在浩瀚的宇宙中,中子星作为一类神秘而独特的天体,长久以来一直是天文学家们研究的热点。中子星的质量范围,尤其是其下限,一直是科学界关注的焦点。
中子星,这类由中子紧密排列构成的天体,其质量大多介于1.4至2.0个太阳质量之间。这一范围的上限相对明确,一旦超过约两个太阳质量,中子星便可能因无法承受自身的引力而塌缩成为黑洞。而下限的存在,则源于中子星通过中子简并压力来抵抗引力塌缩的机制。与之相对,白矮星则是依靠电子简并压力来维持其结构。
早在1930年,科学家钱德拉便发现了白矮星的质量极限,即所谓的“钱德拉极限”,约为1.4倍太阳质量。这一发现曾让人们误以为中子星的质量至少要达到这一标准,否则天体将停留在白矮星阶段。然而,随着研究的深入,科学家们发现这一观点并不完全准确。
在静力塌缩的条件下,质量低于1.4个太阳质量的天体通常会保持为白矮星。但质量更大的恒星在耗尽燃料后,并非简单地塌缩,而是会经历一场剧烈的超新星爆炸。在这场爆炸中,如果核心被迅速压缩,确实有可能形成质量低于1.4个太阳质量的中子物质。然而,这些中子物质能否稳定存在,则取决于其结构稳定性的保持方式,这由“状态方程”来描述。
中子星核心的行为受到Tolman-Oppenheimer-Volkoff方程式(简称TOV方程式)的支配。这是一个基于特定假设参数的复杂相对论方程。根据目前的最佳观测数据,TOV方程式设定的中子星质量上限为2.17个太阳质量,下限则约为1.1个太阳质量。如果将参数调整到观测允许的最极端值,下限甚至可能降至0.4个太阳质量。如果能够观测到这些低质量中子星,将有助于进一步约束TOV参数,从而深化对中子星的理解。
最近,一项新研究分析了Virgo和高端LIGO重力波天文台第三次观测运行的数据。虽然这些仪器主要观测到的是黑洞的合并事件,但它们也能够捕捉到中子星与中子星或中子星与黑洞伴星的合并。然而,由于这些较小质量合并事件的信号强度非常微弱,因此需要预先了解要寻找的信号类型才能进行检测。
对于中子星合并来说,其特点在于中子星对潮汐变形非常敏感。这些变形会改变合并信号的“啁啾”声。中子星越小,其变形就越大。研究团队模拟了质量低于白矮星的中子星合并时的潮汐变形,并计算了这些变形对观测到的“啁啾”信号的影响。他们在第三次观测运行的数据中搜索了这类信号,尽管尚未找到小质量中子星的证据,但团队对这类合并的假设发生率设置了上限:质量不超过0.7倍太阳的中子星可观测合并事件每年最多不超过2000次。
随着未来几十年重力波天文台灵敏度的提升,科学家们要么会发现这些低质量中子星的存在,要么将直接证明它们并不存在。这项研究的论文已提交至专业期刊,并可在预印本网站上下载。这一研究成果无疑将为人类探索宇宙的奥秘增添新的篇章。