Нейтронные звезды — это остатки сверхновых , взрывы массивных звезд, и они являются самыми плотными объектами во Вселенной после черных дыр. Они имеют массу в 1,4 раза больше массы нашего Солнца и более, но радиус всего около 10 км! У них есть магнитные поля, которые могут быть от ста миллионов до одного квадриллиона (один миллион раз один миллиард) раз сильнее, чем магнитное поле Земли. Когда нейтронная звезда вращается, она излучает электромагнитные волны (например, радиоволны или рентгеновские лучи) из своих магнитных полюсов и с помощью телескопов, чувствительных к этим длинам волн , мы можем видеть импульсы этих волн на Земле, когда они проносятся мимо нас, как маяк. Мы называем нейтронные звезды, которые можем наблюдать таким образом, «пульсарами». Импульсы очень регулярны, и в некоторых случаях астрономы могут предсказать, когда придут следующие, с точностью до 10 наносекунд. Нейтронные звезды имеют очень гладкие поверхности, но если на них есть какие-то «горы», то они также могут непрерывно излучать гравитационные волны, которые мы можем обнаружить с помощью LIGO, Virgo и KARGA. Эти горы могут быть очень маленькими, и мы все равно сможем обнаружить гравитационные волны. Например, если нейтронная звезда вращается более 100 раз в секунду и 100 парсек далеко, мы потенциально могли бы обнаружить гору размером менее полумиллиметра на поверхности звезды!
В этом исследовании мы используем электромагнитные импульсы, наблюдаемые с помощью радио- и рентгеновских телескопов, чтобы направлять наш поиск непрерывных сигналов гравитационных волн в данных третьего цикла наблюдений (O3) Advanced LIGO и Advanced Virgo. В отдельном исследовании. Мы предположили, что частота гравитационных волн точно соответствует частоте, с которой мы наблюдаем приход электромагнитных импульсов. Однако здесь мы допускаем, что эта частота и то, как она изменяется со временем (известное как «замедление вращения»), немного отличаются от того, что мы наблюдаем с электромагнитными волнами. Мы делаем это, чтобы учесть возможность того, что гравитационные волны излучаются из-за асимметрии, существующей внутри звезды, а не на поверхности, где излучаются электромагнитные волны. Мы называем это «узкополосным» подходом и используем его для поиска непрерывных гравитационных волн от 18 пульсаров.
Как мы уже говорили выше, большую часть времени нейтронные звезды вращаются очень предсказуемо. Однако у некоторых пульсаров случаются «сбои» — внезапные события, когда звезда вращается быстрее, чем раньше, и поэтому импульсы начинают поступать чаще. Это указывает на то, что с нейтронной звездой произошло что-то радикальное, но до сих пор остается загадкой, что именно происходит внутри пульсара с пульсарами. Во время сбоя или после него могут испускаться более сильные гравитационные волны, и их измерение может дать нам уникальную информацию глубоко внутри нейтронной звезды. Чтобы проверить эту идею, мы также ищем гравитационные волны после сбоев пульсара, которые наблюдались в радио- или рентгеновском диапазоне во время O3.
В конце концов, мы не нашли убедительных доказательств существования гравитационных волн ни от одной из нейтронных звезд в ходе этих поисков. Поэтому мы используем наши результаты, чтобы установить верхние пределы насколько сильным может быть излучение гравитационных волн, исходя из того, насколько чувствительны наши детекторы, сколько у нас данных и где расположены нейтронные звезды. Для сравнения мы можем также установить другой тип ограничения на силу излучения гравитационных волн, используя простой физический аргумент: наблюдаемое радио- и рентгеновскими телескопами замедление вращения означает, что пульсар теряет энергию с течением времени, что должно соответствовать энергии теряется пульсаром из-за эмиссии электромагнитного или гравитационного излучения. Если мы предположим, что вся эта энергия излучается гравитационными волнами, то мы можем сказать, насколько сильным может быть сигнал. В 7 из 18 пульсаров, которые мы искали для непрерывного излучения, наши верхние пределы наблюдения, установленные из поиска гравитационных волн, были ниже этих пределов вращения вниз, установленных энергетическими аргументами. Это означает, что мы знаем, что по крайней мере часть энергии, выделяемой этими пульсарами, должна быть не в гравитационных волнах, а в чем-то другом.
Мы также можем перевести наши результаты в ограничения на «размер» горы на пульсаре, поскольку чем больше гора, тем сильнее ожидаемые от нее гравитационные волны. Наиболее строгие ограничения для PSR J0711–6830 устанавливают максимальный размер горы равным 0,17 мм (при условии, что звезда радиусом 10 км). Пропорционально, если бы Земля была идеальной сферой, то «гора», о которой мы здесь говорим, была бы размером с футбольный мяч! В случае поиска после глитча пределы из-за энергетических аргументов были ниже, чем пределы, установленные поиском всех наблюдаемых нами глитчей, а это означает, что нам все еще нужно дождаться будущих улучшений наших детекторов, чтобы установить физически значимые ограничения. от этого типа поиска.
Хотя в ходе этого поиска мы не обнаружили гравитационных волн, вращающиеся нейтронные звезды остаются многообещающим потенциальным источником. Мы с нетерпением ждем возможности снова провести поиск с более конфиденциальными данными, которые будут получены в ходе 4-го цикла наблюдений LIGO, Virgo и KAGRA, который, как ожидается, начнется в конце 2022 года.
ГЛОССАРИЙ
- Электромагнитные (ЭМ) волны : волны, состоящие из связанных электрических и магнитных полей. Эти волны широко известны как свет, хотя человеческому глазу видна лишь небольшая часть электромагнитных длин волн. В этой недавней статье упоминаются виды электромагнитного излучения в порядке увеличения длины волны: гамма-лучи, рентгеновские лучи, УФ (ультрафиолетовое), видимое (оптическое), радиоизлучение.
- KAGRA : Детектор гравитационных волн Камиока ( KARGA ) представляет собой интерферометрический детектор гравитационных волн длиной 3 км в шахте Камиока в префектуре Гифу, Япония. Когда он будет завершен, в нем будут использоваться криогенные зеркала для повышения чувствительности детектора, особенно на более низких частотах.
- LIGO : Лазерная интерферометрическая гравитации Лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория состоит из двух 4-километровых детекторов гравитационных волн длиной 4 км, разделенных примерно 3000 км (1900 миль), расположенных в Ливингстоне, штат Луизиана, и Хэнфорде, штат Вашингтон, США.
- Парсек (пк) : астрономическая единица длины, соответствующая приблизительно 3 световым годам или 30 триллионам километров.
- Радиотелескопы : Телескопы, которые измеряют радиоволны, приходящие со всей Вселенной. Радиотелескопы бывают разных форм. В некоторых случаях они выглядят как одиночные большие спутниковые тарелки (например, телескоп Ловелла в обсерватории Джодрелл-Бэнк ), которые могут указать, где они надеются обнаружить радиоволны. В других случаях есть много «меньших» спутниковых тарелок (~ 10 м в диаметре, как у телескопа MeerKAT ), сигналы которых объединяются для повышения их чувствительности к слабым радиоволнам. Наконец, есть некоторые радиотелескопы, которые представляют собой длинные жесткие металлические конструкции, которые не обязательно «указывают», но вместо этого чувствительны к небу прямо над ними (один из примеров — CHIME .). В этом анализе мы используем данные всех этих различных типов телескопов. В статье приведен список используемых радиотелескопов.
- Предел замедления вращения : ограничение, накладываемое на амплитуду гравитационных волн от пульсара, основанное на предположении, что вся вращательная кинетическая энергия, теряемая звездой при вращении вниз, приходится на гравитационное излучение. Это предполагает точно известное расстояние до пульсара, тогда как в действительности расстояния до пульсара могут быть неопределенными примерно в два раза. Однако мы знаем, что есть и другие способы потери энергии пульсарами, причем основным предполагаемым механизмом является магнитное дипольное излучение .
- Частота вращения. Вращение пульсара вокруг своей оси (его «вращение») можно измерить с помощью радио-, рентгеновских и других телескопов путем подсчета прихода импульсов (когда «луч маяка» проносится над Землей) и среднее время между ними. Стандартной единицей измерения частоты является герц (Гц).
- Деформация : частичное изменение расстояния между двумя точками измерения (например, зеркалами в интерферометрическом детекторе) из-за деформации пространства-времени проходящей гравитационной волной.
- Сверхновая : Сверхновая — это взрыв массивной звезды в конце ее жизни. Этот взрыв чрезвычайно яркий: в течение нескольких недель сверхновая может затмить всю галактику и излучать столько энергии, сколько Солнце могло бы излучать за всю свою жизнь. Большая часть вещества звезды выбрасывается, и остается чрезвычайно плотный и компактный объект, такой как нейтронная звезда или черная дыра.
- Верхний предел : утверждение о максимальном значении, которое может иметь некоторое количество, при этом согласуясь с данными. Здесь интересующая величина представляет собой максимальную амплитуду деформации собственной гравитационной волны данного непрерывного волнового сигнала, поступающего на Землю. Мы используем 95-процентный предел достоверности, т. е. при наличии данных существует 95-процентная вероятность того, что количество ниже этого предела.
- Дева : детектор гравитационных волн, расположенный недалеко от Пизы в Италии. Как и LIGO, это лазерный интерферометр, но с плечами длиной 3 км.
- Рентгеновские телескопы : телескопы, которые измеряют рентгеновские лучи со всей Вселенной. Как правило, эти телескопы подсчитывают отдельные поступающие фотоны, а не измеряют постоянный поток света, как работает радиотелескоп.
