการตรวจจับของพวกเขาว่าSSS17aในหนังสือเวียนที่ออกเมื่อ 12 ^{ชั่วโมง} 26 ^นาทีหลังเหตุการณ์^{[ 26 ]}ต่อมาแหล่งกำเนิดใหม่นี้ได้รับการกำหนดอย่างเป็นทางการโดยสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (IAU) ให้เป็น AT 2017gfo

ทีม 1M2H ได้สำรวจกาแล็กซีทั้งหมดในบริเวณอวกาศที่คาดการณ์ไว้จากการสังเกตคลื่นความโน้มถ่วง และระบุปรากฏการณ์ชั่วคราวใหม่หนึ่งรายการ^{[ 25 ] [ 27 ]}โดยการระบุกาแล็กซีเจ้าบ้านของการควบรวม ทำให้สามารถระบุระยะทางที่แม่นยำซึ่งสอดคล้องกับระยะทางที่คำนวณจากคลื่นความโน้มถ่วงเพียงอย่างเดียวได้^{[ 1 ] : 5}

การตรวจจับแหล่งกำเนิดแสงและอินฟราเรดใกล้ทำให้การระบุตำแหน่งดีขึ้นอย่างมาก ลดความไม่แน่นอนจากหลายองศาเหลือเพียง 0.0001 องศา ซึ่งทำให้กล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินและอวกาศขนาดใหญ่หลายตัวสามารถติดตามแหล่งกำเนิดแสงได้ในอีกหลายวันและหลายสัปดาห์ต่อมา ภายในไม่กี่ชั่วโมงหลังจากระบุตำแหน่งแล้ว ก็มีการสังเกตการณ์เพิ่มเติมอีกมากมายในสเปกตรัมอินฟราเรดและแสงที่มองเห็นได้^{[ 27 ]}ในช่วงหลายวันต่อมา สีของแหล่งกำเนิดแสงเปลี่ยนจากสีน้ำเงินเป็นสีแดงเมื่อแหล่งกำเนิดแสงขยายตัวและเย็นลง^{[ 25 ]}

มีการสังเกตสเปกตรัมแสงและอินฟราเรดจำนวนมาก สเปกตรัมในช่วงแรกแทบไม่มีลักษณะเด่น แต่หลังจากนั้นไม่กี่วัน ลักษณะเด่นที่กว้างๆ ก็ปรากฏขึ้น ซึ่งบ่งชี้ถึงวัสดุที่ถูกปล่อยออกมาด้วยความเร็วประมาณ 10 เปอร์เซ็นต์ของความเร็วแสง มีหลักฐานที่ชัดเจนหลายประการที่บ่งชี้ว่า AT 2017gfo เป็นผลพวงจาก GW170817 การเปลี่ยนแปลงของสีและสเปกตรัมแตกต่างอย่างมากจากซูเปอร์โนวาที่รู้จักใดๆ ระยะทางของ NGC 4993 สอดคล้องกับที่ประเมินอย่างอิสระจากสัญญาณ GW ไม่พบปรากฏการณ์ชั่วคราวอื่นๆ ในบริเวณตำแหน่งท้องฟ้าของ GW สุดท้ายนี้ ภาพจากคลังข้อมูลต่างๆ ไม่แสดงสิ่งใดๆ ที่ตำแหน่งของ AT 2017gfo ซึ่งตัดความเป็นไปได้ของดาวแปรแสงที่อยู่เบื้องหน้าในทางช้างเผือกออกไป^{[ 26 ]}

แหล่งกำเนิดถูกตรวจพบในรังสีอัลตราไวโอเลต (แต่ไม่ใช่ในรังสีเอ็กซ์) 15.3 ชั่วโมงหลังจากเหตุการณ์โดยภารกิจ Swift Gamma-Ray Burst [ ^{28 ] [ 7 ] หลังจาก}ที่ไม่มีการตรวจพบรังสีเอ็กซ์และคลื่นวิทยุในตอนแรก แหล่งกำเนิดถูกตรวจพบในรังสีเอ็กซ์ 9 วันต่อมา^{[ 29 ]}โดยใช้กล้องโทรทรรศน์รังสีเอ็กซ์จันทรา [ ^{30 ] [ 31 ] [ 32 ]}และ 16 วันต่อมาในคลื่นวิทยุ^{[ 33 ]}โดยใช้Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) ใน^{นิวเม็กซิโก} [ ^{11 ]}มีหอดูดาวมากกว่า 70 แห่งที่ครอบคลุม^{สเปกตรัมแม่เหล็ก}ไฟฟ้าที่สังเกตแหล่งกำเนิดนี้^{[ 11 ]}

แสงวิทยุและรังสีเอ็กซ์เพิ่มขึ้นถึงจุดสูงสุด 150 วันหลังจากการรวมตัว^{[ 34 ] [ 35 ]}จากนั้นจึงลดลง^{[ 36 ]}นักดาราศาสตร์ได้เฝ้าติดตามแสงเรืองรองของ GW170817 โดยใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล [ ^{37 ] [ 38 ] ใน}ที่สุดเศษซากก็เริ่มจางหายไปในการสังเกตการณ์รังสีเอ็กซ์ที่ถ่ายในปี 2018 ซึ่งเป็นเวลา 260 วันหลังจากการรวมตัว^{[ 39 ]}ถึงกระนั้น การแผ่รังสีเอ็กซ์อย่างต่อเนื่องที่ระดับ 5 ซิกมาก็ถูกสังเกตโดยกล้องโทรทรรศน์จันทรา 940 วันหลังจากการรวมตัว^{[ 40 ]}

ไม่ พบ นิวตริโนที่สอดคล้องกับแหล่งกำเนิดในการค้นหาติดตามผลโดยหอดูดาวนิวตริโนIceCubeและANTARES และ หอดูดาว Pierre Auger [ ^{19 ] [ 1 ] คำ}อธิบายที่เป็นไปได้สำหรับการไม่ตรวจพบนิวตริโนคือเนื่องจากเหตุการณ์ดังกล่าวถูกสังเกตที่มุมนอกแกนขนาดใหญ่ ดังนั้นเจ็ตที่พุ่งออกมาจึงไม่ได้มุ่งตรงไปยังโลก^{[ 41 ] [ 42 ]}

ที่มาและคุณสมบัติ (มวลและการหมุน) ของระบบดาวนิวตรอนคู่เช่น GW170817 เป็นผลมาจากการปฏิสัมพันธ์ของดาวคู่ที่ซับซ้อนเป็นเวลานาน^{[ 43 ]}สัญญาณคลื่นความโน้มถ่วงบ่งชี้ว่ามันถูกสร้างขึ้นจากการชนกันของดาวนิวตรอนสองดวง^{[ 14 ] [ 15 ] [ 17 ] [ 44 ]}ที่มีมวลรวมเท่ากับ2.82+0.47 −0.09มวลสุริยะ ( M _☉ ) ^{[ 19 ]}หากสมมติว่าการหมุน ต่ำ ซึ่งสอดคล้องกับที่สังเกตได้ใน ดาวนิวตรอน คู่ ที่คาดว่าจะรวมตัวกันภายใน (สองเท่า^{[ a ]} ​​) ของเวลาฮับเบิลมวลรวมคือ2.74+0.04 −0.01 ม_☉ .

มวลของดาวฤกษ์ต้นกำเนิดมีความไม่แน่นอนมากกว่ามวลแบบชิป (chirp mass ) ซึ่งเป็นพารามิเตอร์ที่สังเกตได้โดยตรงและอาจเทียบได้คร่าวๆ กับค่าเฉลี่ยเรขาคณิตของมวลก่อนหน้า ถูกวัดได้ที่1.188+0.004 −0.002 M _☉ . ^{[ 45 ]}บรรพบุรุษที่ใหญ่กว่า ( m ₁ ) มีโอกาส 90% ที่จะอยู่ระหว่าง1.36 และ 2.26  M _☉และค่าที่เล็กกว่า ( m ₂ ) มีโอกาส 90% ที่จะอยู่ระหว่างนั้น0.86 และ 1.36  M ☉ _[ ^{45 ] ภาย}ใต้สมมติฐานสปินต่ำ ช่วงต่างๆ คือ1.36 ถึง 1.60  M _☉สำหรับm ₁และ1.17 ถึง 1.36  M _☉สำหรับm ₂ภายในรัศมี 12 กม. ^{[ 46 ]}

เชื่อกันว่าดาวนิวตรอนมวลมหาศาลก่อตัวขึ้นในตอนแรก ดังที่เห็นได้จากปริมาณการพุ่งออกมาจำนวนมาก (ซึ่งส่วนใหญ่จะถูกดักจับโดยหลุมดำที่กำลังก่อตัวขึ้นในทันที) ในตอนแรก การขาดหลักฐานสำหรับการปล่อยพลังงานที่เกิดจากการหมุนช้าลงของดาวนิวตรอน ซึ่งจะเกิดขึ้นกับดาวนิวตรอนที่มีอายุยืนยาวกว่านั้น บ่งชี้ว่ามันยุบตัวลงเป็นหลุมดำภายในไม่กี่มิลลิวินาที^{[ 47 ]}อย่างไรก็ตาม การวิเคราะห์โดยละเอียดเพิ่มเติมของสัญญาณหาง GW170817 ในภายหลังพบหลักฐานของคุณลักษณะเพิ่มเติมที่สอดคล้องกับการหมุนช้าลงในเวลาไม่กี่วินาทีของแมกเนตาร์มวลมหาศาล ระดับกลางหรือที่เหลืออยู่ ^{[ 48 ]}และพลังงานของการหมุนช้าลงนี้ถูกประมาณไว้ที่ ≃63 Foeซึ่งเทียบเท่ากับ 3.5% ของมวล-พลังงานของดวงอาทิตย์^{[ 49 ]}ซึ่งต่ำกว่าความไวที่ประมาณไว้ของอัลกอริทึมการค้นหาของ LIGO ในขณะนั้น^{[ 50 ]}สิ่งนี้ได้รับการยืนยันในปี 2023 โดยวิธีการวิเคราะห์ที่เป็นอิสระทางสถิติซึ่งเปิดเผยกลไกหลักของ GRB  170817A ^{[ 51 ]}

การระเบิดรังสีแกมมาช่วงสั้นๆตามมาด้วย ปรากฏการณ์ คิโลโนวา ที่พัฒนาช้ากว่าในช่วงหลายเดือนถัดมา ซึ่งเป็นแสงเรืองรองที่ขยายตัวเป็นทรงกลมที่เกิดจากการสลายตัวของนิวเคลียสหนัก ใน กระบวนการrที่ผลิตและถูกปล่อยออกมาในช่วงเวลาแห่งหายนะครั้งแรก^{[ 52 ] [ 53 ]}ดังนั้น GW170817 จึงยืนยันว่าการรวมตัวของดาวนิวตรอนเป็นสถานที่ที่เหมาะสมสำหรับ กระบวนการ rซึ่งสามารถเกิดการสังเคราะห์นิวเคลียสของไอโซโทปประมาณครึ่งหนึ่งในธาตุที่หนักกว่าเหล็กได้^{[ 11 ]} เชื่อกันว่ามีการก่อตัวของธาตุหนัก รวมทั้งหมด 16,000 เท่าของมวลโลกรวมถึงธาตุทองคำและแพลทินัมประมาณ 10 เท่าของมวลโลก^{[ 54 ]}การปล่อยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าคาดว่าอยู่ที่ 0.5% ของมวลและพลังงานของดวงอาทิตย์^{[ 49 ]}

ณ ปี 2025 ลักษณะที่แท้จริงของเศษซากขนาดกะทัดรัดที่ เสถียรในที่สุด ยังคงไม่แน่นอน^{[ 48 ] [ 40 ]}

ความสนใจทางวิทยาศาสตร์ในเหตุการณ์นี้มีมากมายมหาศาล โดยมีเอกสารเบื้องต้นหลายสิบฉบับ (และเอกสารก่อนตีพิมพ์เกือบ 100  ^{ฉบับ [ 55 ] ) ตีพิมพ์ในวันที่มีการประกาศ รวมถึงจดหมาย 8 ฉบับใน Science [} 11 ^{] 6 ฉบับ}ในNatureและ^{32 ฉบับ}ในฉบับพิเศษของThe Astrophysical Journal Lettersที่อุทิศให้กับหัวข้อนี้^{[ 56 ]}ความสนใจและความพยายามนั้นเป็นไปทั่วโลก: บทความที่อธิบายการสังเกตการณ์แบบหลายแหล่งข้อมูล^{[ 1 ]}เขียนโดยนักดาราศาสตร์เกือบ 4,000 คน (ประมาณหนึ่งในสามของชุมชนดาราศาสตร์ทั่วโลก) จากสถาบันมากกว่า 900 แห่ง โดยใช้หอดูดาวมากกว่า 70 แห่งใน 7 ทวีปและในอวกาศ^{[ 13 ] [ 11 ]}

งานทางทฤษฎีได้ทำนายว่าคลื่นความโน้มถ่วงแพร่กระจายด้วยความเร็วแสงในสุญญากาศ^{[ 57 ]}เหตุการณ์นี้ให้ข้อจำกัดเกี่ยวกับความแตกต่างระหว่างความเร็วแสงในสุญญากาศและความเร็วของแรงโน้มถ่วง สมมติว่าโฟตอนแรกถูกปล่อยออกมาระหว่างศูนย์ถึงสิบวินาทีหลังจากการปล่อยคลื่นความโน้มถ่วงสูงสุด ความแตกต่างระหว่างความเร็วของคลื่นความโน้มถ่วงและคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าจะถูกจำกัดให้อยู่ระหว่าง −3×10 ⁻¹⁵และ +7×10 ⁻¹⁶เท่าของความเร็วแสง ซึ่งปรับปรุงการประมาณค่าก่อนหน้านี้ได้ประมาณ 14 อันดับของขนาด^{[ 45 ] [ 58 ] [ b ]}${\displaystyle v_{\text{GW}}-v_{\text{EM}}}$

นอกจากนี้ GW170817 ยังอนุญาตให้ตรวจสอบหลักการสมดุล (ผ่าน การวัด ความล่าช้าของ Shapiro ) และ ความไม่แปรเปลี่ยน ของLorentz ^{[ 19 ]}ขีดจำกัดของการละเมิดความไม่แปรเปลี่ยนของ Lorentz ที่เป็นไปได้ (ค่าของ "สัมประสิทธิ์ภาคแรงโน้มถ่วง") ลดลงได้มากถึงสิบอันดับของขนาดจากการสังเกตการณ์ใหม่^{[ 45 ]}

เหตุการณ์นี้ยังไม่รวมทางเลือกอื่น ๆ นอกเหนือจากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป [ ^{59 ] [ 58 ]}รวมถึงรูปแบบต่าง ๆ ของทฤษฎีสเกลาร์-เทนเซอร์^{[ 60 ] [ 61 ] [ 62 ] [ 63 ] [ 64 ] [ 65 ] [ 66 ] [ 67 ] แรง} โน้มถ่วง ของHořava–Lifshitz ^{[ 63 ] [ 68 ] [ 64 ] ตัวจำลองส}สารมืด^{[ 69 ]}และแรงโน้มถ่วงแบบไบเมตริก [ ^{70 ] ยิ่งไปกว่านั้น การวิเคราะห์ที่ตีพิมพ์ในเดือน กรกฎาคม} 2018 ใช้ GW170817 เพื่อแสดงให้เห็นว่าคลื่นความโน้มถ่วงแพร่กระจายอย่างสมบูรณ์ผ่านปริภูมิเวลาโค้ง (3+1) มิติที่อธิบายโดยทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป โดยตัดสมมติฐานที่เกี่ยวข้องกับ "การรั่วไหล" เข้าสู่มิติเชิงพื้นที่ที่สูงกว่าและไม่กระชับ^{[ c ] [ 71 ]}

สัญญาณคลื่นความโน้มถ่วง เช่น GW170817 อาจถูกใช้เป็นสัญญาณมาตรฐานเพื่อวัดค่าคงที่ฮับเบิล อย่าง อิสระ^{[ 72 ] [ 73 ]}ค่าประมาณเบื้องต้นของค่าคงที่ที่ได้จากการสังเกตคือ70.0+12.0 −8.0 (กม./วินาที)/Mpc ซึ่งสอดคล้องกับการประมาณค่าที่ดีที่สุด ในปัจจุบัน โดย ทั่วไป ^{[ 72 ]}การศึกษาเพิ่มเติมได้ปรับปรุงการวัดเป็น70.3+5.3 −5.0 (กม./วินาที)/เมกะพาร์เซก^{[ 74 ] [ 75 ]}เมื่อรวมกับการสังเกตเหตุการณ์ในอนาคตประเภทนี้ ความไม่แน่นอนคาดว่าจะถึง 2 เปอร์เซ็นต์ภายใน 5 ปี และ 1 เปอร์เซ็นต์ภายใน 10 ปี^{[ 76 ] [ 77 ]}อย่างไรก็ตาม ณ เดือนมกราคม พ.ศ. 2568 ยังไม่มีการตรวจจับคลื่นความโน้มถ่วงเพิ่มเติมของการรวมตัวของดาวนิวตรอนที่ระบุตำแหน่งโดยการสังเกตการณ์ทางแม่เหล็กไฟฟ้า^{[ 78 ]}

การวิเคราะห์ GW170817 ให้ข้อมูลเพิ่มเติมเกี่ยวกับพลวัตของการรวมตัวของดาวนิวตรอน^{[ 80 ]}การสังเกตการณ์ทางแม่เหล็กไฟฟ้าบ่งชี้ว่าเหตุการณ์เหล่านี้มีส่วนรับผิดชอบต่อการสังเคราะห์นิวเคลียสผ่านการจับนิวตรอนอย่างรวดเร็วหรือกระบวนการr ^{[ 27 ] [ 81 ]}ซึ่งก่อนหน้านี้สันนิษฐานว่าเกี่ยวข้องกับการระเบิดของซูเปอร์โนวา และด้วยเหตุนี้จึงเป็นแหล่งกำเนิดหลักของ ธาตุกระบวนการ rที่หนักกว่าเหล็ก^{[ 1 ]}รวมถึงทองคำและแพลทินัม^{[ 54 ] [ 82 ]} การระบุธาตุกระบวนการ rครั้งแรกในการรวมตัวของดาวนิวตรอนได้รับในระหว่างการวิเคราะห์สเปกตรัม GW170817 ใหม่ สเปกตรัมให้หลักฐานโดยตรงของ การ ผลิตสตรอนเทียมในระหว่างเหตุการณ์ดังกล่าว^{[ 83 ]}ตั้งแต่นั้นมา มีการระบุธาตุกระบวนการ r หลายชนิด ในสารที่ถูกพุ่งออกมา รวม^ถึงอิตเทรียม [ ^{84 ]}แลนทานัมและซีเรียม^{[ 85 ]}อย่างไรก็ตาม GW170817 เพียงอย่างเดียวไม่เพียงพอสำหรับการตรวจสอบผลผลิตของการผลิตธาตุหนัก^{[ 86 ] [ 87 ]}

GW170817 เพียงอย่างเดียวทำให้สามารถกำหนดมวลสูงสุดของดาวนิวตรอนได้โดยใช้หลักฐานเชิงประจักษ์ ซึ่งก็คือขีดจำกัด Tolman–Oppenheimer–Volkoffอยู่ที่ประมาณ 2.01 ถึง 2.16 (มวลของดวงอาทิตย์) ^{[ 88 ] [ 89 ]}แม้ว่าจะมีดาวนิวตรอนที่ทราบกันว่ามีมวลมากกว่า เช่นPSR J0952−0607 (2.35 ) ^{[ 5 ]}การสังเกตการณ์นี้ยังช่วยจำกัดสมการสถานะสำหรับสสารนิวเคลียร์หนาแน่น^{[ 90 ] [ 91 ]}และช่วงรัศมีที่เป็นไปได้สำหรับดาวนิวตรอน^{[ 92 ]}ในเดือนกันยายน 2018 นักดาราศาสตร์ได้รายงานการศึกษาที่เกี่ยวข้องเกี่ยวกับการรวมตัวกันที่เป็นไปได้ของดาวนิวตรอน (NS) และดาวแคระขาว (WD) รวมถึงการรวมตัวกันของ NS–NS, NS–WD และ WD–WD ^{[ 93 ]}${\displaystyle M_{\odot }}$${\displaystyle M_{\odot }}$

ในเดือนตุลาคม พ.ศ. 2560 สตีเฟน ฮอว์คิงได้กล่าวถึงความสำคัญทางวิทยาศาสตร์โดยรวมของ GW170817 ในการให้สัมภาษณ์ออกอากาศครั้งสุดท้ายของเขา โดยเขาได้กล่าวถึงการกำหนดระยะทางจักรวาลวิทยาอย่างอิสระ การก่อตัวของธาตุหนัก การกำเนิดของหลุมดำ การทดสอบทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปในระบอบสนามแรง และพฤติกรรมของสสารที่ความหนาแน่นสุดขั้ว^{[ 94 ]}

ในเดือนตุลาคม 2018 นักดาราศาสตร์รายงานว่า เมื่อมองย้อนกลับไป เหตุการณ์ sGRB ที่ตรวจพบในปี 2015 ( GRB 150101B ) อาจเป็นกรณีแรกเริ่มของปรากฏการณ์ทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์แบบเดียวกัน กับที่รายงานไว้สำหรับ GW170817 ความคล้ายคลึงกันระหว่างสองเหตุการณ์ในแง่ของ การปล่อย รังสีแกมมาแสงและรังสีเอ็กซ์รวมถึงลักษณะของกาแล็กซี เจ้าบ้านที่เกี่ยวข้อง ถือว่า "น่าทึ่ง" ซึ่งชี้ให้เห็นว่าเหตุการณ์ก่อนหน้านี้อาจเป็นผลมาจากการรวมตัวของดาวนิวตรอนเช่นกัน และทั้งหมดนี้อาจเป็นสัญญาณของ ปรากฏการณ์ คิโลโนวา ประเภทใหม่ที่ไม่เคยรู้จักมาก่อน ทำให้คิโลโนวามีความหลากหลายและพบได้ทั่วไปในจักรวาลมากกว่าที่เคยเข้าใจมาก่อน^{[ 95 ] [ 96 ] [ 97 ] [ 98 ]}

การวิจัยในภายหลังยังตีความGRB 160821Bซึ่งเป็น sGRB อีกตัวหนึ่งที่เกิดขึ้นก่อน GW170817 ว่าอยู่ในกลุ่มนี้เช่นกัน โดยพิจารณาจากความคล้ายคลึงของแสงเรืองรองกับลักษณะเฉพาะของAT 2017gfo ^{[ 99 ]}

• ดาราศาสตร์คลื่นความโน้มถ่วง
• ฟิสิกส์ดาราศาสตร์นิวเคลียร์
• รายชื่อการสังเกตการณ์คลื่นความโน้มถ่วง
• พัลซาร์ฮัลส์-เทย์เลอร์

วิกิมีเดียคอมมอน ส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับGW170817

• "การตรวจจับ" LIGO
• "การสังเกตการณ์ติดตามผลของ GW170817"เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อวันที่ 17 กันยายน 2018 เรียกดูเมื่อวันที่ 20 ตุลาคม 2017
• วิดีโอที่เกี่ยวข้อง (16 ตุลาคม 2560):
  • การแถลงข่าว NSF LIGO-Virgo: 2 ช่วงอภิปรายและถาม-ตอบ (03:21)บน YouTube
  • MPI: เสียงของการควบรวมกิจการ (0:32)บน YouTube
  • AAAS (02 ^นาที 42 ^{วินาที} )บน YouTube
  • Caltech (03 ^นาที 56 ^{วินาที} )บน YouTube
  • MIT (00 ^ม. 42 ^{วินาที} )บน YouTube
  • SciNews (01 ^นาที 46 ^{วินาที} )บน YouTube