Нейтронные звезды - компактные и экзотические объекты. Их диаметр составляет от 20 до 30 километров, что примерно равно размеру небольшого города. В то же время их масса в среднем равна массе полумиллиона планет Земли, или в 1,4 раза больше массы нашего Солнца. Эти объекты состоят из вещества, которое намного плотнее, чем обычное вещество в любой точке Вселенной. Плотность нейтронной звезды сравнима с плотностью атомного ядра (а внутри, возможно, даже выше). Нейтронные звезды обладают сильными магнитными полями, в триллион раз сильнее, чем магнит на холодильнике. Некоторые из них также вращаются вокруг своей оси со скоростью до сотен оборотов в секунду. На рисунке справа показана внутренняя структура нейтронной звезды.
Обычные звезды (такие как наше Солнце) питаются за счет ядерного синтеза, то есть путем объединения атомных ядер более легких элементов в ядра более тяжелых (и высвобождения энергии в процессе). Когда звезда, масса которой в несколько раз превышает массу нашего Солнца, израсходует все свое ядерное топливо, она взрывается в результате энергетического события, называемого сверхновой. Когда ядро звезды, состоящее в основном из железа, разрушается под действием собственной гравитации, внешние слои звезды разрушаются. Гравитация сжимает ядро звезды с такой силой, что протоны и электроны внутри нее объединяются, образуя нейтроны и нейтрино. Полученный в результате объект называется нейтронной звездой.
Излучают ли вращающиеся нейтронные звезды гравитационные волны?
Из-за их высокой плотности, небольшого размера и сильной гравитации поначалу можно было бы ожидать, что нейтронные звезды всегда имеют идеально сферическую форму. Если бы это было так, то ни одна вращающаяся нейтронная звезда не могла бы излучать гравитационные волны: идеально круглые объекты не излучают гравитационных волн, независимо от того, насколько быстро они вращаются.
Но, к счастью, все не так просто и скучно: существует несколько способов деформировать нейтронные звезды (подробнее смотрите в следующем разделе).
Деформированные вращающиеся нейтронные звезды являются источником гравитационных волн. Пока существует деформация, нейтронная звезда будет излучать гравитационные волны с удвоенной частотой вращения. Нам известно о почти 3500 вращающихся нейтронных звездах, обнаруженных как пульсары в электромагнитном спектре. Около 20% из них могли излучать гравитационные волны в диапазоне частот, наблюдаемом наземными детекторами, такими как LIGO. Наблюдение за их гравитационно-волновым излучением - единственный способ выяснить, насколько они деформированы, и найти нейтронные звезды, которые нельзя обнаружить как пульсары в электромагнитном спектре. Узнайте больше об этой теме в этом видео, размещенном на YouTube.
Как природа деформирует нейтронную звезду?
Изображение художником деформированной нейтронной звезды с крошечным выступом на экваторе. Автор: М.А. Папа/MPI по гравитационной физике/Milde Marketing
Существует несколько процессов, которые могут привести к деформации вращающихся нейтронных звезд. Предполагается, что внешняя сторона нейтронной звезды представляет собой кристаллическую кору толщиной в несколько сотен метров. Это необычное вещество, которое в 20 раз тверже стали. Таким образом, кора может содержать крошечные “холмы” или небольшие “бугорки” на поверхности нейтронной звезды (см. Изображение справа, чтобы получить представление художника). Эти выпуклости могли образоваться в процессе рождения нейтронной звезды после взрыва сверхновой. С другой стороны, они могли образоваться позже, когда вещество звезды–компаньона, направляемое сильным магнитным полем нейтронной звезды, накапливается на небольшой части поверхности нейтронной звезды.
Ожидается, что размер выпуклостей нейтронной звезды составит всего несколько сантиметров. Обычно он измеряется величиной, называемой “эллиптичностью”. Она приблизительно описывает, насколько нейтронная звезда (измеренная относительно ее радиуса) отличается от идеальной сферы. Для типичных выпуклостей коры нейтронных звезд эллиптичность может достигать 10-6. Это очень мало, всего одна миллионная радиуса нейтронной звезды: около одного сантиметра! Еще одним источником деформаций может быть сильное магнитное поле нейтронной звезды. Моделирование этих магнитных деформаций показывает, что они могут вызывать (намного) меньшие эллиптические формы, вплоть до 10-8, или примерно с толщину человеческого волоса.
Что такое непрерывная гравитационная волна и чем она отличается от сигналов, наблюдаемых до сих пор?
Все гравитационные волны, наблюдаемые до сих пор земными интерферометрическими детекторами гравитационных волн, были испущены на конечных орбитах пар черных дыр или нейтронных звезд, которые сближались и в конечном итоге сливались. Эти явления носят кратковременный характер: в зависимости от массы, они регистрируются детекторами в диапазоне частот от долей секунды до минуты, прежде чем закончатся. До и после этого гравитационные волны не наблюдаются.
Einstein@Home ищет сигналы другого рода: Гравитационные волны, испускаемые деформированными вращающимися нейтронными звездами, являются непрерывными – они существуют постоянно.
Они также намного слабее (из-за гораздо меньших масс), чем гравитационные волны от слияния черных дыр и нейтронных звезд. Мы ожидаем, что самые сильные непрерывные гравитационные волны будут как минимум в 10 000 раз слабее, чем “громкое” слияние двойных черных дыр.
Хотя это может показаться плохой новостью, непрерывный и довольно простой характер сигнала компенсирует его слабость. Анализируя данные за длительные периоды (например, месяцы), можно обнаружить даже очень слабые сигналы. Более того, как только возможный сигнал идентифицирован, его можно наблюдать снова и снова. Это будет происходить и в будущем, по мере того как будут доступны более качественные наблюдения с использованием более чувствительных детекторов и по мере совершенствования методов анализа.
Как мы ищем непрерывные гравитационные волны?
Гравитационная волна, излучаемая деформированной вращающейся нейтронной звездой, очень проста. Она почти идеально монохроматична. Это означает, что у нее одна частота (в два раза превышающая частоту вращения нейтронной звезды). Эта мгновенная частота медленно уменьшается с течением времени, поскольку вращающаяся нейтронная звезда теряет энергию из-за излучения гравитационных (и, если это пульсар, электромагнитных) волн.
Если бы кто-то наблюдал излучение гравитационных волн, находясь в пространстве в состоянии покоя относительно вращающейся деформированной нейтронной звезды, все было бы просто. Обнаружение почти монохроматических гравитационных волн в зашумленном детекторе является простым делом: простой анализ Фурье быстро выявил бы периодичность.
Имитация доплеровской модуляции непрерывной гравитационной волны. График на вставке показывает суточную модуляцию.
Но на самом деле сам поиск гораздо сложнее и требует больших вычислительных затрат. Одна из главных причин: наши детекторы не находятся в состоянии покоя относительно нейтронной звезды. Они расположены на поверхности Земли, которая совершает ежедневный оборот, и раз в год обращается вокруг Солнца: детекторы перемещаются относительно нейтронной звезды. Это вызывает доплеровское смещение частоты гравитационных волн, наблюдаемых детекторами.
Сила эффекта Доплера зависит от времени (в течение суток и в течение года) и от положения нейтронной звезды на небе. На графике справа показано моделирование непрерывного гравитационно-волнового сигнала, получаемого на Земле. Вы можете наблюдать годовую и суточную модуляции эффекта Доплера.
Для описания непрерывного гравитационно-волнового сигнала требуются четыре различных параметра: положение на небе (например, два параметра: прямое восхождение и склонение), частота гравитационных волн (один параметр) и изменение частоты гравитационных волн с течением времени (один параметр, обычно называемый вращением).
Для поиска слабого сигнала в зашумленных данных детектора необходимо проанализировать большие массивы данных (охватывающие месяцы наблюдений). Если параметры сигнала неизвестны, необходимо протестировать множество различных возможных комбинаций параметров: предположим, есть сигнал с определенной частотой, замедлением и положением на небе. Эта комбинация параметров покажет вам, как должен выглядеть ожидаемый сигнал. Теперь проверьте данные детектора на наличие ожидаемого сигнала, используя методы анализа Фурье. Если ничего не найдено, повторите попытку с другой комбинацией параметров.
Такой поиск требует очень большого количества комбинаций параметров. Это связано с тем, что со временем даже незначительное отклонение в одном из параметров может привести к тому, что поиск потенциально пропустит сигнал, скрытый в шуме детектора: предположим, что значение частоты немного отличается от истинного, и сигнал не будет отображаться в анализе. То же самое относится и к смещениям в положении "небо" или "вращение вниз". Чтобы свести к минимуму вероятность пропуска скрытого сигнала, данные обрабатываются очень тщательно с использованием большого количества комбинаций параметров.
Узнайте больше о поиске непрерывных гравитационных волн в этом видео, размещенном на YouTube. https://www.youtube.com/watch?v=7xIAHdDipNg
Какие данные анализирует Einstein@Home?
В рамках поиска гравитационных волн Einstein@Home анализирует общедоступные данные предыдущих наблюдений с помощью детекторов LIGO, которые доступны в Открытом научном центре гравитационных волн. Эти наборы данных обычно рассчитаны на несколько месяцев и могут прерываться более короткими или длительными паузами, например, для технического обслуживания детектора.
На основе этих наборов данных Einstein@Home выполняет различные типы поиска, различающиеся объемом априорной информации и количеством неизвестных параметров сигнала.
Что такое поиск по всему небу?
При обычном поиске Einstein@Home по всему небу ни один из четырех параметров сигнала (положение на небе, частота и изменение частоты) не известен заранее. Мы осуществляем поиск сигналов из всех возможных положений на небе и в широком диапазоне частот и изменений частоты. Из-за малого объема предварительной информации самый тщательный поиск, основанный на использовании всех доступных данных за один длительный период, невозможен с точки зрения вычислений. Для этого потребовалось бы гораздо больше вычислительной мощности, чем имеется в наличии.
Следующим лучшим решением является иерархический поиск, который разбивает данные на более мелкие последовательные сегменты. Каждый из этих сегментов анализируется оптимальным образом независимо друг от друга. Затем результаты из отдельных сегментов объединяются разумным образом. Конечным результатом является поиск, который почти так же чувствителен, как и оптимальный, при гораздо меньших вычислительных затратах. Но даже при таком подходе для выполнения этих поисков необходимы большие компьютерные кластеры или волонтерские компьютерные проекты, такие как Einstein@Home.
Что такое направленный поиск?
Изображение остатка сверхновой Cas A, полученное JWST с помощью камеры NIRCam. Авторы: НАСА, ЕКА, CSA, STScI, Дэнни Милисавлевич (Университет Пердью), Илзе Де Лузе (Юджент), Теа Темим (Принстонский университет).
В некоторых случаях некоторая информация о потенциальных источниках непрерывных гравитационных волн будет доступна заранее. Для известных остатков сверхновых положение центральной нейтронной звезды известно из наблюдений в электромагнитном спектре. Таким образом, положение на небе определяется точно, и его не нужно искать. Даже если положение точно неизвестно, оно может быть ограничено очень небольшим участком неба. Остаются только два неизвестных: частота гравитационных волн и ее эволюция во времени.
При таком направленном поиске необходимо искать только неизвестную частоту, ее изменение и, возможно, несколько положений на небе. Например, Einstein@Home провел поиск гравитационных волн от центральных компактных объектов в остатках сверхновой Vela Jr., Кассиопеи A (см. изображение справа) и G347.3.
Что мы узнали на данный момент?
До сих пор не было обнаружено непрерывного гравитационно-волнового сигнала. Но поиски уже позволили получить представление о скрытой популяции нейтронных звезд в нашей Галактике.
Einstein@Home проводит самый тщательный поиск непрерывных гравитационных волн по всему небу в данных LIGO. Результаты этих поисков ограничивают количество нейтронных звезд в Галактике, исключая наличие быстро вращающихся деформированных нейтронных звезд, находящихся на расстоянии сотен световых лет от Земли: если бы эти объекты существовали, анализы Einstein@Home уже обнаружили бы их непрерывные гравитационные волны.
Другие целенаправленные поиски гравитационных волн от центральных компактных объектов в остатках сверхновых ограничивают деформацию этих молодых нейтронных звезд. Результаты Einstein@Home содержат самые строгие ограничения, известные на сегодняшний день.
Полный список всех публикаций с результатами Einstein@Home доступен на нашей странице публикаций.
Что мы ожидаем узнать в будущем?
Первое обнаружение непрерывных гравитационных волн позволит нам впервые взглянуть на обширную, до сих пор скрытую популяцию нейтронных звезд в нашей родной галактике. По нашим оценкам, в Млечном Пути насчитывается около 100 миллионов нейтронных звезд, из которых в настоящее время известно около 3500, поскольку они наблюдались как пульсары. Гравитационные волны предоставят совершенно новый способ исследовать темную, невидимую часть этой популяции нейтронных звезд.
Наблюдение за непрерывными гравитационными волнами также могло бы пролить свет на неизвестную внутреннюю структуру нейтронных звезд, позволило бы нам изучить поведение вещества в экстремальных условиях и улучшить наше понимание эволюции звезд и их популяций.
В ближайшем будущем детекторы LIGO станут еще более чувствительными, что позволит получать больше данных, которые Einstein@Home сможет анализировать. Это позволит нам заглянуть глубже в нашу Галактику: мы сможем искать более удаленные или менее деформированные нейтронные звезды.
Что происходит, когда ваш компьютер обнаруживает гравитационную волну?
Если анализ определенного набора рабочих элементов выглядит многообещающим и показывает явные или слабые признаки непрерывной гравитационной волны, проводится дальнейший анализ данных гравитационно-волнового детектора, чтобы подтвердить астрофизическое происхождение потенциальной гравитационно-волновой волны.
Несколько пользователей, на чьих компьютерах был проведен первоначальный анализ данных, который позволил выявить наиболее значимого кандидата, будут отмечены в разделе "Благодарности" статьи о научном открытии. Они также получат именные сертификаты об открытии в рамке, в которых также будет указана информация о гравитационной волне, обнаруженной их компьютером. Они также могут стать частью освещения этого открытия в средствах массовой информации.
