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大多數(shù)已知中子星的質(zhì)量在 1.4 到 2.0 個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量之間。上限是通過(guò)以下事實(shí)來(lái)解釋的：超過(guò)大約兩個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量，中子星將塌縮成黑洞。下限由白矮星的質(zhì)量決定。中子星由于中子之間的壓力而抵抗重力塌縮，而白矮星由于電子氣的壓力而抵抗重力。

白矮星只能支撐自己達(dá)到現(xiàn)在所謂的錢德拉塞卡極限，即 1.4 個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量。對(duì)此，天體物理學(xué)家認(rèn)為中子星至少必須具有相同的質(zhì)量。否則，塌縮將在白矮星處停止。但事實(shí)并非一定如此。

“確實(shí)，在簡(jiǎn)單的靜水壓塌陷中，任何小于 1.4 個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的物體都將仍然是白矮星，”科學(xué)家評(píng)論道。較大的恒星不僅會(huì)耗盡燃料并崩潰。它們以超新星的形式發(fā)生災(zāi)難性的爆炸。如果這樣的爆炸迅速壓縮中央核心，則產(chǎn)生的核心將由質(zhì)量小于 1.4 個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的中子物質(zhì)組成。

問(wèn)題是它能否像小中子星一樣穩(wěn)定。這取決于中子物質(zhì)如何結(jié)合在一起，這由其狀態(tài)方程描述。中子星的物質(zhì)受托爾曼-奧本海默-沃爾科夫方程控制，該方程是基于某些假設(shè)參數(shù)的復(fù)雜相對(duì)論方程。利用現(xiàn)代數(shù)據(jù)，TOV 狀態(tài)方程將中子星的質(zhì)量上限設(shè)定為 2.17 個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量，將質(zhì)量下限設(shè)定為約 1.1 個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量。如果我們考慮到觀測(cè)所允許的最極端值的參數(shù)，那么下限可以下降到0.4個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量。

來(lái)自各個(gè)研究中心的科學(xué)家進(jìn)行了一項(xiàng)新研究，他們檢查了 Virgo 和 Advanced LIGO 引力波天文臺(tái)第三次觀測(cè)發(fā)射的數(shù)據(jù)。雖然大多數(shù)觀測(cè)到的事件是恒星質(zhì)量黑洞的合并，但天文臺(tái)也可以探測(cè)到兩顆中子星或中子星與伴星黑洞之間的合并。這些較小合并的信號(hào)強(qiáng)度非常接近引力波探測(cè)器的噪聲水平，因此您需要了解檢測(cè)它所需的信號(hào)類型。對(duì)于中子星合并，由于中子星對(duì)潮汐變形敏感，這一事實(shí)變得復(fù)雜。這些變形會(huì)改變合并信號(hào)的噪聲，中子星越小，變形越大。

研究小組模擬了質(zhì)量低于白矮星的中子星在合并過(guò)程中如何潮汐變形，然后計(jì)算這將如何影響觀測(cè)到的引力噪聲。然后，他們?cè)诘谌斡^察運(yùn)行的數(shù)據(jù)中尋找此類特征。

盡管研究小組沒(méi)有發(fā)現(xiàn)小型中子星存在的證據(jù)，但他們能夠?qū)Υ祟惡喜⒌募僭O(shè)率設(shè)定上限。事實(shí)上，科學(xué)家們發(fā)現(xiàn)，觀測(cè)到的中子星合并事件不可能超過(guò) 2000 次，其中中子星的質(zhì)量高達(dá)太陽(yáng)的 70%。

“我們對(duì)中子星及其特性的了解仍處于起步階段。在未來(lái)幾十年里，我們將擁有更靈敏的引力望遠(yuǎn)鏡，它們要么探測(cè)小型中子星，要么證明它們不存在。這將為研究這些神秘物體開(kāi)辟新的機(jī)會(huì)，并幫助我們更好地了解宇宙的奧秘。”研究人員評(píng)論道。