Астрофизики провели исследование слияния нейтронных звезд

Москва, 19:45, 25 Окт 2019, редакция FTimes.ru, автор Сергей Кузнецов.

Иллюстрация слияния двух нейтронных звезд вместе с возникающими гравитационными волнами

Чтобы предсказать, как часто происходят слияния двойных нейтронных звезд, нам нужно знать, когда рождаются двойные нейтронные звезды и сколько времени им требуется для слияния. Путь к пониманию этого заключается в том, чтобы внимательно изучить их галактики.

Где искать?

Нейтронные звезды являются, по-видимому, остатками сверхновых. Однако, помимо того, что они содержат необычные состояния материи, они также, вероятно, могут создавать некоторые элементы, которые не могут быть созданы в ядрах нормальных звезд. Это произойдет, когда пара нейтронных звезд — двойные нейтронные звезды (BNS) — сливаются, испуская характерные гравитационные волны.

Для доказательства этой гипотезы образования элементов требуется понимание того, где и когда образуются и сталкиваются BNS. Именно здесь вступают в действие Распределения Времени Задержки. Распределение Времени Задержки для двойных нейтронных звезд предсказывает, как долго после двойного рождения две нейтронные звезды будут вращаться вокруг друг друга, прежде чем они, наконец, сольются. Если бы мы получили хорошо ограниченное распределение времени задержки для BNS, у нас было бы более полное представление о том, как часто BNS формируется и сливается.

Вероятность слияния BNS

Вероятность разных скоростей слияний BNS, учитывая распределение времени задержки с разными параметрами. Верхний график предполагает медленную, непрерывную историю звездообразования, а нижний график предполагает один всплеск звездообразования.

Мохаммадтахер Сафарзаде (Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики и Университет штата Аризона) и его сотрудники довольно подробно изучили распределение времени задержки для BNS в серии недавних публикаций. Совсем недавно они изучили историю звездообразования галактик, в которых проводились слияния BNS, путем моделирования, и выяснили, как это можно использовать для ограничения распределения времени задержки BNS.

Моделирование истории звездообразования

В прошлых усилиях Сафарзаде и его коллег ранее изучалось распределение времени задержки BNS с использованием свойств узлов слияния BNS, в частности массы галактики и красного смещения. Обе величины могут быть широко связаны с историей звездообразования галактики, что является ключом к ограничению распределения времени задержки. В этой работе авторы пытаются более непосредственно исследовать истории звездообразования галактик, в которых происходят слияния.

Они начинают с моделирования истории звездообразования для примерно 6000 галактик. Из этого моделирования возникают два вида историй: одна, где звезды формировались быстро и почти все одновременно, и другая, где звездообразование происходило медленно и непрерывно.

Данная история звездообразования может быть использована для оценки количества BNS, которые рождаются в галактике с течением времени. Затем авторы используют подмножество своего образца галактики с различными историями звездообразования для моделирования нескольких наборов слияний BNS. Сравнивая эти моделирования с текущими и будущими наблюдениями за скоростью слияния BNS, авторам удается наложить новые ограничения на параметры распределения времени задержки BNS.

Ограничения на параметры распределения времени задержки получены с использованием выборки из 300 галактик-хозяев слияния BNS. Входная функция отмечена желтым кружком, красная область — из предположения о всплеске звездообразования, а синяя область — из предположения о медленном непрерывном звездообразовании.

В поисках большего

Использование историй звездообразования для ограничения распределения времени задержки оказывается улучшением по сравнению с использованием масс галактик. Кроме того, моделирование обеспечивает большую выборку принимающих галактик BNS для работы. Однако лучшие результаты будут получены, когда в конечном итоге ученые создадут большую выборку наблюдаемых слияний BNS, которая охватывает гораздо больший объем космоса.

Учитывая, что астрономия гравитационных волн находится в зачаточном состоянии, эта выборка слияний BNS, вероятно, резко расширится, когда появятся новые обсерватории. Расскажет ли это нам больше о том, как двойные нейтронные звезды образуются, сталкиваются и производят химические элементы, которые пронизывают нашу Вселенную? Скорее всего да!

По материалам

«Измерение распределения времени задержки бинарных нейтронных звезд. III. Использование индивидуальных историй звездообразования галактик-хозяев событий в гравитационной волне в локальной Вселенной», Мохаммадтахер Сафарзаде и др. 2019