Ученые LIGO и Virgo ведут многолетнюю кампанию по поиску неприглядных выпуклостей на нейтронных звездах . Нейтронные звезды — это очень компактные звезды, которые образуются при коллапсе звезды тяжелее нашего Солнца, поскольку электроны в ее атомах объединяются с протонами, образуя шар, состоящий в основном из нейтронов, радиусом немногим более 10 км. Если бы они были намного компактнее, нейтронные звезды образовали бы черные дыры. Некоторые нейтронные звезды представляют собой быстро вращающиеся пульсары, которые, подобно маякам, испускают пучки электромагнитного излучения с чрезвычайно регулярными периодами, если наблюдать их с фиксированной точки обзора. Их частоты вращения могут быть настолько стабильными, что могут конкурировать с работой атомных часов на Земле.
Асимметричная выпуклость на нейтронной звезде может создавать непрерывные гравитационные волны. Представьте себе, например, большое возвышенное плато высотой в миллиметр или сантиметр с одной стороны звезды. Поскольку нейтронная звезда и, следовательно, такой небольшой выступ вращается — от десятков до сотен раз в секунду у звезд, которые потенциально могут быть обнаружены, — она возмущает соседнее пространство-время, производя гравитационное излучение. Тогда частота гравитационных волн в два раза превышает частоту вращения звезды и почти постоянна, с лишь небольшим уменьшением частоты со временем, поскольку потеря энергии вращения звезды гравитационными волнами приводит к замедлению вращения . Более того, плавное вращение звезды приводит к излучению непрерывных во времени гравитационных волн.
Мы годами искали такие непрерывные гравитационные волны в надежде, что каждое новое усовершенствование мировых детекторов гравитационных волн даст представление о невероятно крошечных волнах, которые могут излучаться вздутием нейтронной звезды. Для справки: амплитуда деформации была 10-21 для самого первого обнаружения гравитационных волн в сентябре 2015 года. Этот сигнал исходил от пары массивных черных дыр, удаленных на 1,3 миллиарда световых лет, и его можно было обнаружить всего за две десятых секунды. Непрерывные гравитационные волны были бы еще слабее, на несколько порядков, несмотря на то, что они исходят от звезд, находящихся всего в сотнях или тысячах световых лет от нас, потому что излучаемая энергия намного меньше.
Используя данные за первые шесть месяцев самых последних наблюдений LIGO и Virgo Observing Run (O3), мы теперь исследовали нашу галактику глубже, чем когда-либо прежде, в поисках ранее неизвестных нейтронных звезд с обнаруживаемыми выпуклостями. Новый поиск ищет изолированные звезды повсюду на небе и способен обнаруживать амплитуды деформации ниже 10 -25 , что делает его самым тщательным поиском в своем роде на сегодняшний день, с чувствительностью к чрезвычайно крошечным выпуклостям.
Насколько крошечный? Балдж нейтронной звезды характеризуется экваториальной эллиптичностью. Это число описывает, насколько звезда деформируется по сравнению с формой, симметричной относительно оси вращения. Теперь можно ожидать, что быстровращающаяся нейтронная звезда отклонится от идеальной сферы. Окружность вокруг экватора должна быть немного длиннее, чем окружность вокруг полюса, из-за тех же центробежных эффектов, которые слегка сплющивают Землю. Однако результирующая полярная эллиптичность не генерирует гравитационные волны, потому что по мере вращения звезды ее гравитационное воздействие на близлежащее пространство не меняется. Нет никакого «вихря» пространства, подобного тому, который вызывается выпуклостью, вращающейся вокруг и вокруг. Мы не знаем точно, чего ожидать от типичной экваториальной нейтронной звезды.эллиптичности. Традиционная ядерная теория допускает значение до 10 -5 , что соответствовало бы выпуклости высотой 10 см, но даже значительные выпуклости, которые могут присутствовать при рождении нейтронной звезды после взрыва сверхновой, со временем имеют тенденцию отжигаться, что приводит к уменьшению выпуклости. эллиптичности. На практике мы ожидаем, что типичные нейтронные звезды будут иметь гораздо более низкую эллиптичность, но не уверены, насколько.
Можно было бы ожидать, что будет легко обнаружить одночастотный непрерывный сигнал. Быстрое преобразование Фурье , широко используемое при обработке сигналов, может быть применено к данным о деформации гравитационных волн, чтобы выявить «всплеск» на нужной частоте . Но ряд сложностей усложняет задачу. Во-первых, поскольку вращение звезды постепенно замедляется, необходимо постоянно вносить поправки на уменьшение частоты, а поскольку априори неизвестно , насколько постепенно происходит снижение, приходится искать множество возможностей. В самом последнем поиске по всему небу пробуются десятки возможных значений замедления, что увеличивает вычислительные затраты на поиск.
Что делает вычислительные затраты намного выше, так это влияние движения Земли, как из-за ее суточного вращения, так и из-за ее орбитального движения вокруг Солнца. Необходимо явно скорректировать доплеровский сдвиг кажущейся частоты сигнала гравитационной волны из-за движения Земли относительно звезды, которая излучает сигнал (аналогично доплеровскому сдвигу звуков сирены проходящей мимо пожарной машины). К сожалению, явные поправки на вращательную и орбитальную доплеровские модуляции различны для каждой точки на небе, а это означает, что нужно продолжать вносить коррективы в поиске, когда человек «шагает» по небу в поиске. Еще одна сложность заключается в том, что сигнал видимое изменение амплитуды во времени зависит от относительной ориентации оси вращения звезды по отношению к нашему лучу зрения на нее. Изменение также зависит от ориентации детекторов гравитационных волн на поверхности Земли (широта, долгота и направление по компасу плеч интерферометра) — и мы не знаем звездную ориентацию!
Принятие во внимание всех этих поправок значительно увеличивает вычислительные затраты по сравнению с простым преобразованием Фурье, несмотря на компромиссы в достижимой чувствительности к деформации путем сегментации данных. В недавнем поиске было использовано более 15 миллионов часов ЦП в течение почти года с использованием компьютеров, размещенных в лаборатории LIGO, и с использованием других компьютеров, доступных по всему миру в Open Science Grid .
После поиска по данным O3 за первые шесть месяцев и выявления более 140 000 потенциальных кандидатов по частоте, вращению и местоположению на небе мы проследили за этими выбросами, проведя еще более глубокий поиск в несколько этапов, включая поиск на последнем этапе в полном объеме. Набор данных O3 за 11 месяцев для небольшого числа оставшихся кандидатов. В конце концов, ни один выброс не выдержал наблюдения: это означает, что непрерывных ГВ не наблюдалось, и поэтому мы можем дать только верхние пределы мощности сигнала.
Одним из способов характеристики чувствительности поиска является диапазон в килопарсеках (кпк), в котором мы могли бы увидеть сигнал от нейтронной звезды определенной эллиптичности. Звезды с большей эллиптичностью излучают более сильные гравитационные волны и, следовательно, их можно увидеть дальше.
Чувствительность последнего поиска значительно улучшена по сравнению с предыдущими поисками по всему небу с сопоставимой широтой частот и уменьшением скорости вращения, особенно на более высоких частотах. Улучшение в значительной степени связано с реализацией « квантового сжатия » в интерферометрах LIGO, искусной техники, позволяющей повысить чувствительность при фиксированной интенсивности лазера. Дополнительные поиски будут проводиться в полных данных O3 с использованием дополнительных методов поиска, чтобы еще глубже проникнуть в шум, и ожидается дальнейшее повышение чувствительности от будущих наблюдений O4 и O5 после дальнейших улучшений детектора. Мы ожидаем, что будущие поиски будут продолжаться дальше в нашей галактике для любой заданной эллиптичности, что неуклонно увеличивает шансы на открытие.
ГЛОССАРИЙ
- Нейтронная звезда : Остаток процесса сверхновой, которому подверглась звезда с массой от 10 до 25 масс нашего Солнца. Типичные нейтронные звезды имеют массу около 1-2 масс Солнца и радиус 10-15 километров, являясь одними из самых компактных объектов, когда-либо обнаруженных.
- Амплитуда деформации : относительное изменение в пространстве, вызванное проходящей гравитационной волной.
- Непрерывная гравитационная волна : продолжительная форма гравитационного излучения.
- Экваториальная эллиптичность : мера того, насколько тело далеко от сферической формы, определяется как относительная деформация в экваториальной плоскости по отношению к деформации вдоль перпендикулярного направления в той же плоскости.
- Полярная эллиптичность : аналогична экваториальной эллиптичности, но измеряет разницу между плоскостью, проходящей через звездные полюса, и экваториальной плоскостью.
- Замедление вращения : Скорость, с которой вращающаяся нейтронная звезда замедляется из-за излучения энергии через электромагнитные или гравитационные волны.
- Доплеровский сдвиг : изменение частоты волны из-за относительного движения источника и наблюдателя.
- Килопарсек (кпк) : тысяча парсеков. Парсек — астрономическая единица длины, соответствующая примерно 3 световым годам или 30 триллионам километров.
- Верхний предел : утверждение о максимальном значении, которое может иметь некоторая величина, при этом согласуясь с данными. Здесь мы используем эту концепцию, чтобы наложить ограничения на амплитуды деформации на разных частотах. Мы используем 95-процентный предел достоверности, т. е. при наличии данных существует 95-процентная вероятность того, что количество ниже этого предела.
