Апостериорные распределения глубины разрыва в логарифмическом масштабе, полученные на основе пяти макетов каталогов, содержащих разрыв масс, по 250 идеально измеренных событий в каждом. Обратите внимание, что апостериорная опора для A = 0 в фиолетовом каталоге исчезающе мала. Изображение предоставлено: Астрофизический журнал (2024 г.). DOI: 10.3847/1538-4357/ad7ea8
На данный момент обнаружено около 300 двойных слияний, о чем свидетельствуют проходящие гравитационные волны. Эти измерения мировых обсерваторий гравитационных волн накладывают ограничения на массы и вращения сливающихся объектов, таких как черные дыры и нейтронные звезды, и эта информация, в свою очередь, используется для лучшего понимания эволюции массивных звезд.
На данный момент эти модели предсказывают отсутствие пар двойных черных дыр, где каждая черная дыра примерно в 10–15 раз превышает массу Солнца. Этот «провал или разрыв масс» в диапазоне масс, где черные дыры образуются редко, зависит от допущений, сделанных в моделях; в частности соотношение двух масс в двойной системе.
Теперь новое исследование распределения масс существующих черных дыр в двойных звездах не находит доказательств такого снижения, о чем свидетельствуют открытые к настоящему времени гравитационные волны. Работа опубликована в Astrophysical Journal.
Ядро звезды — это чрезвычайно горячая и плотная область в ее центре, объем, в котором температура и давление позволяют производить энергию посредством термоядерного синтеза водорода в гелий. «Компактность» ядра — это мера того, насколько плотно ядро по отношению к его радиусу; По сути, это отношение массы ядра к радиусу ядра.
Теоретические модели звезд предполагают, что компактность звездных ядер не увеличивается монотонно с увеличением звездной массы, как можно было бы ожидать. Вместо этого для данного диапазона масс ядра, по-видимому, наблюдается снижение компактности ядра, которое зависит от металличности звезды (доли ее массы, состоящей из элементов тяжелее водорода и гелия) и ее истории массопереноса — массопереноса от и другим звездам.
Компактность ядра также является показателем взрывоопасности звезды: более низкая компактность ядра благоприятствует взрыву сверхновой. Ожидается, что звезды вблизи массы распада компактности взорвутся как сверхновые, оставив после себя нейтронную звезду. Однако прогнозируется, что звезды с массами по обе стороны от коллапса полностью избегают взрывов и коллапсируют в черные дыры, известные как «неудавшиеся сверхновые», или образуют черные дыры после более слабых взрывов и частичного коллапса.
Ожидается, что это несоответствие приведет к разрыву в итоговом распределении масс черных дыр, особенно между 10 и 15 массами Солнца.
С точки зрения гравитационных волн, ожидается, что разрыв будет коллапсом «чип-массы» двойной пары. Масса чирпа пары представляет собой определенную математическую комбинацию двух объемных масс черной дыры; это влияет на эволюцию частоты обнаруженной волны по мере того, как расстояние между черными дырами становится все меньше и меньше (прилагательное «чип» происходит от аналогии со звуковыми волнами).
Предыдущая работа показала, что существуют свидетельства снижения массы чирпа между 10 и 12 массами Солнца в данных гравитационных волн, а также в популяционном анализе распределения массы чирпа двойных черных дыр. Последний нашел поддержку разрыву в пределах 90% вероятного интервала.
Откройте для себя новейшие достижения науки, технологий и космоса благодаря более чем 100 000 подписчиков, которые ежедневно получают информацию от Phys.org. Подпишитесь на нашу бесплатную рассылку и получайте ежедневные или еженедельные новости о прорывах, инновациях и важных результатах исследований.
Однако для того, чтобы связать предсказанные особенности отдельных масс с массой чирпа, требуются дополнительные предположения о спаривании между двумя массами в сливающейся двойной системе. С одной стороны, отдельные массы почти одинаковы. Однако без этого предположения полученный чирп-массовый разрыв от 10 до 12 солнечных масс не может быть надежным индикатором массового разрыва от 10 до 15 компонентов солнечной массы. (Масса чирпа всегда меньше масс отдельных компонентов, поскольку она представляет собой средневзвешенное геометрическое.)
Используя новые данные из последнего (третьего) каталога гравитационных волн, включающего 250 обнаружений гравитационных волн, ведущий автор Кристиан Адамцевич из Университета Монаша в Австралии и другие австралийские коллеги изучили распределение двойных компонентов черных дыр, чтобы найти доказательства разницы в массах с чирпом.
Они начали с построения популяционной модели масс двойных компонентов черной дыры, включая разрыв, используя предложение, представленное ранее.
«Эта модель предлагает гибкость для захвата наиболее важных функций [binary black hole] Распределение массы за пределами области разрыва», — написали они, сравнивая полученные результаты с аппроксимацией кривых известных распределений масс. Затем они добавили гибкий зазор в свою одномерную модель, используя режекторный фильтр с параметрами, которые определяли верхний и нижний края зазора и его глубину.
На основе этой модели они создали двумерную модель двух черных дыр двойной системы, но не уточнили, как черные дыры соединяются друг с другом. Они использовали ранее написанное программное обеспечение для моделирования спиновых распределений компонентов.
Используя данные о гравитационных волнах из третьего каталога, Адамцевич и соавторы обнаружили, что это «согласуется» с наличием разрыва в массах двойных компонентов в диапазоне от 10 до 15 масс Солнца каждый, как и предсказывалось. что соответствует нехватке масс компонентов между 14 и 22 массами Солнца, как также было предсказано.
«Однако для такого признака нет значительного статистического предпочтения», — пришли к выводу они. Их результаты показали «отсутствие предпочтения случаю полностью пустого зазора… по сравнению со случаем отсутствия зазора вообще».
Это «пожалуй, неудивительно», написали они, отметив, что предыдущая работа показала, что недостаточное количество бинарных черных дыр иногда может возникать из-за статистически случайного шума.
Кроме того, они отметили, что распад массы компонента, если он существует в природе, вряд ли произойдет к концу текущего цикла наблюдений 4 (О4), который заканчивается 9 июня 2025 года, с участием LIGO, Virgo (Италия). «будет разрешима») и гравитационно-волновых обсерваторий KAGRA (Япония).
Лучшее понимание компактности звездного ядра и судьбы коллапсирующих сверхновых будет ждать более поздних обнаружений гравитационных волн или более крупных обсерваторий гравитационных волн, таких как предлагаемая космическая антенна лазерного интерферометра космического базирования (LISA).
