親子觀星會

https://www.universetoday.com/170211/neutron-stars-with-less-mass-than-a-white-dwarf-might-exist-and-ligo-and-virgo-could-find-them/#more-170211

大多數中子星的質量在 1.4 到 2.0 個太陽之間。這個上限是有道理的，因為超過兩個太陽質量，中子星就會坍縮成黑洞。考慮到白矮星的質量，下限也是有意義的。中子星由於中子之間的壓力而抵抗重力塌縮，而白矮星由於電子壓力而抵抗重力。正如 Subrahmanyan Chandrasekhar 於 1930 年首次發現的那樣，白矮星只能支撐自己達到現在所謂的錢德拉塞卡極限，即 1.4 個太陽質量。因此很容易假設中子星必須至少有那麼多質量。否則，塌縮將在白矮星處停止。但這不一定是真的。


中子星物質受託爾曼-奧本海默-沃爾科夫方程式 Tolman–Oppenheimer–Volkoff  控制，這是一個基於某些假設參數的複雜相對論方程式。利用我們目前擁有的最佳數據，TOV 狀態方程式將中子星的質量上限設定為 2.17 個太陽質量，將質量下限設定為約 1.1 個太陽質量。如果將參數調整到觀測允許的最極端值，下限可能會降至 0.4 個太陽質量。如果我們能夠觀測到低質量中子星，將進一步約束TOV參數，提高我們對中子星的認識。這是 arXiv 上一項新研究的焦點。
該研究著眼於 Virgo 和 Advanced LIGO 重力波天文台第三次觀測的數據。雖然大多數觀測到的事件是恆星質量黑洞的合併，但天文台還可以捕捉兩顆中子星或中子星與黑洞伴星之間的合併。這些較小合併的訊號強度非常接近重力波探測器的雜訊水平，您需要了解您正在尋找的訊號類型才能找到它。對於中子星合併，由於中子星對潮汐變形敏感，這一事實變得複雜。這些變形會改變合併訊號的“啁啾”，中子星越小，變形越大。

因此，研究小組模擬了亞白矮星質量中子星合併時如何潮汐變形，然後計算這將如何影響觀測到的引力啁啾。然後，他們在第三次觀察的數據中尋找這些類型的鳴叫聲。雖然研究小組沒有發現小質量中子星存在的證據，但他們能夠對此類合併的假設率設定上限。本質上，他們發現，涉及質量不超過太陽 70% 的中子星的可觀測合併不會超過 2,000 次。雖然這看起來似乎不是很大的限制，但重要的是要記住，我們仍處於重力波天文學的早期階段。未來幾十年，我們將擁有