Сверхновые с коллапсом ядра — это насильственная взрывная смерть массивных звезд . Остаток взрыва представляет собой сверхплотную нейтронную звезду , окруженную обломками взрыва . Обломки взрыва могут растянуться на несколько световых лет , но нейтронная звезда в центре имеет диаметр примерно 30 км (12 миль) и массу примерно в 1,4 раза больше массы Солнца. Нейтронные звезды — одни из самых плотных объектов во Вселенной. Состав и основная физика нейтронных звезд остается одной из самых мучительных загадок в физике, вызывая интерес в целом ряде областей, включая астрофизику, ядерную физику, физику элементарных частиц и физику конденсированного состояния. Для Advanced LIGO и Advanced детекторы Viro , нейтронные звезды важны, потому что они вероятные источники непрерывных гравитационных волн (CW). В недавней статье мы ищем непрерывные гравитационные волны от пятнадцати молодых остатков сверхновых в нашей галактике, используя данные за шесть месяцев 2019 года, которые составляют первую половину третьего цикла наблюдений передовых детекторов, сокращенно называемых O3a.
В то время как кратковременные всплески гравитационных волн в настоящее время наблюдаются регулярно, непрерывные гравитационные волны продолжают ускользать от обнаружения. Это связано с тем, что кратковременные всплески громкие и короткие, а непрерывные гравитационные волны очень тихие и их трудно отличить от шума. Чтобы обнаружить CW, мы должны быть терпеливы, собирая данные в течение длительного периода времени и ища крошечные, но постоянные колебания, которые соответствуют нашей модели сигнала. Для типичного поиска CW мы ищем волны, генерируемые быстро вращающейся нейтронной звездой. Любое отклонение от идеально однородной звезды будет производить гравитационные волны с удвоенной частотой вращения звезды, причем большие отклонения вызывают большую деформацию гравитационных волн .(т.е. более громкий сигнал). Мы называем такую звезду «трехосной», потому что это трехмерный эллипс, похожий на мяч для регби.
В нашей галактике много остатков сверхновых. Мы выбираем пятнадцать молодых остатков сверхновых возрастом от 100 до 10 000 лет, но для которых частота вращения неизвестна. Мы нацелены на молодые остатки сверхновых, потому что молодые нейтронные звезды с большей вероятностью будут иметь неравномерную деформацию, чем старые звезды. Молодые нейтронные звезды также вращаются быстрее, создавая большую деформацию гравитационных волн. Но поскольку мы не знаем, с какой скоростью вращается нейтронная звезда, нам приходится искать в широком диапазоне частот. Молодые нейтронные звезды также теряют энергию вращения и со временем замедляются (уменьшают скорость вращения), поэтому нам также необходимо искать возможные скорости замедления. Наконец, наблюдения изолированных нейтронных звезд с измерениями частоты предполагают, что могут быть небольшие случайные колебания частоты вращения.
При обычном поиске (когерентном поиске) мы создаем шаблоны того, как должен выглядеть сигнал в течение времени наблюдения, и пытаемся сопоставить эти сигналы с данными. Если мы тестируем правильный шаблон сигнала и если количество шаблонов не слишком велико, то когерентный поиск очень чувствителен. Но у нас есть пятнадцать целей без оценки частоты, которые могут изменить свою частоту вращения или подвергнуться небольшим случайным изменениям частоты. В этом сценарии когерентный поиск требует слишком больших вычислительных ресурсов. Вместо этого мы используем три полукогерентных метода для эффективного поиска ранних данных O3. Полукогерентный поиск применяет когерентный поиск к небольшим блокам данных и объединяет их вместе, чтобы охватить все время наблюдения. Меньшие блоки данных требуют меньшего количества шаблонов для поиска, поэтому полукогерентный поиск намного более эффективен в вычислительном отношении. Мы применяем три полукогерентных алгоритма к ранним данным O3: один, оптимизированный для чувствительности, один, оптимизированный для быстро меняющегося сигнала, и один, оптимизированный для конкретной астрофизической модели. Ни один из трех поисков не сообщает о CW-сигнале.
Однако отсутствие обнаружения не означает отсутствия результатов. Мы можем оценить чувствительность нашего поиска и на основании этого сделать вывод о свойствах звезд, которые мы искали. Быстровращающаяся нейтронная звезда излучает непрерывное излучение, и чем сильнее деформирована звезда, тем громче должен быть сигнал. Ограничив мощность сигнала, мы можем установить верхний предел того, насколько может быть деформирована нейтронная звезда-мишень. Асимметрия нейтронной звезды измеряется параметром ε, обозначающим эллиптичность . Различные модели нейтронных звезд предсказывают разные пределы эллиптичности, но большинство из них предсказывают ε < 10 -6 . Мы показываем пределы эллиптичности для трех целей на рисунке 2. Вертикальная ось — это верхний предел 95 %.на ε, полученное в этом поиске. По горизонтальной оси отложена частота гравитационных волн, которая влияет на эллиптичность двумя способами. Во-первых, деформация гравитационных волн на данной частоте сильнее у более эллиптической звезды. Во-вторых, чувствительность LIGO и Virgo зависит от частоты, поэтому наши пределы деформации гравитационных волн варьируются во всем частотном диапазоне. Нам удается ограничить эллиптичность ниже теоретического максимума (ε < 10 -6 ). По мере улучшения этого предела мы сможем исключить физические модели, пытающиеся предсказать свойства нейтронных звезд.
Трехосные нейтронные звезды — не единственный способ, которым нейтронная звезда может генерировать CW. Вращение звезды также может вызывать КС через колебания r - моды внутри нейтронной звезды, причем масштаб колебаний параметризуется амплитудой α. Теоретический верхний предел масштаба колебаний составляет α < 10 -3 . Предел деформации от эллиптической нейтронной звезды можно преобразовать в предел α, как мы это делаем на рисунке 3. Вертикальная ось — это наш 95% доверительный предел для α, а горизонтальная ось — частота гравитационных волн (в Гц). . Мы находим α < 10 -3 выше 150 Гц для трех целей, ограничивая тем, насколько большими могут быть амплитуды r-моды в этих звездах.
По мере продолжения сбора данных и совершенствования наших методов вероятность первого обнаружения увеличивается. До тех пор мы ограничиваем физические модели, основанные на необнаружении, и стремимся повысить чувствительность наших поисков.
ГЛОССАРИЙ
- Непрерывная гравитационная волна : продолжительная форма гравитационного излучения.
- Эллиптичность : мера того, насколько тело далеко от сферической формы, определяется как относительная деформация в экваториальной плоскости по отношению к деформации в перпендикулярном направлении.
- Световой год : Единица расстояния, эквивалентная расстоянию, которое свет проходит за один год. Световой год примерно равен 9,46 трлн километров (или примерно 5,88 трлн миль).
- LIGO : Лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория (LIGO) представляет собой пару детекторов гравитационных волн в США. Один расположен недалеко от Ливингстона, штат Луизиана, а другой — недалеко от Хэнфорда, штат Вашингтон. Оба детектора представляют собой крупномасштабные лазерные интерферометры с двумя перпендикулярными плечами длиной 4 км, которые пытаются измерить любые изменения относительной длины плеча, вызванные проходящей гравитационной волной.
- Массивная звезда Массивные звезды имеют массу, более чем в 8 раз превышающую массу Солнца. Только такие массивные звезды могут образовать нейтронную звезду после того, как взорвутся как сверхновая. Если они имеют меньшую массу, остаток становится белым карликом.
- Нейтронная звезда : Чрезвычайно плотный объект, оставшийся после коллапса массивной звезды. Масса типичной нейтронной звезды в полмиллиона раз превышает массу Земли, но ее диаметр составляет всего около 30 км.
- R-моды : волны в жидкости, которая составляет большую часть нейтронной звезды. Их частота сравнима с частотой вращения звезды, поэтому для молодых нейтронных звезд они могут находиться в полосе частот LIGO и Virgo.
- Чувствительность : описание способности детектора обнаруживать сигнал. Детекторы с более низким уровнем шума способны обнаруживать более слабые сигналы, и поэтому говорят, что они имеют более высокую (или большую) чувствительность.
- Деформация : частичное изменение расстояния между двумя точками измерения из-за деформации пространства-времени, вызванной проходящей гравитационной волной. Типичная деформация даже самых сильных гравитационных волн, достигающих Земли, очень мала — обычно менее 10 -21 .
- Сверхновая : сильный взрыв, часто сопровождающийся быстро появляющимся ярким объектом в небе, который затем исчезает. Сверхновая может затмить остальную часть своей галактики. Существует множество различных сверхновых. Некоторые возникают в результате коллапса массивных звезд, другие могут возникать в результате столкновения двух белых карликов.
- Переходные гравитационные волны : гравитационные волны, возникающие в результате кратковременного, часто катастрофического события, например слияния компактных двойных объектов. Большинство нестационарных гравитационных волн появляются в детекторе только на секунды или меньше.
- Верхний предел : Верхний предел некоторой величины (например, деформация гравитационных волн) — это наименьшее значение, которое мы можем обнаружить с 95-процентной достоверностью. Поэтому, если мы ничего не обнаружили, мы на 95% уверены, что нет источников, дающих более высокие значения.
- Virgo : Детектор Virgo представляет собой наземный интерферометр, расположенный в Кашине, Италия, недалеко от Пизы.
