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GW170817

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GW170817
GW170817探测结果及理论分析[a]
其它名称GW170817
事件类型重力波事件、千新星
日期2017年8月17日
仪器激光干涉引力波天文台、国际伽玛射线天体物理实验室、费米伽玛射线空间望远镜、室女座干涉仪 编辑维基数据
星座长蛇座 编辑维基数据
距离40.7 兆秒差距
红移0.0099 编辑维基数据
先前GW170814 编辑维基数据
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GW170817是雷射干涉重力波天文台（LIGO）和室女座干涉仪（VIRGO）在2017年8月17日观测到的引力波事件，其出自于两个中子星并合在一起。在此之前观测到的几次引力波事件都是出自于两个黑洞并合。学者认为，不会观测到关于黑洞并合的任何相关的电磁波信号。[1][2][b]这次中子星并合事件的后续电磁现象也被很多种不同波段的望远镜观测到，这标志著多信使天文学的新纪元已经来临。[4][5][6]

对于这一次并合事件，至少有三种不同的观测方法分别见证到不同的现象：

  • 引力波信号持续长达100秒，显示出两个中子星并合所展现出的强度与频率。通过三角测量与数据分析，从引力波抵达LIGO汉福德、LIGO利文斯顿与VIRGO这三个探测器位置在时间方面的延迟，可以准确地给出波源的大致角度方向。[7]
  • 费米伽玛射线空间望远镜（Fermi）与国际伽玛射线天体物理实验室（INTEGRAL）也侦测到短暂的伽玛射线暴“GRB_170817A”，其发生在并合事件后的1.7秒时刻。这些探测器对于定位的灵敏度很有限，[c]然而，它们给出的空间方向范围与引力波探测器给出的方向范围相互重叠，两个事件之间相隔短暂的1.7秒，因此学者估计，这两个事件GW170817与GW170817R，几乎同时间与同位置被观测到的概率为5.0×10-8。[9][10]:第3节
  • 约11小时之后，位于智利拉斯坎帕纳斯天文台的斯沃普望远镜，在先前LIGO和VIRGO给出的引力波源区域，发现光学瞬变天文事件“AT 2017gfo”，其位于长蛇座的星系NGC 4993。在后来的几天与几周，又有多个望远镜分别利用射线、红外线、光学、X射线波段追踪这并合事件的馀辉，并且显示出中子星并合的抛射物质所应具有的特性。[9][11][12]

宣告

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这是首次我们兼同观测到激变天文物理事件所产生的引力波与电磁波——我们的宇宙信使。[13]
大卫·瑞泽（英语：David Reitze）, LIGO执行主任

此一事件于2017年10月16日正式在美国的华盛顿特区和德国的加兴宣布。[11][14][15]

这份讯息最早是由德州大学奥斯丁分校的天文学家克雷格·惠勒（J. Craig Wheeler）于8月18日在推特发布：“LIGO惊人新发现，引力波源伴有光学对应体。超乎想象！”[16]他后来又删除了这份讯息，并对以非正式途径公布资讯的行为表示道歉。后来，有些人追查这传言，他们报告，在几个主要望远镜的公开纪录里，各个观测项目的先后顺序曾被暂停执行，以便排出时段优先观测椭圆星系NGC 4993，其位于长蛇座，距离地球约40 Mpc（130 Mly），是至今为止（2018年），离地球最近的一次引力波侦测事件。[17][18][19]参与的几个机构早先拒绝对此传言做说明，只公告声明有几个探测器发现异常的现象需要分析[20][21]，直至2017年10月16日才发表了官方声明。[11][15]

侦获引力波

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两个中子星碰撞的艺术示意动画（英语：Artist's impression），其描述的是一般的中子星碰撞过程，而不是专门描述GW170817事件。
左图展示出引力波源的几个90%可靠区域（英语：credible region）的正投影区域，它们分别来自LIGO（浅绿色），初始LIGO-Virgo定位（深绿色），来自费米与INTEGRAL时间延迟得到的三角定位（浅蓝色），费米GBM（深蓝色）。经过放大后的右上图与右下图展示了宿主星系NGC 4993的位置，右上图是并合事件的10.9小时后的斯沃普（英语：Swope Supernova Survey）影像,右下图是在并合事件的20.5天前的DLT40影像。细十字线标示暂现源的位置。

此次引力波信号持续约100秒，频率从24赫兹开始，增加至几百赫兹，呈通常的旋近（英语：inspiral）啁啾模式，最终以相互碰撞并且并合在一起来结束旋近过程，并合的时刻为12:41:04.4 UTC。[4]:2 这个信号首先到达位于意大利的VIRGO探测器，过了22毫秒后到达位于美国路易斯安那州利文斯顿的LIGO探测器，又过了3毫秒后到达位于美国华盛顿州汉福德的LIGO探测器。用来配对引力波信号的波型模板是按照广义相对论的后牛顿近似理论制成。[12]:3

在并合事件发生的6分钟之后，对于LIGO汉福德的数据进行的电脑探索分析引发了“触发”机制，LIGO立即将这单探测器引力波触发事件信息，通过GCN通知（GCN notice），于13:08:16 UTC发送警报给其他天文学研究团队。[12]:第2.1节由于在并合事件的约16秒之后，于12:41:20 UTC，Fermi的伽玛射线暴监视系统（Gamma-ray Burst Monitor，Fermi-GBM）就已探测到伽玛射线暴，并且Fermi也已发布了GCN通知，宣布探测到伽玛射线暴，[22]因此“几乎同时警旗”已自动举起。约在并合事件的40分钟之后，于13:21:42 UTC，LIGO/Virgo团队又发布了GCN报告（GCN circular），宣布非常可能发现了伴随著伽玛射线暴的中子星并合事件，还给出大致的引力波源位置。[23][12]:第2节[24]

对于并合事件的天空定位，需要分析从三个干涉仪获得的数据。但在分析过程中，由于发生两个问题，因此延缓了约4.5小时才获得天空定位。第一个问题是，在并合前几秒，LIGO利文斯顿的数据出现了短暂噪声干扰，这是由于仪器噪声而产生的问题，因此实时分析软体忽略了信号，必须用手工分析数据，进行“削减措施”，在不影响信号的前提下除去燥声。第二个问题是，由于技术故障造成VIRGO连续流送数据的中断，因此延迟了40分钟，研究员才发现侦测到引力波信号，由于引力波恰巧传播至VIRGO探测器的盲角附近，所以信号非常微弱，很难被侦测到。[24]在17:54:51 UTC，这三个探测器将信号源定位在南天的一个31平方度的90%可靠区域（英语：credible region）内。[23][d]后来，更仔细地计算，将信号源定位在28平方度的90%可靠区域内。[4][e]

侦获伽玛射线

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两个中子星并合的艺术绘图。

费米伽玛射线空间望远镜（Fermi）最先侦测到伽玛射线暴“GRB 170817A”，其发生在并合事件之后的 1.7 秒时刻，于12:41:06 UTC，并且持续了2秒。GRB 170817A被分类为短暂伽玛射线暴。[12]:第2.2节[10][15][18]在伽玛射线暴被侦测到的14秒后，于12:41:20 UTC，Fermi的触发系统自动发布了GCN通知，宣布探测到伽玛射线暴，提醒其他研究团队注意。于13:57:47 UTC，国际伽玛射线天体物理实验室（INTEGRAL）也侦测到这伽玛射线暴。从伽玛射线暴抵达两个探测器的时间差，天文学者估算出伽玛射线暴的大致天空定位，这动作促使对于伽玛射线暴的准确天空定位获得改善。[23][12]:第2.2节

虽然伽玛射线源NGC 4993离地球不远，[f]侦测到的信号相当微弱，这可能是因为并合过程所生成的物质喷流不是直接喷向地球，而是与地球视线呈30ﾟ角度。[11][25]仔细分析Fermi数据可以揭示，GRB 170817A分为两个组分。第一个组份是主脉波，其时期是从并合事件的0.320秒前至0.256秒后，它的最佳拟合是康普顿化函数（英语：Comptonized function），即被指数截止的幂定律。第二个组份是弱尾巴，其紧跟在主脉波之后，累积通量（英语：fluence）为主脉波的34%，频谱类似软黑体频谱，温度约为108K。[12]:第2.2节

侦获电磁波

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哈勃空间望远镜观测到千新星的光波，在6天内，从8月22日至28日，缓慢地变得黯淡，如内图所示。
横轴为并和事件后之日数，纵轴为两种星等，曲线图展示出千新星 GW170817 在通过几种滤色器后被测量到的光学亮度，不同颜色的曲线展示不同频率光波的光学亮度。该星体的蓝色光快速地变得黯淡，而近红外线则先稍为变得明亮，然后再缓慢地变得黯淡。在4个星期期间，由于被发射出的各种颜色的光波变暗的速率不同，整个星体的颜色从非常蓝变为非常红。[26]
甚大望远镜的X射线相机拍摄到的频谱合成图展示出，星系NGC 4993的千新星在被侦测到之后的12天时期里的变化。每一组频谱包括从近紫外线至近红外线的各种电磁频带，它们共同揭露了星体随著亮度变得黯淡而怎样变得更红。[27]

被发布给其他研究团队的一系列通知与报告，包括于 13:21 UTC 发布的伽玛射线暴与引力波触发的GCN报告，以及于 17:54 UTC 发布的三台 LIGO 引力波探测器所给出的天空定位GCN报告，促使了很多巡天调查与程控望远镜（英语：robotic telescope）立即进行大规模探索。[23]由于探索区域相当广泛，约为月球覆盖天空区域的150倍，[25]而且在那时期，探索区域离太阳的角距离很近，因此只剩下在黄昏之后的几个小时内可以用来做观测，因为探索区域会很快地降到地平线以下。[24]

最先侦测到并合事件所伴随的可见光的团队是斯沃普超新星巡天（英语：Swope Supernova Survey）（Swope Supernova Survey，SSS）。在并合事件的10.87小时之后，斯沃普超新星巡天利用位于拉斯坎帕纳斯天文台，运作波段为近红外线的1米直径斯沃普望远镜，在NGC 4993影像里找到了光学暂现源的踪迹。在这时刻的1小时内，并且在SSS团队发布讯息之前，另外还有5个团队也拍摄到暂现源的踪迹。它们分别是小于40百万秒差距巡天（英语：DLT40）、可见光和红外巡天望远镜、暗能量照相机、拉斯康柏瑞斯天文台（英语：Las Cumbres Observatory）、大师全球程控网（英语：Master Global Robotic Net）。斯沃普超新星巡天团队将这光学暂现源命名为“SSS17a”，后来被国际天文学联合会（IAU）正式命名为“AT 2017gfo”。[12]:5-6[g]

SSS团队对于LIGO给出的天空区域进行巡天，找到了一个新的暂现源和其所位居的宿主星系，并且给出的离地球距离跟单独使用引力波所估算出的距离相符合。[25][h]由于已侦测到光学源，因此定位的准确性获得大量改善，不确定性从几十角度减低至0.0001角度，所以很多大型地基望远镜与空间望远镜能够在之后的几周持续地观测光学源。在并合事件的15.3小时候，雨燕卫星开始侦测到明亮的紫外线。[12]:6

在之后两天里，随著光学源的扩张与降温，光学源所发射出紫外线与蓝色光变得黯淡，近红外线变得更为明亮。约一个星期后，红色光与近红外线也开始变得黯淡。[12]:6在并合事件的9天后，钱德拉X射线天文台开始侦测到X射线；16天后，美国纽墨西哥州的甚大天线阵开始侦测到无线电波。[24]多过70个电磁波天文台观测到并合事件。[11]

在首先侦测到光学源的30分钟后，SSS团队又首先获得了光学源的频谱，其在 4000 与 10000 Å （ 400-1000nm ）之间显示出蓝色与无特征的连续性波段，符合黑体模型的幂定律。蓝色与无特征的连续性波段常见于激变变星与初期的核心塌缩超新星，因此虽然不很寻常，但也不是史无前例的行为。[12]:7在并合事件的1.46天后，才出现明显的特征。对于频谱做黑体模型分析，可以得到以下结果：在并合事件的 11.75小时之后的1小时期间，光球半径约从 3.3×1012m增加至 4.1×1012m，温度约从 11000K降低至 9300K，光球速度为光速的 30%；[29]:2 AT 2017gfo的确是GW170817的后果，这可以由几个强而有力的证据来证实：[12]:5

  1. 光学源的颜色演化与频谱不同于其它任何已知超新星。
  2. 宿主星系的距离与引力波探测器的独立估算相符合。
  3. 在引力波探测器的天空定位区域没有发现任何其它光学源。
  4. 在并合事件发生前的各种影像存档里，在AT 2017gfo的位置并没有找到任何星体，因此排除该星体是在银河系里的前景变星的可能。

侦测微中子

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在观测到GW170817的消息被发布之后，IceCube微中子观测站、心宿二微中子观测站（英语：ANTARES (telescope)）与皮埃尔·俄歇观测站（英语：Pierre Auger Observatory）都尝试探测伴随的高能量微中子，然而在并合事件发生的500秒前后期间与14天期间，它们都没有观测到显著的来自于GW170817的微中子。学者认为，这是因为微中子喷流的喷射方向并不是指向地球，而是与波源地球轴线呈大角度的差角距。假若能够探测到微中子，则可揭露更多关于合并事件的信息，例如，并合事件所涉及到的强子的能量与密度、能量耗散机制。[12]:27[30]

并合细节

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这次事件的引力波相当响亮，是至今为止（2018年）最响亮的一次，[17]总信噪比为32.4。虚警率为每8.0×104年一次。从分析观测到的引力波数据，可以推论，这并合事件是因两个中子星对撞而成，对撞速度约为光速的1/3。[17]假设自转很快，则在90%可靠区域（英语：credible region）之内，总质量为2.82+0.47
−0.09 M☉，两个中子星的质量分别为1.36至2.26 M☉之间、0.86至1.36 M☉之间。根据先前观察到的中子双星数据，假设自转很慢，则在90%可靠区域之内，总质量为2.74+0.04
−0.01 M☉，两个中子星的质量分别为1.36至1.60 M☉之间、1.17至1.36 M☉之间。啁啾质量是对于引力波信号做分析能够获得的关于量度质量的最佳变量。GW170817的啁啾质量为1.188+0.004
−0.002 M☉。[4]:2, 5[10]:3-4

科学重要性

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在天文学里，GW170817是划时代的里程碑事件。在正式宣布合并事件的那一天，也发布了很多相关的初步研究论文，这包括在《科学》里的8篇论文，[11]在《自然》里的6篇论文，[31]在《天文物理期刊通讯》的一集特刊里的32篇论文。[5]这次并合事件是举世瞩目的科学大事，吸引了全世界共襄盛举。在描述关于这并合事件的多信使观测的一篇论文《对于中子双星并合的多信使观测》里，一共有来自于超过900所研究机构的接近4000名天文学者参与共同执笔，大约为天文学社群成员的三分之一。超过70台陆基或空基天文台的望远镜对于这次事件进行观测。[32][11]

GW170817是首次被侦测到发射引力波的中子星并合事件，它揭示中子星并合确实会发生，并且证实了中子星并合导致短暂伽玛射线暴与千新星。GW170817也是首次被侦测到兼然发射引力波与电磁辐射的天文事件，因此将引力波的观测与天文学其它领域连结在一起。这关键的连结可以用来给出另一种量度宇宙膨胀速率的方法，从而确认或校正先前用其它方法获得的结果。GW170817还可以排除某些广义相对论的替代理论。[33]:19-21长久以来，学者就猜想，假设参与并合的两个致密星体之中，至少有一个是中子星，则这并合事件会产生一大箩筐的电磁现象。如今，GW170817已被侦测到发射无线电波、红外线、可见光、紫外线、X射线、伽玛射线，因此证实了学者的猜想无误。不单如此，GW170817能够对于并合事件给出更为详细的描述：从观测获得的电磁现象数据，学者能够对于并合事件给予准确定位，并且辨认出它的寄主星系，还能够研究并合事件所排放出物质的物理行为，例如，相对论性喷流与非相对论性喷出物的来龙去脉。[5]

这次并合事件对于短暂伽玛射线暴给出解释。自从1990年代以来，学者就已认为，短暂伽玛射线暴是来自于中子星并合，[i]然而苦无实证。现在，经过这次并合事件，学者终于可以断言，任何伴随著引力波事件的伽玛射线暴应是源自于中子星并合。由于这次短暂伽玛射线暴事件发生的位置比先前任何类似事件近十倍，因此学者可以更容易研究其物理行为。然而，侦测到的信号相当微弱，这可能是因为并合过程所生成的物质喷流不是直接喷向地球，因此学者表示，很多伽玛射线暴的信号显得很微弱的原因，不是因为他们离地球很远，而是因为它们的喷流方向不是直接朝向地球。[11][34]

这次并合事件证实了千新星存在，更详细地说，千新星是因中子星并合而产生的天文现象。中子双星的旋近与并合会排放出很多丰中子的原子核，其会通过一系列捕获中子而快速增长，然后又通过放射性衰变快速变为另一种化学元素，这过程称为R过程。千新星的驱动倚赖的就是R过程的放射性衰变。之前于2013年6月，学者曾经观察到一次千新星，但是由于发生位置离地球很远，因此信号极为微弱。[32]这次千新星的信号很强烈，非常明显地展示出中子双星并合后的R过程。另外，在中子双星四周的排放物质因R过程而发射出的大量光波，会因为重元素吸收蓝波段而变得越来越红。令人惊讶的是，这次千新星所展示出的行为跟理论预测相当一致。[5][11]

比铁元素还重的元素，例如金元素、银元素与白金元素等等，到底是来自何处，是超新星还是千新星？这是一个长久困惑学者的谜题。[j]这次并合事件彻底地解答了这个谜题，即很可能所有的重元素都是源自于千新星的R过程。[11]学者估算，这次事件制成的重元素约为6 %M☉，其中，金元素约占200 M🜨、白金元素约占500 M🜨。对于中子星合并能够制成所有宇宙的金元素、白金元素的理论，以及中子星合并能够制成约一半数量所有比铁元素还重的元素的理论，这次事件的实验数据提供了强力支持。[35]

对于电磁波与引力波之间的波速差，GW170817给出上限。假定第一颗光子的发射时间是在引力波发射峰值时间之后的1秒至10秒之间，则引力波与电磁波之间的波速差 vGW − vEM 被限制在光速乘以 −3×10−15 与 +7×10−16 之间，比先前的上限改善了14个数量级。[10][36][k]GW170817可以用来检试等效原理（通过引力时间延迟效应测量）与劳仑兹协变性。[4] 对于这次并合事件的观测，促使劳仑兹协变性破坏的某些极限大约降低了十个数量级。[10]

广义相对论无法对于宇宙加速膨胀给出解释，因此，很多种替代理论试图以暗能量的概念来解释宇宙加速膨胀。[36][l]GW170817排除了某些替代理论。例如，严格约束纯量-张量理论（英语：scalar-tensor theory）与郝拉法引力（英语：Hořava–Lifshitz gravity）、[37][38]对于双度规理论（英语：bimetric gravity）设定引力子质量上限、[37]驳回暗物质仿真理论（英语：dark matter emulator）。GW170817还证实，传播于时空的引力波，也会如同电磁波一般，被暗物质弯曲时空的效应所影响。[39]总括而言，由于GW170817对于引力波与电磁波的波速差所给出的严格限制，任何新式的替代理论，必须假设引力波与电磁波的传播速度相等。[36]

像GW170817 这一类的引力波信号可以被用为标准警笛（英语：standard siren），其能给出另一种量度哈勃常数的方法。使用这方法，初步估计哈勃常数为70.0+12.0
−8.0 km/s，大致与当今最佳估算相符合。[40][41]

注释

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  1. ^ 上图、中图与下图分别展示LIGO汉福德、LIGO利文斯顿与VIRGO的探测结果。横轴为时间，竖轴为频率，被展示的数值为归一化波幅，其大小以从紫色到黄色的连续颜色来展示，紫色为0，黄色为6。在LIGO汉福德图里，可以明显看到一条黄绿色曲线，其频率从 -2 秒至 0 秒快速地从大约 70 赫兹增加至 400 赫兹，这曲线就是引力波的踪迹，当两个中子星进行旋近时，它们彼此之间的距离会随著时间的演化越变越近，而相互绕转的频率也会越变越快，最后合并再一起。在LIGO利文斯顿图里，也可以明显看到类似的黄色曲线。横轴的时间是相对于该日的12:41:04.4 UTC。每一台探测器的波幅标被归一化至该探测器的噪声幅谱密度。LIGO利文斯顿的探测数据出现了短暂噪声干扰，在这里展示的是已被处理后的数据。
  2. ^ 学者建议，虽然被认为不太可能发生，假若在黑洞合并事件的周围存在足够物质，几种机制可能会发射出电磁波，其为天文学者探测的目标。[2][3]
  3. ^ 费米望远镜的定位角度范围较大主要有三个原因：一是因为伽玛射线暴很微弱，二是费米伽玛射线空间望远镜的系统不确定性展现出较为延伸的尾巴，三是费米在靠近南大西洋异常区时会遭受到高通量的带电粒子所产生的背景。[8]:第3节
  4. ^ 参阅GCN circular #21513[23]
  5. ^ 稍加比较，满月覆盖了大约0.2平方度的区域。[25]
  6. ^ GRB 170817A是被测量到红移的离地球最近的短暂伽玛射线暴。[12]:第2.2节
  7. ^ SSS团队领导雷恩·福立（Ryan Foley）的侦测方法是，按照优先顺序来做探测，优先地探测最可能藏有中子双星的星系，并且尽可能使每个视场囊括更多星系。其他团队使用较为井然有序的方法，就如同扫地一般。SSS团队在第9个视场就找到了GW170817。雷恩·福立特别指出，该光学源相当明亮，甚至业馀天文学者都能够侦测到它，另外，该光学源在智利被侦测到的几个小时之前，应该也可以在非洲被侦测到。[28]
  8. ^ 星系NGC 4993距离地球约40 Mpc，与从引力波数据获得的距离相符合。[12]:5
  9. ^ 长久伽玛射线暴是源自于恒星塌缩。[11]
  10. ^ 有些理论学者主张，超新星是制成这些重元素的主要机制，然而，计算机模拟无法合理地描述对应过程。[33]
  11. ^ 先前对于电磁波与引力波之间的波速差被限制为±20%。[36]
  12. ^ 在这里，暗能量有三种可能呈现的方式。一是宇宙常数、二是可变的“宇宙常数”、三是在大距离尺寸时，引力的物理行为可能会改变，因此必须对于广义相对论加以修正。在这里，专门对于第三种方式进行检试[36]

参考文献

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  1. ^ Connaughton, Valerie. Focus on Electromagnetic Counterparts to Binary Black Hole Mergers. Astrophysical Journal Letters (Introduction). [2017-10-28]. （原始内容存档于2019-03-22）. The follow-up observers sprang into action, not expecting to detect a signal if the gravitational radiation was indeed from a binary black-hole merger. [...] most observers and theorists agreed: the presence of at least one neutron star in the binary system was a prerequisite for the production of a circumbinary disk or neutron star ejecta, without which no electromagnetic counterpart was expected. 
  2. ^ 2.0 2.1 Loeb, Abraham. Electromagnetic Counterparts to Black Hole Mergers Detected by LIGO. Astrophysical Journal Letters. March 2016, 819 (2): L21 [2017-10-28]. Bibcode:2016ApJ...819L..21L. arXiv:1602.04735 可免费查阅 [astro-ph.HE]. doi:10.3847/2041-8205/819/2/L21. （原始内容存档于2020-06-18）. Mergers of stellar-mass black holes (BHs) [...] are not expected to have electromagnetic counterparts. [...] I show that the [GW and gamma-ray] signals might be related if the BH binary detected by LIGO originated from two clumps in a dumbbell configuration that formed when the core of a rapidly rotating massive star collapsed. 
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外部链接

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