Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса

Джоселин Рид, профессор Университета штата Калифорния в Фуллертоне, проверила электронные письма от LIGO не сразу – в ее компьютере они помещались прямиком в специально созданную для этого папку, потому что иногда приходили в огромном количестве. И Рид, и Хациоанну в тот день готовились принять участие в панельной дискуссии по экстремальной гравитации в Университете штата Монтана. Темой дискуссии был вопрос о том, можно ли узнать что-нибудь о внутреннем строении нейтронной звезды, наблюдая слияние двух звезд.

Когда незадолго до начала дискуссии Рид пришла в аудиторию, коллеги быстро ввели ее в курс дела. Переполненная радостным удивлением, она сказала, повернувшись к Хациоанну: “Мне нужно понять, что я на самом деле могу рассказать в своем выступлении, не утверждая ничего наверняка”. Поскольку в тот момент о событии знали только члены сообщества LIGO, а результаты впечатляли, их следовало держать в секрете и не говорить о них никому за пределами сообщества, так как вначале их надо тщательно проанализировать и оформить в виде статей. И Рид добавила: “Придется сообщить о беспрецедентных вещах, так что мы должны просто попытаться понять, что с этим делать”.

Выступление на панельной дискуссии в результате содержало множество “если”, но и Рид, и Хациоанну знали, насколько значимым стал обнаруженный сигнал – он давал новый способ получить ограничения, накладываемые на уравнение состояния. Чтобы сделать это, ученым требовалось больше информации, а в своем распоряжении вначале они имели лишь сигнал гравитационных волн, но надеялись зарегистрировать то, как менялась частота вращения двух звезд в ходе их смертельного танца. Действительно, двигаясь по согласованным орбитам, они изначально медленно обращаются вокруг общего центра масс, и по мере того, как они сближаются в течение миллиардов лет, они теряют энергию, уносимую гравитационными волнами. И когда наконец эти две звезды сближаются, их орбитальные скорости увеличиваются, и в конечном итоге они сливаются. Период обращения непрерывно меняется все время, и эти изменения ученые используют для того, чтобы извлечь больше информации о системе нейтронных звезд.

По мере того как нейтронные звезды притягиваются друг к другу, они начинают деформироваться – каждая растягивает и сжимает вещество другой, на них возникают приливы, точно так же как из-за гравитации Луны приливы возникают в океанах на Земле. И так же как гравитационные волны уносят энергию двух нейтронных звезд, приливы отнимают энергию, что заставляет звезды столкнуться немного раньше, чем это случилось бы без приливов²³.

Несмотря на то что тогда детекторы LIGO работали не так хорошо, как сегодня, и уровень шума в них был велик, сигнал был настолько сильным и четким, что стало возможным оценить, сколько к потерям гравитационной энергии добавляют приливы (а также рассеяние орбитальной энергии за счет гравитационных волн), деформирующие каждую звезду. Ученые попытались подставить полученные данные в уравнения состояния, чтобы получить картину того, как звезды противостоят давлению и растяжению, вызываемым гравитацией, которая без этого раздавила бы их.

И хотя предсказать конечные давления и плотности очень сложно, на самом деле только соотношение между давлением и плотностью определяет размер одиночных звезд и то, как на звезды влияют приливы. Чем меньше деформация, тем мягче уравнение состояния, которое будет соответствовать полученным командами LIGO и Virgo результатам, и это позволяет установить верхний предел радиуса звезды по регистрируемому сигналу, отвечающему гравитационной волне. Информация о радиусе спрятана в небольшой поправке за счет приливов к уносимой гравитационными волнами энергии, которая зависит в основном от массы звезд. Существуют два способа найти эти массы. Самый надежный – использовать так называемую чирп-массу, или особую комбинацию масс двух звезд, которую можно получить напрямую из исходного изменения частоты сигнала гравитационной волны. После того как ученые вычленили дополнительные эффекты и предположили, что нейтронные звезды вращаются с типичной для наблюдаемых пульсаров скоростью, они рассчитали массы. Те оказались равными 1,46 и 1,27 солнечной массы. Но Рид сказала, что пока этот метод определения масс компонентов двойной системы не особенно точный, и, хотя он “очень многообещающий, на данный момент массы радиопульсаров определены более точно”.

Другие ученые, в том числе Самая Ниссанке из Амстердамского университета, занимались наблюдением яркости килоновой, которая также позволяет определить массы, для чего нужно просто подсчитать массу, выброшенную во время слияния. Наблюдения установили верхний предел массы нейтронной звезды в диапазоне от 2,1 до 2,2 массы Солнца. Но, как сказала Ниссанке, из-за многих связанных с этим методом неопределенностей она бы “не поручилась головой” за значения масс, полученных таким образом. Килоновая, вообще говоря, порождает страшный беспорядок с большим количеством плавающего вокруг вещества.