PSR J0537-6910, также известный как «Большой сбой», — это особый пульсар, привлекающий большое внимание астрономов. Пульсары — это быстровращающиеся нейтронные звезды , представляющие собой схлопнувшиеся ядра массивных звезд. Эти объекты являются экстремальными во многих отношениях. Мало того, что они содержат одни из самых сильных магнитных полей, известных в природе (более чем в миллиард раз сильнее, чем магнитное поле Земли), они также являются одними из самых компактных объектов во Вселенной. Они упаковывают больше массы Солнца в пространство размером с большой город, а их внутренняя плотность превышает плотность атомного ядра.
Название «пульсар» происходит от того факта, что мы наблюдаем за этими объектами, регистрируя импульсы электромагнитного излучения. Эти импульсы связаны с тем, что электромагнитные волны непрерывно исходят от магнитных полюсов нейтронной звезды. Когда магнитная ось не совмещена с осью вращения, луч излучения движется вокруг, как маяк, и импульс достигает нас, когда луч пересекает Землю.
Тщательно синхронизируя импульсы, приходящие от звезды, мы можем измерить скорость вращения звезды и то, как эта скорость меняется со временем. Затем можно сравнить временную эволюцию скорости вращения с теоретическими моделями, чтобы понять, какой основной физический механизм уносит вращательную энергию пульсара и замедляет ее. В частности, астрономы количественно определяют это с помощью параметра, известного как индекс торможения . Если электромагнитные волны обеспечивают основной механизм замедления вращения , мы ожидаем измерить индекс торможения около 3, в то время как ожидаются более высокие значения, если излучение гравитационных волн вызывает вращение звезды.
PSR J0537-6910 — молодой пульсар, вращающийся с частотой 62 Гц (т.е. 62 раза в секунду) и расположенный в Большом Магеллановом Облаке . Наблюдается быстрое вращение этого пульсара, а также частые так называемые пульсарные сбои, т. е. внезапное увеличение скорости вращения (отсюда неофициальное прозвище пульсара «Большой сбой»). В отличие от большинства других пульсаров, PSR J0537-6910 наблюдается не в радиоволнах, а в рентгеновских лучах. Поскольку рентгеновские лучи не проникают в атмосферу Земли, для такого рода наблюдений необходимо отправиться в космос, и PSR J0537-6910 был впервые обнаружен с помощью спутника рентгеновского телескопа под названием Rossi X-ray Timing Explorer ( RXTE ).), который работал с 1996 по 2012 год. В 2017 году на Международной космической станции был установлен рентгеновский телескоп под названием « Исследователь внутреннего состава нейтронной звезды» ( NICER ), и этот инструмент используется для наблюдения за PSR J0537-6910.
Наблюдения в течение многих лет выявили интенсивную глючную активность пульсара, а также позволили измерить индекс торможения между глюками. В частности, наблюдения как RXTE , так и NICER показывают, что вдали от сбоев индекс торможения составляет примерно 7, что является довольно необычным значением для пульсара, и что ожидается, если звезда раскручивается в основном гравитационными волнами из-за r- Режим колебания. R-мода — это своего рода жидкая волна, которая существует во вращающихся звездах и возникает из-за силы Кориолиса, очень похожей на волны Россби на Земле, и может генерировать гравитационные волны. На самом деле, некоторые теории предполагают, что излучение гравитационных волн, вызванное r-модами, активно во всех молодых пульсарах, снижая их скорость вращения от быстрой, которая у них была при рождении, до текущей более медленной скорости, наблюдаемой в стандартной популяции пульсаров. Таким образом, измерение индекса торможения, равного 7, предполагает, что PSR J0537-6910 все еще может находиться в конце своей эволюции вращения, управляемой r-модой, хотя за это могут быть ответственны другие эффекты, такие как, например, затухание магнитного поля.
Чтобы проверить эту гипотезу, коллаборации LIGO Scientific, Virgo и KAGRA совместно с командой NICER провели поиск непрерывного сигнала гравитационных волн, вызванного r-модами пульсара J0537-6910.
Уже была попытка поиска r-мод от этого пульсара с использованием общедоступных данных первого и второго сеансов наблюдений LIGO (O1 и O2 соответственно), но во время этих запусков не было доступно рентгеновское время. В нашем поиске мы используем самые последние данные третьего цикла наблюдений обсерваторий LIGO и Virgo (известный как набор данных O3).
Данные O3 имеют гораздо более низкий уровень шума и значительно лучшее качество, чем данные O1 и O2, и, что наиболее важно, перекрываются с наблюдениями NICER PSR J0537-6910 с 2017 года. Данные NICER точно отслеживают скорость вращения пульсара, что позволяет нам точно знать, когда происходят выбросы, и тщательно анализировать данные гравитационных волн между выбросами, чтобы произвести наиболее точный поиск слабого сигнала. Связь между частотой гравитационных волн и скоростью вращения пульсара точно не известна, так как зависит от неизвестных массы и радиуса звезды. Поэтому необходимо искать сигналы в диапазоне частот гравитационных волн (а именно примерно от 86 до 97 Гц; для поиска на разных частотах). Для поиска использовались два независимых метода. Оба метода включали сопоставление данных между сбоями с банком шаблонов, моделирующих сигнал гравитационных волн от излучения r-моды. Шаблоны зависели от двух неизвестных параметров сигнала - частоты и скорости изменения частоты, которые связаны с показателем торможения. Мы не нашли никаких свидетельств гравитационно-волнового сигнала, но этот нулевой результат по-прежнему позволяет нам наложить строгие ограничения на теоретические модели замедления вращения, вызванного r-модой, в PSR J0537-6910. В частности, мы получаем ряд верхних пределов амплитуды гравитационных волн, излучаемых звездой, т. е. значение, выше которого наш поиск был бы достаточно чувствителен для обнаружения излучения. Наш верхний предел амплитуды гравитационных волн сравнивается с предсказаниями теоретических моделей для r-моды замедления вращения PSR J0537-6910. Эти прогнозы представлены полосой, поскольку точная амплитуда зависит от неизвестной массы и радиуса звезды.
Наши результаты показывают, что мы глубоко проникаем в предсказанную область, и для некоторых используемых нами методов поиска, особенно на высоких частотах, верхние пределы намного ниже амплитуды гравитационных волн, предложенной теоретическими моделями. Наши поиски исключают возможность того, что PSR J0537-6910 может быть нейтронной звездой с большой массой, испускающей гравитационные волны из-за r-мод, но этот сценарий все же возможен для нейтронных звезд с меньшей массой. Со следующим запуском наблюдений (O4), который, как ожидается, состоится во второй половине 2022 года, у нас появится новая возможность искать гравитационные волны от пульсара J0537-6910 с более чувствительными данными сети детекторов LIGO, Virgo и KAGRA.
ГЛОССАРИЙ
- Нейтронная звезда : Остаток процесса сверхновой, которому подвергается звезда с массой примерно в 10-25 раз больше массы нашего Солнца. Типичные нейтронные звезды имеют массу около 1-2 солнечных масс и радиус 10-15 километров, что означает, что они являются одними из самых компактных объектов, когда-либо обнаруженных.
- Непрерывная гравитационная волна : сигнал гравитационной волны, который всегда присутствует и имеет почти фиксированную частоту, в отличие от систем сливающихся черных дыр, для которых сигнал виден в детекторе только в течение короткого времени и имеет быстро увеличивающуюся частоту.
- Замедление вращения : Скорость, с которой вращающаяся нейтронная звезда замедляется из-за излучения энергии.
- Большое Магелланово Облако : карликовая галактика-компаньон Млечного Пути на расстоянии 50 000 парсеков . И Большое, и Малое Магеллановы Облака видны глазу в южном полушарии.
- R-режим : волна жидкости, движущаяся вокруг звезды под действием силы Кориолиса из-за вращения.