Большинство известных нам нейтронных звезд имеют массу от 1,4 до 2,0 Солнца. Верхний предел имеет смысл, поскольку при массе более двух солнечных нейтронная звезда коллапсирует и становится черной дырой. Нижний предел также имеет смысл, учитывая массу белых карликов. В то время как нейтронные звезды не поддаются гравитационному коллапсу благодаря давлению между нейтронами, белые карлики бросают вызов гравитации благодаря давлению электронов. Как впервые обнаружил Субраманьян Чандрасекара в 1930 году, белые карлики могут поддерживать себя только до того, что сейчас известно как предел Чандрасекара, или 1,4 солнечных массы. Поэтому легко предположить, что нейтронная звезда должна иметь как минимум такую же массу. В противном случае коллапс остановился бы на белом карлике. Но это не обязательно так.
Это правда, что при простом гидростатическом коллапсе все, что меньше 1,4 солнечных масс, останется белым карликом. Но у более крупных звезд не просто заканчивается топливо и они разрушаются. Они претерпевают катастрофические взрывы как сверхновые. Если бы такой взрыв быстро сжал центральное ядро, вы могли бы получить ядро из нейтронного вещества с массой менее 1,4 Солнца. Вопрос в том, сможет ли она быть стабильной как маленькая нейтронная звезда. Это зависит от того, как нейтронная материя удерживается вместе, что описывается ее уравнением состояния.
Вещество нейтронной звезды определяется уравнением Толмана-Оппенгеймера-Волкова, которое представляет собой сложное релятивистское уравнение, основанное на определенных предполагаемых параметрах. Используя лучшие данные, которыми мы располагаем на данный момент, уравнение состояния TOV устанавливает верхний предел массы нейтронной звезды на уровне 2,17 солнечной массы, а нижний предел массы — около 1,1 солнечной массы. Если вы настроите параметры на самые экстремальные значения, разрешенные наблюдениями, нижний предел может упасть до 0,4 солнечной массы. Если мы сможем наблюдать нейтронные звезды малой массы, это еще больше ограничит параметры TOV и улучшит наше понимание нейтронных звезд. Этому посвящено новое исследование, посвященное arXiv.
В исследовании рассматриваются данные третьего цикла наблюдений гравитационно-волновых обсерваторий Virgo и Advanced LIGO. Хотя большинство наблюдаемых событий представляют собой слияния черных дыр звездной массы, обсерватории также могут зафиксировать слияния двух нейтронных звезд или нейтронной звезды и черной дыры-компаньона. Сила сигнала этих небольших слияний настолько близка к уровню шума детекторов гравитационных волн, что вам нужно иметь представление о типе сигнала, который вы ищете, чтобы его найти. Для слияний нейтронных звезд это осложняется тем фактом, что нейтронные звезды чувствительны к приливным деформациям. Эти деформации сместят «чип» сигнала слияния, и чем меньше нейтронная звезда, тем больше деформация.
Поэтому команда смоделировала, как нейтронные звезды с массой ниже белого карлика будут приливно деформироваться при слиянии, а затем рассчитала, как это повлияет на наблюдаемый гравитационный чирп. Затем они искали такого рода щебетания в данных третьего сеанса наблюдений. Хотя команда не нашла доказательств существования нейтронных звезд малой массы, они смогли установить верхний предел гипотетической скорости таких слияний. По сути, они обнаружили, что может произойти не более 2000 наблюдаемых слияний с участием нейтронной звезды массой до 70% массы Солнца. Хотя это может показаться не таким уж большим пределом, важно помнить, что мы все еще находимся на ранних стадиях гравитационно-волновой астрономии. В ближайшие десятилетия у нас появятся более чувствительные гравитационные телескопы, которые либо откроют маленькие нейтронные звезды, либо докажут, что они не могут существовать.
Ссылка: Качанья, Кейси и Александр Х. Нитц. «Поиск нейтронных звезд малой массы в третьем наблюдательном цикле Advanced LIGO и Virgo». Препринт arXiv arXiv:2412.05369 (2024).
