بیشتر ستارگان نوترونی که می‌شناسیم جرمی بین ۱.۴ تا ۲.۰ برابر جرم خورشید دارند. حد بالایی منطقی است، زیرا، فراتر از دو جرم خورشیدی، یک ستاره نوترونی فرو می‌ریزد و تبدیل به سیاه‌چاله می‌شود. حد پایین نیز با توجه به جرم کوتوله‌های سفید منطقی است. در حالی که ستاره‌های نوترونی به دلیل فشار بین نوترون‌ها از فروپاشی گرانشی سرپیچی می‌کنند، کوتوله‌های سفید به لطف فشار الکترون‌ها، گرانش را به چالش می‌کشند. همان‌طور که اولین بار توسط Subrahmanyan Chandrasekhar در سال ۱۹۳۰ کشف کرد، کوتوله‌های سفید تنها می‌توانند تا حدی که اکنون به عنوان حد چاندراسخار یعنی ۱.۴ جرم خورشید شناخته می‌شود، جرم خود را تحمل کنند. بنابراین به راحتی می‌توان فرض کرد که یک ستاره نوترونی باید حداقل این اندازه جرم داشته باشد. در غیر این صورت، فروپاشی به صورت یک کوتوله سفید متوقف می‌شود. اما این لزوما درست نیست.

درست است که در حالت فروپاشی هیدرواستاتیکی ساده، هر چیزی کمتر ۱.۴ جرم خورشید، به صورت یک کوتوله سفید باقی می‌ماند. اما ستارگان بزرگتر به سادگی سوختشان تمام نمی‌شود و رمبش نمی‌کنند. آن‌ها به صورت یک ابرنواختر دچار انفجارهای بسیار قوی می‌شوند. اگر چنین انفجاری هسته‌ی مرکزی را به سرعت فشرده کند، ممکن است هسته ای از ماده نوترونی با جرم کمتر از ۱.۴ جرم خورشید داشته باشید. سوال این است که آیا این جسم، می‌تواند به عنوان یک ستاره نوترونی کوچک پایدار بماند؟ این به نحوه باقی ماندن ماده نوترونی در کنار هم بستگی دارد که با معادله حالت آن توصیف می‌شود.

ماده ستاره نوترونی با معادله تولمن-اپنهایمر-ولکوف (TOV) کنترل می‌شود که یک معادله نسبیتی پیچیده بر اساس پارامترهای فرضی خاصی است. با استفاده از بهترین داده‌هایی که در حال حاضر در اختیار داریم، معادله حالت TOV حد بالایی جرم یک ستاره نوترونی را ۲.۱۷ برابر جرم خورشید و حد پایین جرم را در حدود ۱.۱ جرم خورشید تعیین می‌کند. اگر پارامترها را به حدی‌ترین مقادیر مجاز با مشاهده تغییر دهید، حد پایین می تواند به ۰.۴ جرم خورشید کاهش یابد. اگر بتوانیم ستاره‌های نوترونی کم‌جرم را مشاهده کنیم، پارامترهای معادله TOV را مقیدتر کرده و درک ما از ستاره‌های نوترونی را بهبود می‌بخشد. این ایده یک مطالعه جدید است که گزارش نتایج آن بر روی پایگاه arXiv قرار داده شده است.

این مطالعه به داده‌های سومین دوره رصدی رصدخانه‌های امواج گرانشی Virgo و Advanced LIGO می‌پردازد. در حالی که بیشتر رویدادهای امواج گرانشی مشاهده شده مربوط به ادغام سیاه‌چاله‌های با جرم ستاره‌ای است، رصدخانه‌های امواج گرانشی می‌توانند ادغام دو ستاره نوترونی یا یک ستاره نوترونی و یک همدم سیاه‌چاله را نیز ثبت کنند. شدت سیگنال این ادغام‌های کوچکتر آن‌قدر به سطح نویز آشکارسازهای امواج گرانشی نزدیک است که برای یافتن آن باید از قبل ایده‌ای درباره نوع سیگنالی را که به دنبال آن هستید، داشته باشید. برای ادغام ستاره‌های نوترونی، این امر به این دلیل پیچیده است که ستاره‌های نوترونی به تغییر شکل‌های جزر و مدی حساس هستند. این تغییر شکل‌ها باعث جابجایی سیگنال ادغام می‌شود و هر چه ستاره نوترونی کوچک‌تر باشد، تغییر شکل بیشتر می‌شود.

به همین دلیل این گروه تحقیقاتی، چگونگی تغییر شکل ستاره‌های نوترونی با جرمی به اندازه جرم کوتوله‌های سفید به صورت جزر و مدی را شبیه‌سازی کردند، آن‌ها سپس محاسبه کردند که این اتفاق، چگونه بر صدای زنگ گرانشی مشاهده‌شده تأثیر می‌گذارد. پس از آن به دنبال این نوع صدای زنگ در داده‌های دوره سوم آزمایش جستجو کردند. در حالی که گروه هیچ مدرکی برای ستاره‌های نوترونی با جرم کوچکتر پیدا نکرد، اما، توانستند حد بالایی را برای نرخ فرضی چنین ادغام‌هایی تعیین کنند. در اصل، آن‌ها دریافتند که بیش از 2000 رویداد ادغام قابل مشاهده که شامل یک ستاره نوترونی تا 70 درصد جرم خورشید باشد، نمی‌توانند وجود داشته باشند. در حالی که به نظر ممکن است این حد خاصی به نظر نرسد، اما، مهم است که به خاطر داشته باشیم که ما هنوز در مراحل اولیه نجوم امواج گرانشی هستیم. در دهه‌های آینده، تلسکوپ‌های گرانشی حساس‌تری خواهیم داشت که یا ستاره‌های نوترونی با جرم کوچک را کشف می‌کنند یا ثابت می‌کنند که آن‌ها نمی‌توانند وجود داشته باشند.

منبعUniverse Today :