這是一篇可以當論文的文章！全世界望遠鏡共同見證雙子星合併
距離3位引力波科學家捧得2017諾貝爾物理學獎剛剛過去十幾天，一場聲勢浩大又神秘兮兮的釋出會再度吸引了全世界的目光。
在引力波探測已經日常化的今天，是什麼大新聞能惹出這麼大的動靜呢？答案於昨晚揭曉了。
圖1：人類首次探測到雙中子星合併的引力波以及相對應的電磁訊號。
圖2：中子星合併產生的引力波和之前黑洞產生的引力波訊號持續時間比較圖，此次雙中子星持續了大約100秒，這裡只是展示了50多秒。
臺北時間10月16日晚10點，一場長達兩小時的新聞釋出會在華府全國新聞俱樂部（National Press Club）召開，LIGO執行主任大衛·萊茲（David Reitze）宣佈，鐳射干涉引力波天文臺（LIGO）和室女座引力波天文臺（Virgo）於2017年8月17日首次發現了一種前所未有的新型引力波事件！
由兩個質量分別為1.15和1.6個太陽質量的雙中子星併合所產生，根據探測日期確定編號為GW170817，距離我們1.3億光年。此外，在全世界眾多天文學家及探測裝置的協同努力之下，還發現了該引力波事件的電磁對應體。
2016年初，大衛·萊茲曾站在這同一個地方，宣佈人類首次探測到了引力波——那時候我們說，多信使天文學新紀元即將開啟。
在這一次GW170817的探測中，人類首次同時探測到了引力波及其電磁對應體，這可以被視作引力波多信使天文學紀元真正意義上的開端，在天文學發展史上有著劃時代的重大意義。
另一方面，雙中子星合併通常被認為是伽馬射線暴的一類產生源，會產生很多不同的觀測現象，所以綜合引力波、電磁波等多個方式的觀測，我們能夠對中子星這一充滿謎團的天體做出更為詳細的瞭解。
圖3：可以看出LIGO引力波訊號結束的時間和伽瑪暴的開始時間相差了大約2秒鐘。
正如我們第一次直接探測到黑洞引力波一樣，此次探測到雙中子星引力波也完全是一個意外，而且來得有點早。
此前，科學家們根據對雙中子星的瞭解和LIGO探測靈敏度的分析比較，估計至少要等到aLIGO進一步升級、達到預期靈敏度之後，LIGO/VIRGO才有可能探測到雙中子星合併，差不多至少要等到2019年。
人類提前兩年成功探測到雙中子星合併，算得上是一個美好的驚喜了。如果究其原因，除了探測到的這一系統距離我們比較近之外，多方面聯合協作是促成此次成功探測的重要因素。
1、全球協作，鎖定目標
GW170817的探測過程振奮人心、值得一表，比國際刑警跨洲追捕逃犯還要精彩。
2017年8月17日，分佈在全球各地的天文學家們獲得了一個訊息，LIGO和Virgo探測器探測到了一個持續時間為100秒左右的新引力波訊號，其形式與兩個中子星的併合相一致。在該引力波訊號到達後大約1.7秒，NASA費米衛星搭載的伽瑪暴監測器（GBM）和歐洲INTEGRAL望遠鏡搭載的SPI-ACS探測器均探測到了一個闇弱的短時標伽馬射線暴，並將其命名為GRB170817A。由於二者時間和空間的一致性，被認為與引力波事件成協（“成協”指兩種現象是相關的）。
在得知這一訊息之後，全世界各地的望遠鏡就開始了忙碌的觀測。在不到11個小時之內，位於智利的Swope超新星巡天（SSS）望遠鏡首先在星系NGC4993中觀測到了明亮的光學源，初步確認為其光學對應體，編號為AT2017gfo/SSS17a。在此之後，其他幾個團隊分別獨立探測到了該光學源，從而加以確認。
在接下來的幾個星期之內，天文學家動用了世界上最為先進的一些望遠鏡，比如錢德拉X射線空間望遠鏡（Chandra X-ray Telescope），哈勃空間望遠鏡，位於智利、口徑達到8.4米的甚大望遠鏡（Very Large Telescope），還有亞毫米波段靈敏度最高的阿塔卡馬大型毫米波陣ALMA等等，對該區域開展了緊鑼密鼓的觀測。
這些觀測對這一災變性事件提供了從併合前約100秒到併合後數星期的全面描述，最終證實了科學家的很多猜想：NGC4993星系中的兩個中子星併合，產生了引力波、短伽瑪暴暴和千新星。
圖4：（左）歐南臺幾個不同望遠鏡看到引力波源對應的光學影象。（右）哈勃望遠鏡在不同時間觀測到的影象。
此次探測堪稱全球協作的一次完美體現，不過，就像大衛·萊茲在釋出會上所說，NASA費米衛星伽瑪暴訊號的探測使得此次LIGO探測大放光彩。儘管引力波訊號先於伽馬射線訊號產生，但有趣的是，NASA費米衛星傳送的探測訊號要早於LIGO團隊的訊號。
原因在於，NASA費米衛星的伽瑪暴監視器在探測到伽瑪暴訊號GRB170817A之後，自動向GCN系統傳送了相關警報。然而，LIGO的自動資料分析就耗時約6分鐘——科學家們先是在LIGO漢福德觀測站幾乎同一時刻的資料中，找到了一個引力波事件候選體GW170817，發現此引力波早於GRB170817A兩秒發生，LIGO-Virgo快速響應團隊隨後手動檢查了資料，才向其簽訂合作協議的組織釋出了警報。之後，科學家又進一步在歐洲INTEGRAL衛星的觀測資料中確認了伽瑪暴訊號的存在。
本來平淡無奇的伽瑪暴訊號，因為與一個很強的引力波候選體同時存在，一下子引起了整個天文界的觀測興趣，此天區也成為了一個熱門的觀測物件。
在9月底的第四次引力波釋出會上，姍姍來遲的VIRGO已使得LIGO探測器的空間定位範圍從1160平方度收縮到100平方度，二者協同合作，將空間位置的精確性大大提升。
如果進一步利用貝葉斯統計方法對所有可能引數進行估算，空間定位將進一步縮減至60平方度。這樣一來，空間定位就足足提高了將近20倍。在這次的雙中子星事件中，三個探測器最終將產生源定位於一個28平方度的範圍之內。正因空間定位準確性大大提高，電磁波段所探測到的空間確認才成為了可能。
圖5：目前探測到的5次引力波空間定位比較圖，黃色是最新的引力波GW170817確定的引力波源所在的區域。
聯合觀測的另一個重要意義是快速反應。無論是費米觀測到的伽瑪暴，還是LIGO/VIRGO看到的引力波，持續時間都非常短暫，所以需要其它天文臺和觀測者立即對於可能區域進行後續的追蹤觀測，這就需要某個系統即時通知可能的位置資訊。
對於伽瑪暴而言，在上世紀末BeppoSAX衛星在軌工作期間，網路已經興起，NASA建立了一個伽瑪射線暴協調網路（Gamma-ray Coordinates Network, GCN）的郵件系統；
一旦某個衛星探測到伽瑪暴訊號，將會以最快速度把伽瑪暴的位置資訊傳送到此係統中，凡是訂閱了該郵件系統的人都能夠即時收到提示，以便開展可能的觀測。此次費米觀測正是利用此係統，將觀測資訊以最快的速度通知給了全球的很多組織，隨後才有眾多望遠鏡紛紛加入觀測。
當然，對於LIGO/VIRGO組織而言，為了保證其可能的後續觀測，他們與全球近70個觀測組織（中國有將近10個組織）簽訂了備忘錄合同，一旦引力波訊號被探測到，也會透過其特有的渠道傳遞相關資訊。
2、比雙黑洞合併更美的雙中子星合併
正如釋出會提到的，這次探測到的引力波是由雙中子星合併而產生，之前公佈的4例引力波事件都是由雙黑洞所產生。二者之間最大的差別就在於，雙中子星合併會產生電磁波輻射，而對於黑洞而言，我們通常認為不會產生，這一點也得到了觀測上的驗證。
是什麼原因導致了此種差別呢？
通常而言，按照天體物理輻射的理論要求，要產生電磁輻射，天體周圍必須要有氣體的存在。對於黑洞系統而言，儘管在最初產生時，黑洞周圍可能有很多氣體，然而在漫長的演化過程當中，如果沒有更多氣體來源的話，在黑洞合併的最後階段，氣體已消耗完畢，所以無法產生電磁輻射，只能產生擾動時空的引力波——就像科學家前4次探測到的那樣。
在雙中子星合併之前，周圍的氣體很可能也已消耗完畢。
然而，合併過程當中會有部分物質以接近光速或遠低於光速的速度被拋射出去，從而產生我們看到的各種電磁現象——短時標伽馬射線暴（簡稱伽瑪暴）、伽瑪暴餘輝和千新星。接近光速運動的物質產生了費米衛星看到的伽瑪暴，而低速運動的物質產生了千新星，被很多的光學/紅外望遠鏡捕捉到。
等等，短時標伽馬射線暴、伽瑪暴餘輝和千新星都是什麼？
讓我們一一說來。
簡單來說，伽瑪暴是天空中某一個方向伽馬射線輻射突然增亮的現象，可以說是宇宙間自大爆炸之後最為劇烈的天體爆發現象。20世紀90年代初，康普頓伽馬射線天文臺在觀測到上千個伽瑪暴之後做了一個簡單統計，按照它們持續時間的長短分為兩大類：一類是爆發時間長於2秒的長時標伽瑪暴，另一類是爆發時標短於2秒的短時標伽瑪暴。後經深入研究發現，這兩種伽瑪暴的產生起源完全不同。
根據目前的理解，無論是大質量恆星坍縮形成的長時標伽瑪暴，還是雙緻密星產生的短時標伽瑪暴，儘管中心天體會有差別（或者是黑洞，或者是轉動極快的磁星），伽瑪暴的產生機制以及之後的演化都可以用一個被稱為“火球”模型（fireball model）的理論來解釋。在這個理論中，中心天體會在一段時間內，產生相對持續的極端相對論噴流，這就意味著，這些噴出物質會以接近光速速度，沿著天體的轉軸方向向外運動。
因為噴射出去的物質之間存在著速度上的微小差別，導致它們彼此發生碰撞，將自身運動的動能轉化為氣體粒子的熱能，而後在磁場作用下產生我們所看到的高能輻射，也就是早期的伽馬射線，這就很好地解釋了我們所看到的伽瑪暴。大質量恆星產生的噴流時間長，雙中子星合併產生的噴流時間短，從而導致了我們觀測上的差別。
這些星體周圍存在著星際氣體介質，噴流物質在停止相互碰撞之後會繼續向外運動，與周圍的氣體介質發生相互作用，把自身運動的能量傳遞給周圍的星際氣體，星際氣體被加熱從而產生較強的輻射，這就是所謂的伽瑪暴餘輝。它的能譜（energy spectrum）波段會從X射線一直延伸到射電波段。在一定程度上，餘輝的強弱與周圍星際氣體的密度相關，密度更高，餘輝也就更亮。
此次與引力波相關的伽瑪暴屬於短時標伽瑪暴，因為費米衛星觀測到的爆發時標為0.7秒。除此之外，無論是引力波的結果還是電磁波的觀測擬合結果，也都和雙中子星合併的預期相一致。例如，引力波波形的擬合告訴了我們中子星的質量，與中子星的質量範圍一致。
在雙中子星合併的過程當中，有大約1/1000到1/100左右太陽質量的物質沿各個方向被拋射出去，形狀近似於一個球體。這些拋射出去的物質透過快中子俘獲過程產生大量的重元素。
這些元素很不穩定，能夠快速衰變，產生輻射加熱拋射物，從而使其發出明亮的可見光以及近紅外輻射，其亮度通常會達到千倍的新星級別，故被稱為“千新星”。因為這個千新星距離地球很近，所以非常明亮，是之前探測到的短時標伽瑪暴距離的十分之一。
圖6：雙中子星旋近，最終合併產生千新星的過程。
因為產生引力波的天體完全不同，所以我們觀測到的引力波形會存在較大差別。中子星的質量相較於黑洞要小很多，合併過程中對於時空的擾動變形程度更弱，所以，在目前探測器靈敏度確定的情況下，我們只可能探測到比較臨近的引力波訊號。這次的引力波源距離我們1.3億光年，是目前探測到的所有引力波源中最近的一例。
透過波形的擬合，科學家們確定了兩個中子星的質量分別大約是1.15和1.6個太陽質量，合併後的天體質量約為2.74個太陽質量，拋射出去的僅有0.01個太陽質量。
3、已解之惑與未解之謎
此前，無論是對於中子星本身，還是雙中子星合併產生的伽瑪暴，我們還有很多的疑難問題有待解答。雙中子星合併之後，產生的是轉速更快的中子星還是黑洞？有多少物質會在爆發中被拋射出去？噴流的機制和噴流的夾角是怎樣的？我們都還不能確定。
此外，到目前為止，科學家對於中子星內部的組成和結構仍不是特別清楚。而當兩個中子星互相靠近但未合併之時，兩個中子星會被彼此的潮汐力拉扯嚴重變形，從而最終影響旋近的速度，也會影響產生的引力波波形。所以，科學家們希望，引力波和電磁波的聯合觀測能夠對這些問題提供一部分珍貴的答案。
遺憾的是，受限於目前引力波探測裝置的靈敏度，引力波訊號曲線並不是很好，所以對於有關內部結構的問題並沒有得到解答。但是，對於部分合並之後丟擲了多少物質的問題，我們已經初步有了答案。值得驕傲的是，這一答案是由一部參與觀測的中國望遠鏡給出的。（答案後文馬上揭曉）
雙中子星合併之後是產生了中子星，還是產生了黑洞？
現在依然無法確定。
因為透過引力波波形的擬合，合併後的質量約為2.74太陽質量。從理論上說，如果一個天體的質量超過3個太陽質量，通常會被認為是黑洞。而中子星的最大允許值並不明確，如果中子星的內部由中子構成，綜合考慮狀態方程和轉速，要想達到2.74個太陽質量不太可能。然而如果內部由其他的奇異物質（比如夸克）構成的話，在一定條件下，這個質量的天體就有一定可能性，此時這一天體應該被稱為“夸克星”。
不過，目前所有觀測都沒能給出中子星和黑洞的臨界質量，當然也沒能給出夸克星存在的證據。從觀測的角度而言，我們觀測到的最重的中子星大約是2個太陽質量，最小質量的黑洞質量是5個太陽質量；
在這兩者之間，一片空白，還未發現任何緻密天體的質量屬於這個範圍。所以，對於此次雙中子星合併產生的2.74個太陽質量的天體，儘管我們還不能確定它到底是什麼，但是這一發現填補了黑洞和中子星之間的空白，為日後更多的天文發現掀起了帷幕的一角。
圖7：目前所探測到的黑洞和中子星質量分佈圖，可以看到兩者之間存在一個很大的空白，此次探測是第一個填進此空白區域的天體。
儘管科學家們沒有看到中子星內部資訊，也不知道最終的合併物是什麼，但眾多後續電磁觀測還是告訴我們了一些之前不太確定的資訊，比如甚大望遠鏡（VLT）的光譜觀測確認了重金屬（比如我們熟知的金銀等元素）的來源，大多數就是在中子星合併的過程當中產生的。
圖8：元素起源表。黃色代表了併合中子星所產生的元素，我們常見的金銀就是透過此過程產生的。
之前科學家曾在短時標伽瑪暴中探測到了3起疑似千新星事例，但只不過是在餘輝的光變曲線當中看到了幾個資料點而已。因為此次由於距離很近，而且伽瑪暴餘輝很弱，所以完全確認了千新星的存在。
另外，透過對於其光變曲線演化的擬合可以推斷，大約有百分之一的物質在合併過程中被拋射出去。
除此之外，電磁訊號和引力波訊號的結合對於天文學理論本身有何促進意義呢？
一方面，科學家可以透過這兩個訊號到達的時間差，來檢驗愛因斯坦的弱等效原理，這是愛因斯坦廣義相對論和其它引力理論的基石，愛因斯坦的理論再一次通過了檢驗。
另外，引力波訊號和電磁訊號相結合，可以對宇宙學的一些最基本引數做出限制，比如用來描述宇宙膨脹快慢的哈勃常數。透過引力波的振幅比對可以推斷出系統到我們的光度距離，透過電磁波段的光譜分析，我們便可以知道這一系統的紅移；在給定兩者的情況之下，我們便能夠推算出哈勃常數的數值了：
相較於來自普朗克衛星的數值：
很明顯，引力波給出的數值誤差很大。但可以預見的是，隨著探測精度的提高（除LIGO/VIRGO之外，日本臂長為3公里的KAGRA探測器也開始測試，LIGO-India以及很多的第三代引力波探測器在計劃之中）以及探測到的引力波源數目的增多，這個誤差很快將得到改進。
此次引力波現象發生在南天的長蛇座，北天的望遠鏡很難看到，所以中國的大多數望遠鏡沒能進行觀測，比如剛剛建成的FAST以及很多光學望遠鏡（雲南麗江的2.4米望遠鏡和國家天文臺興隆觀測站的2.16米光學望遠鏡等）。
不過幸運的是，中國有兩臺望遠鏡參與了此次觀測，一個是位於南極Dome A的50釐米的南極光學巡天望遠鏡（AST3），專案的負責人是紫金山天文臺的王力帆研究員。
在引力波源資訊釋出的約一天後，AST3望遠鏡開展了對於這個目標源的觀測。而當時南極的冬天也剛剛過去，目標天體的地平高度較低，受於太陽的限制，每天差不多有2個小時左右的觀測時間。此望遠鏡最終進行了10天的觀測，最終得到了目標天體的光變曲線，與巨新星理論預測高度吻合。
另外一個參與觀測的是硬X射線調製空間望遠鏡（又名慧眼）。在觀測訊息釋出時，事件剛好在其觀測範圍之內，不過很遺憾的是，儘管慧眼是此能段內靈敏度最高的觀測裝置，但是未能在0.2-5 MeV的能段內探測到任何電磁訊號，這很可能與此伽瑪暴並非完全正對我們有關。
這是人類歷史上第一次同時探測到引力波及其電磁對應體，將成為引力波天文學上另外一個非常重要的里程碑。此次探測為我們解答了一些疑惑，同時也提出了更多問題，與歷史上所有天文發現一樣，是人類好奇心的勝利與新起點。在多信使引力波天文學時代的帷幕由此拉開之後，我們相信，在人類團結協作的力量之下，更多的宇宙奧秘將被一一揭曉。
圖9：（左）南極巡天望遠鏡AST3; （右）硬X射線調製望遠鏡。
出品：科普中國
製作：黑洞來客 苟利軍 黃月
監製：中國科學院計算機網路資訊中心
這是一篇可以當論文的文章！全世界望遠鏡共同見證雙子星合併
距離3位引力波科學家捧得2017諾貝爾物理學獎剛剛過去十幾天，一場聲勢浩大又神秘兮兮的釋出會再度吸引了全世界的目光。
在引力波探測已經日常化的今天，是什麼大新聞能惹出這麼大的動靜呢？答案於昨晚揭曉了。
圖1：人類首次探測到雙中子星合併的引力波以及相對應的電磁訊號。
圖2：中子星合併產生的引力波和之前黑洞產生的引力波訊號持續時間比較圖，此次雙中子星持續了大約100秒，這裡只是展示了50多秒。
臺北時間10月16日晚10點，一場長達兩小時的新聞釋出會在華府全國新聞俱樂部（National Press Club）召開，LIGO執行主任大衛·萊茲（David Reitze）宣佈，鐳射干涉引力波天文臺（LIGO）和室女座引力波天文臺（Virgo）於2017年8月17日首次發現了一種前所未有的新型引力波事件！
由兩個質量分別為1.15和1.6個太陽質量的雙中子星併合所產生，根據探測日期確定編號為GW170817，距離我們1.3億光年。此外，在全世界眾多天文學家及探測裝置的協同努力之下，還發現了該引力波事件的電磁對應體。
2016年初，大衛·萊茲曾站在這同一個地方，宣佈人類首次探測到了引力波——那時候我們說，多信使天文學新紀元即將開啟。
在這一次GW170817的探測中，人類首次同時探測到了引力波及其電磁對應體，這可以被視作引力波多信使天文學紀元真正意義上的開端，在天文學發展史上有著劃時代的重大意義。
另一方面，雙中子星合併通常被認為是伽馬射線暴的一類產生源，會產生很多不同的觀測現象，所以綜合引力波、電磁波等多個方式的觀測，我們能夠對中子星這一充滿謎團的天體做出更為詳細的瞭解。
圖3：可以看出LIGO引力波訊號結束的時間和伽瑪暴的開始時間相差了大約2秒鐘。
正如我們第一次直接探測到黑洞引力波一樣，此次探測到雙中子星引力波也完全是一個意外，而且來得有點早。
此前，科學家們根據對雙中子星的瞭解和LIGO探測靈敏度的分析比較，估計至少要等到aLIGO進一步升級、達到預期靈敏度之後，LIGO/VIRGO才有可能探測到雙中子星合併，差不多至少要等到2019年。
人類提前兩年成功探測到雙中子星合併，算得上是一個美好的驚喜了。如果究其原因，除了探測到的這一系統距離我們比較近之外，多方面聯合協作是促成此次成功探測的重要因素。
1、全球協作，鎖定目標
GW170817的探測過程振奮人心、值得一表，比國際刑警跨洲追捕逃犯還要精彩。
2017年8月17日，分佈在全球各地的天文學家們獲得了一個訊息，LIGO和Virgo探測器探測到了一個持續時間為100秒左右的新引力波訊號，其形式與兩個中子星的併合相一致。在該引力波訊號到達後大約1.7秒，NASA費米衛星搭載的伽瑪暴監測器（GBM）和歐洲INTEGRAL望遠鏡搭載的SPI-ACS探測器均探測到了一個闇弱的短時標伽馬射線暴，並將其命名為GRB170817A。由於二者時間和空間的一致性，被認為與引力波事件成協（“成協”指兩種現象是相關的）。
在得知這一訊息之後，全世界各地的望遠鏡就開始了忙碌的觀測。在不到11個小時之內，位於智利的Swope超新星巡天（SSS）望遠鏡首先在星系NGC4993中觀測到了明亮的光學源，初步確認為其光學對應體，編號為AT2017gfo/SSS17a。在此之後，其他幾個團隊分別獨立探測到了該光學源，從而加以確認。
在接下來的幾個星期之內，天文學家動用了世界上最為先進的一些望遠鏡，比如錢德拉X射線空間望遠鏡（Chandra X-ray Telescope），哈勃空間望遠鏡，位於智利、口徑達到8.4米的甚大望遠鏡（Very Large Telescope），還有亞毫米波段靈敏度最高的阿塔卡馬大型毫米波陣ALMA等等，對該區域開展了緊鑼密鼓的觀測。
這些觀測對這一災變性事件提供了從併合前約100秒到併合後數星期的全面描述，最終證實了科學家的很多猜想：NGC4993星系中的兩個中子星併合，產生了引力波、短伽瑪暴暴和千新星。
圖4：（左）歐南臺幾個不同望遠鏡看到引力波源對應的光學影象。（右）哈勃望遠鏡在不同時間觀測到的影象。
此次探測堪稱全球協作的一次完美體現，不過，就像大衛·萊茲在釋出會上所說，NASA費米衛星伽瑪暴訊號的探測使得此次LIGO探測大放光彩。儘管引力波訊號先於伽馬射線訊號產生，但有趣的是，NASA費米衛星傳送的探測訊號要早於LIGO團隊的訊號。
原因在於，NASA費米衛星的伽瑪暴監視器在探測到伽瑪暴訊號GRB170817A之後，自動向GCN系統傳送了相關警報。然而，LIGO的自動資料分析就耗時約6分鐘——科學家們先是在LIGO漢福德觀測站幾乎同一時刻的資料中，找到了一個引力波事件候選體GW170817，發現此引力波早於GRB170817A兩秒發生，LIGO-Virgo快速響應團隊隨後手動檢查了資料，才向其簽訂合作協議的組織釋出了警報。之後，科學家又進一步在歐洲INTEGRAL衛星的觀測資料中確認了伽瑪暴訊號的存在。
本來平淡無奇的伽瑪暴訊號，因為與一個很強的引力波候選體同時存在，一下子引起了整個天文界的觀測興趣，此天區也成為了一個熱門的觀測物件。
在9月底的第四次引力波釋出會上，姍姍來遲的VIRGO已使得LIGO探測器的空間定位範圍從1160平方度收縮到100平方度，二者協同合作，將空間位置的精確性大大提升。
如果進一步利用貝葉斯統計方法對所有可能引數進行估算，空間定位將進一步縮減至60平方度。這樣一來，空間定位就足足提高了將近20倍。在這次的雙中子星事件中，三個探測器最終將產生源定位於一個28平方度的範圍之內。正因空間定位準確性大大提高，電磁波段所探測到的空間確認才成為了可能。
圖5：目前探測到的5次引力波空間定位比較圖，黃色是最新的引力波GW170817確定的引力波源所在的區域。
聯合觀測的另一個重要意義是快速反應。無論是費米觀測到的伽瑪暴，還是LIGO/VIRGO看到的引力波，持續時間都非常短暫，所以需要其它天文臺和觀測者立即對於可能區域進行後續的追蹤觀測，這就需要某個系統即時通知可能的位置資訊。
對於伽瑪暴而言，在上世紀末BeppoSAX衛星在軌工作期間，網路已經興起，NASA建立了一個伽瑪射線暴協調網路（Gamma-ray Coordinates Network, GCN）的郵件系統；
一旦某個衛星探測到伽瑪暴訊號，將會以最快速度把伽瑪暴的位置資訊傳送到此係統中，凡是訂閱了該郵件系統的人都能夠即時收到提示，以便開展可能的觀測。此次費米觀測正是利用此係統，將觀測資訊以最快的速度通知給了全球的很多組織，隨後才有眾多望遠鏡紛紛加入觀測。
當然，對於LIGO/VIRGO組織而言，為了保證其可能的後續觀測，他們與全球近70個觀測組織（中國有將近10個組織）簽訂了備忘錄合同，一旦引力波訊號被探測到，也會透過其特有的渠道傳遞相關資訊。
2、比雙黑洞合併更美的雙中子星合併
正如釋出會提到的，這次探測到的引力波是由雙中子星合併而產生，之前公佈的4例引力波事件都是由雙黑洞所產生。二者之間最大的差別就在於，雙中子星合併會產生電磁波輻射，而對於黑洞而言，我們通常認為不會產生，這一點也得到了觀測上的驗證。
是什麼原因導致了此種差別呢？
通常而言，按照天體物理輻射的理論要求，要產生電磁輻射，天體周圍必須要有氣體的存在。對於黑洞系統而言，儘管在最初產生時，黑洞周圍可能有很多氣體，然而在漫長的演化過程當中，如果沒有更多氣體來源的話，在黑洞合併的最後階段，氣體已消耗完畢，所以無法產生電磁輻射，只能產生擾動時空的引力波——就像科學家前4次探測到的那樣。
在雙中子星合併之前，周圍的氣體很可能也已消耗完畢。
然而，合併過程當中會有部分物質以接近光速或遠低於光速的速度被拋射出去，從而產生我們看到的各種電磁現象——短時標伽馬射線暴（簡稱伽瑪暴）、伽瑪暴餘輝和千新星。接近光速運動的物質產生了費米衛星看到的伽瑪暴，而低速運動的物質產生了千新星，被很多的光學/紅外望遠鏡捕捉到。
等等，短時標伽馬射線暴、伽瑪暴餘輝和千新星都是什麼？
讓我們一一說來。
簡單來說，伽瑪暴是天空中某一個方向伽馬射線輻射突然增亮的現象，可以說是宇宙間自大爆炸之後最為劇烈的天體爆發現象。20世紀90年代初，康普頓伽馬射線天文臺在觀測到上千個伽瑪暴之後做了一個簡單統計，按照它們持續時間的長短分為兩大類：一類是爆發時間長於2秒的長時標伽瑪暴，另一類是爆發時標短於2秒的短時標伽瑪暴。後經深入研究發現，這兩種伽瑪暴的產生起源完全不同。
根據目前的理解，無論是大質量恆星坍縮形成的長時標伽瑪暴，還是雙緻密星產生的短時標伽瑪暴，儘管中心天體會有差別（或者是黑洞，或者是轉動極快的磁星），伽瑪暴的產生機制以及之後的演化都可以用一個被稱為“火球”模型（fireball model）的理論來解釋。在這個理論中，中心天體會在一段時間內，產生相對持續的極端相對論噴流，這就意味著，這些噴出物質會以接近光速速度，沿著天體的轉軸方向向外運動。
因為噴射出去的物質之間存在著速度上的微小差別，導致它們彼此發生碰撞，將自身運動的動能轉化為氣體粒子的熱能，而後在磁場作用下產生我們所看到的高能輻射，也就是早期的伽馬射線，這就很好地解釋了我們所看到的伽瑪暴。大質量恆星產生的噴流時間長，雙中子星合併產生的噴流時間短，從而導致了我們觀測上的差別。
這些星體周圍存在著星際氣體介質，噴流物質在停止相互碰撞之後會繼續向外運動，與周圍的氣體介質發生相互作用，把自身運動的能量傳遞給周圍的星際氣體，星際氣體被加熱從而產生較強的輻射，這就是所謂的伽瑪暴餘輝。它的能譜（energy spectrum）波段會從X射線一直延伸到射電波段。在一定程度上，餘輝的強弱與周圍星際氣體的密度相關，密度更高，餘輝也就更亮。
此次與引力波相關的伽瑪暴屬於短時標伽瑪暴，因為費米衛星觀測到的爆發時標為0.7秒。除此之外，無論是引力波的結果還是電磁波的觀測擬合結果，也都和雙中子星合併的預期相一致。例如，引力波波形的擬合告訴了我們中子星的質量，與中子星的質量範圍一致。
在雙中子星合併的過程當中，有大約1/1000到1/100左右太陽質量的物質沿各個方向被拋射出去，形狀近似於一個球體。這些拋射出去的物質透過快中子俘獲過程產生大量的重元素。
這些元素很不穩定，能夠快速衰變，產生輻射加熱拋射物，從而使其發出明亮的可見光以及近紅外輻射，其亮度通常會達到千倍的新星級別，故被稱為“千新星”。因為這個千新星距離地球很近，所以非常明亮，是之前探測到的短時標伽瑪暴距離的十分之一。
圖6：雙中子星旋近，最終合併產生千新星的過程。
因為產生引力波的天體完全不同，所以我們觀測到的引力波形會存在較大差別。中子星的質量相較於黑洞要小很多，合併過程中對於時空的擾動變形程度更弱，所以，在目前探測器靈敏度確定的情況下，我們只可能探測到比較臨近的引力波訊號。這次的引力波源距離我們1.3億光年，是目前探測到的所有引力波源中最近的一例。
透過波形的擬合，科學家們確定了兩個中子星的質量分別大約是1.15和1.6個太陽質量，合併後的天體質量約為2.74個太陽質量，拋射出去的僅有0.01個太陽質量。
3、已解之惑與未解之謎
此前，無論是對於中子星本身，還是雙中子星合併產生的伽瑪暴，我們還有很多的疑難問題有待解答。雙中子星合併之後，產生的是轉速更快的中子星還是黑洞？有多少物質會在爆發中被拋射出去？噴流的機制和噴流的夾角是怎樣的？我們都還不能確定。
此外，到目前為止，科學家對於中子星內部的組成和結構仍不是特別清楚。而當兩個中子星互相靠近但未合併之時，兩個中子星會被彼此的潮汐力拉扯嚴重變形，從而最終影響旋近的速度，也會影響產生的引力波波形。所以，科學家們希望，引力波和電磁波的聯合觀測能夠對這些問題提供一部分珍貴的答案。
遺憾的是，受限於目前引力波探測裝置的靈敏度，引力波訊號曲線並不是很好，所以對於有關內部結構的問題並沒有得到解答。但是，對於部分合並之後丟擲了多少物質的問題，我們已經初步有了答案。值得驕傲的是，這一答案是由一部參與觀測的中國望遠鏡給出的。（答案後文馬上揭曉）
雙中子星合併之後是產生了中子星，還是產生了黑洞？
現在依然無法確定。
因為透過引力波波形的擬合，合併後的質量約為2.74太陽質量。從理論上說，如果一個天體的質量超過3個太陽質量，通常會被認為是黑洞。而中子星的最大允許值並不明確，如果中子星的內部由中子構成，綜合考慮狀態方程和轉速，要想達到2.74個太陽質量不太可能。然而如果內部由其他的奇異物質（比如夸克）構成的話，在一定條件下，這個質量的天體就有一定可能性，此時這一天體應該被稱為“夸克星”。
不過，目前所有觀測都沒能給出中子星和黑洞的臨界質量，當然也沒能給出夸克星存在的證據。從觀測的角度而言，我們觀測到的最重的中子星大約是2個太陽質量，最小質量的黑洞質量是5個太陽質量；
在這兩者之間，一片空白，還未發現任何緻密天體的質量屬於這個範圍。所以，對於此次雙中子星合併產生的2.74個太陽質量的天體，儘管我們還不能確定它到底是什麼，但是這一發現填補了黑洞和中子星之間的空白，為日後更多的天文發現掀起了帷幕的一角。
圖7：目前所探測到的黑洞和中子星質量分佈圖，可以看到兩者之間存在一個很大的空白，此次探測是第一個填進此空白區域的天體。
儘管科學家們沒有看到中子星內部資訊，也不知道最終的合併物是什麼，但眾多後續電磁觀測還是告訴我們了一些之前不太確定的資訊，比如甚大望遠鏡（VLT）的光譜觀測確認了重金屬（比如我們熟知的金銀等元素）的來源，大多數就是在中子星合併的過程當中產生的。
圖8：元素起源表。黃色代表了併合中子星所產生的元素，我們常見的金銀就是透過此過程產生的。
之前科學家曾在短時標伽瑪暴中探測到了3起疑似千新星事例，但只不過是在餘輝的光變曲線當中看到了幾個資料點而已。因為此次由於距離很近，而且伽瑪暴餘輝很弱，所以完全確認了千新星的存在。
另外，透過對於其光變曲線演化的擬合可以推斷，大約有百分之一的物質在合併過程中被拋射出去。
除此之外，電磁訊號和引力波訊號的結合對於天文學理論本身有何促進意義呢？
一方面，科學家可以透過這兩個訊號到達的時間差，來檢驗愛因斯坦的弱等效原理，這是愛因斯坦廣義相對論和其它引力理論的基石，愛因斯坦的理論再一次通過了檢驗。
另外，引力波訊號和電磁訊號相結合，可以對宇宙學的一些最基本引數做出限制，比如用來描述宇宙膨脹快慢的哈勃常數。透過引力波的振幅比對可以推斷出系統到我們的光度距離，透過電磁波段的光譜分析，我們便可以知道這一系統的紅移；在給定兩者的情況之下，我們便能夠推算出哈勃常數的數值了：
相較於來自普朗克衛星的數值：
很明顯，引力波給出的數值誤差很大。但可以預見的是，隨著探測精度的提高（除LIGO/VIRGO之外，日本臂長為3公里的KAGRA探測器也開始測試，LIGO-India以及很多的第三代引力波探測器在計劃之中）以及探測到的引力波源數目的增多，這個誤差很快將得到改進。
此次引力波現象發生在南天的長蛇座，北天的望遠鏡很難看到，所以中國的大多數望遠鏡沒能進行觀測，比如剛剛建成的FAST以及很多光學望遠鏡（雲南麗江的2.4米望遠鏡和國家天文臺興隆觀測站的2.16米光學望遠鏡等）。
不過幸運的是，中國有兩臺望遠鏡參與了此次觀測，一個是位於南極Dome A的50釐米的南極光學巡天望遠鏡（AST3），專案的負責人是紫金山天文臺的王力帆研究員。
在引力波源資訊釋出的約一天後，AST3望遠鏡開展了對於這個目標源的觀測。而當時南極的冬天也剛剛過去，目標天體的地平高度較低，受於太陽的限制，每天差不多有2個小時左右的觀測時間。此望遠鏡最終進行了10天的觀測，最終得到了目標天體的光變曲線，與巨新星理論預測高度吻合。
另外一個參與觀測的是硬X射線調製空間望遠鏡（又名慧眼）。在觀測訊息釋出時，事件剛好在其觀測範圍之內，不過很遺憾的是，儘管慧眼是此能段內靈敏度最高的觀測裝置，但是未能在0.2-5 MeV的能段內探測到任何電磁訊號，這很可能與此伽瑪暴並非完全正對我們有關。
這是人類歷史上第一次同時探測到引力波及其電磁對應體，將成為引力波天文學上另外一個非常重要的里程碑。此次探測為我們解答了一些疑惑，同時也提出了更多問題，與歷史上所有天文發現一樣，是人類好奇心的勝利與新起點。在多信使引力波天文學時代的帷幕由此拉開之後，我們相信，在人類團結協作的力量之下，更多的宇宙奧秘將被一一揭曉。
圖9：（左）南極巡天望遠鏡AST3; （右）硬X射線調製望遠鏡。
出品：科普中國
製作：黑洞來客 苟利軍 黃月
監製：中國科學院計算機網路資訊中心