Отдельные гравитационно-волновые события от слияний двойных систем, состоящих из компактных объектов , таких как черные дыры и нейтронные звезды, могут выявить свойства уникальных одиночных источников. Однако необходима совокупность таких событий, чтобы пролить свет на то, как эти системы формируются и развиваются во Вселенной. Нас особенно интересует измерение распределений массы и вращения компактных объектов, поскольку эти свойства позволяют нам узнать о процессах, ведущих к их образованию.
Ученые сосредоточились на двух путях или «каналах», по которым эти двойные системы могут формироваться в природе. В изолированном двойном канале эволюции компактные двойные системы развиваются вместе из пар массивных звезд, каждая из которых в конечном итоге взрывается и оставляет после себя остаток нейтронной звезды (НС) или черную дыру (ЧД). В канале динамического формирования нейтронные звезды и черные дыры соединяются в плотных средах, таких как шаровые скопления или ядерные звездные скопления . Оба этих канала формирования накладывают уникальный отпечаток на наблюдаемые свойства компактных объектов, которые мы обнаруживаем в гравитационных волнах. Мы ожидаем, что источники, обнаруживаемые LIGO и Virgo, будут широко охватывать диапазон масс от одного до ста масс Солнца (обозначается символом M ⊙ ). Однако различные астрофизические процессы могут привести к пробелам в этом диапазоне масс, где мы не обнаруживаем никаких черных дыр или нейтронных звезд. Например, предыдущие наблюдения компактных объектов как в рентгеновских лучах, так и в гравитационных волнах указывали на наличие меньшей массовой щели в диапазоне от 3 до 5 M ⊙ между самыми массивными нейтронными звездами и наименее массивными черными дырами. Потенциально это можно объяснить физическим механизмом, управляющим гибелью массивных звезд . Верхняя массовая щель для черных дыр в диапазоне примерно от 50 до 120 M ⊙также предсказывается из-за пульсирующей парной нестабильности сверхновых . В этом случае внешние слои умирающей звезды выбрасываются, оставляя либо черную дыру с меньшей массой, либо вообще не оставляя следов. Таким образом, наличие любой из этих щелей позволило бы нам узнать о том, как заканчивают свою жизнь массивные звезды.
Еще одним важным признаком истории формирования компактной двойной системы является ориентация оси вращения (спина) ее компонентов относительно оси орбиты. Например, наклон оси вращения Земли относительно ее оси вращения вокруг Солнца является причиной смены времен года. Компактные двойные системы, сформированные изолированно, обычно имеют оси вращения, выровненные с осью орбиты, в то время как спины, сформированные динамически, могут указывать в случайных направлениях. Третьим ключевым наблюдаемым явлением, которое можно исследовать с помощью гравитационных волн, является расстояние, на котором происходят слияния, которое можно выразить как красное смещение по закону Хаббла . Распределение красного смещения может рассказать нам о скорости звездообразования .в разные моменты эволюции Вселенной и состав Вселенной (из каких элементов она состоит и их относительное содержание). Это связано с тем, что состав звезд влияет на то, как быстро они превращаются в компактные объекты, которые в конечном итоге сливаются. Таким образом, измерение распределений масс, спинов и красных смещений компактных двойных слияний, наряду с возможными корреляциями между этими параметрами, является ключевой задачей гравитационно-волновой астрономии.
МОДЕЛИ И МЕТОДЫ
В этой работе мы используем набор из 74 компактных двойных слияний, идентифицированных по данным LIGO–Virgo к концу третьего цикла наблюдений, включая 70 событий двойных черных дыр (ЧД), двух двойных нейтронных звезд (БНС) и двух нейтронно- слияния звезд с черными дырами (NSBH). Эти события выбираются на основе уверенности, с которой они были обнаружены, чтобы гарантировать, что мы не загрязняем нашу популяцию шумовыми событиями, которые не являются астрофизическими. Чтобы ограничить общие свойства населения компактных объектов, мы сначала получаем оценки параметров (массы, спины и красное смещение) каждого отдельного события, а затем объединяем их, принимая во внимание неопределенность измерений отдельных событий. Затем мы применяем несколько различных моделей для массы, распределения спина и красного смещения для всей популяции, чтобы определить, какая модель лучше всего соответствует данным. Некоторые из моделей управляются параметрами, которые можно проследить непосредственно до астрофизического процесса. Одним из примеров является минимальная масса черной дыры, которая могла бы сказать нам кое-что о наличии или отсутствии щели с меньшей массой. Другие модели более гибкие, чтобы учитывать неожиданные особенности данных, но не все их параметры обязательно связаны с астрофизическим явлением.
Компактные объекты, которые мы обнаруживаем в гравитационных волнах, не являются точной выборкой всего населения, созданного природой. Сила сигнала гравитационной волны увеличивается с массой системы и уменьшается с расстоянием (или красным смещением), поэтому мы можем наблюдать более массивные слияния на больших расстояниях. Мы учитываем это « смещение Малмквиста », моделируя сигналы от множества источников со случайно распределенными параметрами, а затем измеряя, какие из них легче обнаружить, чем другие. Это позволяет нам скорректировать погрешность наблюдения.
ОБЩАЯ ПОПУЛЯЦИЯ КОМПАКТНЫХ ОБЪЕКТОВ
Когда мы моделируем все слияния компактных объектов вместе, а не по отдельности, мы оцениваем скорость, с которой они происходят на единицу объема Вселенной и в единицу времени, от 71 до 2200 слияний на гига парсек в кубе в год. (1 гига парсек = 1 миллиард парсеков, где парсек — единица расстояния, равная примерно 3,25 световым годам). Если провести границу между нейтронными звездами и черными дырами на расстоянии 2,5 M ⊙, мы получаем следующие диапазоны для скорости каждой подгруппы слияний: (13,0–1900,0), (7,4–320,0) и (16,0–130,0) на гига парсек в кубе в год для BNS, NSBH и BBH соответственно. Хотя мы обнаруживаем значительно больше источников ЧДД, чем два других класса сигналов, на самом деле они гораздо реже встречаются во Вселенной. Это связано с тем, что скорость слияния бинарных систем является убывающей функцией их массы, поэтому более массивные системы производят все более редкие слияния. Однако единый степенной закон не может описать связь между скоростью слияния и первичной массой для всего двойного населения от самых легких нейтронных звезд до самых тяжелых черных дыр. Наши данные предполагают падение скорости слияния над массами нейтронных звезд, но неясно, существует ли явный разрыв перед диапазоном масс черной дыры.
МАССОВОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД
Далее мы оценим массовое распределение нейтронных звезд, обнаруженных в гравитационных волнах. В предыдущих измерениях распределения масс нейтронных звезд использовались наблюдения за нейтронными звездами в нашей собственной галактике, обнаруженными как пульсары , которые излучают радио- или рентгеновские лучи через равные промежутки времени из-за их быстрого вращения и сильных магнитных полей. В то время как измерения пульсаров предпочитают распределение масс с двумя пиками, мы обнаружили, что нейтронные звезды, наблюдаемые в гравитационных волнах, предпочитают распределение с одним пиком, которое имеет больше поддержки при больших массах по сравнению с галактическим распределением. Это может указывать на то, что внегалактическое население, наблюдаемое с помощью гравитационных волн, отличается от галактического распределения, наблюдаемого как пульсары. Мы находим, что максимальная масса нейтронной звезды находится в диапазоне от 1,8 до 2,3M ⊙ , что согласуется с наблюдениями пульсаров.
СВОЙСТВА ЧЕРНОЙ ДЫРЫ
По сравнению с нашими предыдущими ограничениями на распределение масс черных дыр, теперь мы предпочитаем большее количество двойных систем с неравной массой и более высокую долю маломассивных событий в популяции. Наши новые, более гибкие модели идентифицируют два новых скачка в распределении более массивной черной дыры в каждой двойной системе (также называемой первичной) около 10 и 18 солнечных масс в дополнение к ранее идентифицированному пику на ~35 M ⊙ . В то время как модели эволюции изолированных бинарных систем могут объяснить кластеризацию источников в диапазоне 8-10 M ⊙ , происхождение дополнительных пиков еще не выяснено. Подобно нижней массовой щели, обсуждавшейся выше в разделе о полной популяции, мы не можем с уверенностью идентифицировать наличие верхней массовой щели для двойных черных дыр. Отсутствие резкой отсечки на ~50 М⊙ как предсказано по парной нестабильности сверхновых, предполагает, что может быть компонент населения, который не формируется в результате изолированной двойной эволюции. Сценарии динамического формирования могут привести к иерархическому слиянию, когда остаток предыдущего слияния сталкивается с другим компаньоном компактного объекта для повторного слияния. Это может привести к распределению массы как в нижний, так и в верхний массовый зазор. В качестве альтернативы верхний массовый разрыв может быть заполнен двойными звездами в газовой среде, поскольку составляющие их черные дыры могут увеличиваться в массе за счет аккреции (когда окружающий газ падает в черную дыру).
Мы по-прежнему думаем, что черные дыры в двойных системах имеют небольшие спины, которые не полностью совпадают с осью орбиты. На самом деле, новые наблюдения говорят в пользу более случайного распределения углов наклона спина, чем раньше. Теперь мы также находим более сильное предпочтение присутствию отрицательных спинов в популяции ЧДД, где ось вращения указывает в направлении, полностью противоположном оси орбиты. Это крайне маловероятно в сценарии эволюции изолированной двойной системы, который предполагает, что по крайней мере некоторые из наблюдаемых ЧДД формировались динамически. Мы также обнаруживаем, что системы с меньшей массой более уверенно ограничиваются небольшими спинами, в то время как более крупные спины разрешены для систем с большей массой. Обнаружено, что более двойные системы с неравной массой имеют более крупные спины, выровненные с осью орбиты. Обе эти корреляции теоретически неожиданны.
Еще один новый вывод из наших данных заключается в том, что скорость слияния растет с красным смещением. Мы знаем, что скорость звездообразования также меняется с красным смещением из наблюдений за галактиками — это означает, что количество звезд, способных стать компактными объектами, которые в конечном итоге сливаются и обнаруживаются в гравитационных волнах, меняется в течение всего космического времени — поэтому мы можем естественно ожидать, что скорость возможные слияния следуют аналогичному распределению. В то время как наши предыдущие анализы согласовывались с неизменяющейся (плоской) скоростью слияния при красном смещении, теперь эта возможность исключена с достоверностью 99,4%. Точное измерение эволюции скорости слияния в конечном итоге поможет нам понять состав Вселенной и процессы, посредством которых газ превращается в звезды.
ВЫВОДЫ
Наш новый, более крупный каталог компактных двойных слияний позволил нам более точно, чем когда-либо прежде, исследовать свойства черных дыр и нейтронных звезд, обнаруженных в гравитационных волнах. Мы начинаем углубляться в формирование и пути эволюции компактных объектов, обнаруживаемых с помощью LIGO и Virgo. Имея больше данных из будущих наблюдений, мы ожидаем, что в конечном итоге подтвердим существование пробелов в массе или их отсутствие и лучше поймем неожиданные особенности, которые мы сейчас обнаружили. Это поможет нам наложить новые прямые ограничения на астрофизические явления, такие как умирание звезд, динамическое соединение компактных объектов и из чего состоит Вселенная.
ГЛОССАРИЙ
- Черная дыра : область пространства-времени с настолько сильной гравитацией, что она не позволяет чему-либо, включая свет, выйти наружу.
- Нейтронная звезда : чрезвычайно плотный объект, состоящий преимущественно из нейтронов, который остается после гибели массивной звезды в результате взрыва сверхновой.
- Компактный объект : чрезвычайно плотные объекты, такие как белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры, которые отмечают конечные точки жизненного цикла звезды.
- Спин : угловой момент компактного объекта, обусловленный либо вращением твердого вещества нейтронной звезды, либо «вращательным» свойством искривленного пространства-времени вокруг черной дыры.
- Изолированная двойная эволюция : эволюция двойной звездной системы от рождения до смерти каждой из двух звезд, заканчивающаяся компактным двойным объектом.
- Динамическое формирование : сборка бинарного компактного объекта в результате случайного гравитационного столкновения двух компактных объектов в плотной среде.
- Нижний разрыв масс : отсутствие компактных объектов с массами между самыми массивными нейтронными звездами и наименее массивными черными дырами, примерно 3-5 масс Солнца.
- Верхний разрыв массы : отсутствие черных дыр с массами в диапазоне примерно 50-120 солнечных масс из-за парной нестабильности сверхновых.
- Красное смещение : величина, используемая для измерения космологических расстояний, основанная на растяжении излучения в сторону более длинных (более красных) длин волн в результате хаббловского расширения Вселенной.
- Скорость звездообразования : скорость, с которой газ превращается в звезды за космическое время.
- Аккреция : - процесс, при котором газ или другое вещество падает к центру гравитирующей системы.
- M ⊙ (солнечная масса) : масса Солнца (около 2x10 30 кг). Солнечная масса - обычная единица для представления масс в астрономии.
