Opracowując nową zależność teoretyczną opisującą, jak zwarte gwiazdy neutronowe – będące pozostałością masywnych gwiazd, które przekształciły się w supernową – mogą powstać, badacze znaleźli sposób na przetestowanie właściwości fizyki jądrowej w bardzo ekstremalnych warunkach.
Gdy zapadł się rdzeń A masywna gwiazdaA gwiazda neutronowa to mały, ale niezwykle gęsty obiekt, upakujący nawet trzykrotnie więcej masa naszego słońca w małą objętość. Modele przewidują, że gwiazdy neutronowe mają średnicę około kilkunastu mil, ale ich dokładny promień zawsze był niejasny.
Rezzolla i jego frankfurcki kolega, Christian Ecker, wyjaśnili teraz sprawę nieco jaśniej dzięki swoim nowym badaniom nad zwartością gwiazd neutronowych.
Istnieje kilka powodów, dla których określenie promienia gwiazdy neutronowej jest trudne. Jedną z przeszkód jest to, że wszystkie znane gwiazdy neutronowe znajdują się bardzo daleko, ale główne wyzwanie wiąże się z tym, co fizycy nazywają równaniem stanu. Opisuje to gęstość i ciśnienie we wnętrzu gwiazdy neutronowej, z których można dokładnie wyprowadzić promień i inne właściwości.
Problem w tym, że warunki panujące wewnątrz gwiazdy neutronowej są tak ekstremalne, że przekraczają granice naszej wiedzy o fizyce jądrowej. Łyżka materiału gwiazdy neutronowej może ważyć miliardy ton. Pod tak dużym ciśnieniem atomy ulegają rozdrobnieniu, a dodatnio naładowane protony łączą się z ujemnie naładowanymi elektronami, tworząc obiekt pełen neutrony.
Jednak w sercu gwiazdy neutronowej może dominować egzotyczna fizyka: na przykład mogą istnieć „dziwne” cząstki materii zwane hiperonami lub być może ogromna grawitacja powoduje, że nawet neutrony zgniatają się i zmuszają kwark cząsteczki, z których są wykonane, przepływają niemal swobodnie. Nie ma jednak możliwości sprawdzenia tego, ponieważ naukowcy nie są w stanie odtworzyć warunków panujących wewnątrz gwiazdy neutronowej w laboratorium na Ziemia. To po prostu zbyt ekstremalne.
Zamiast więc istnieć jedno równanie stanu gwiazd neutronowych, istnieje cała lista możliwych równań stanu, po jednym dla każdego modelu opisującego możliwe warunki wewnątrz gwiazdy neutronowej.
Aby ocenić, jak zwarta może stać się gwiazda neutronowa, Rezzolla i Ecker rozważyli dziesiątki tysięcy równań stanu. Aby jednak ułatwić sobie zadanie, w każdym przypadku przyjrzeli się tylko możliwie najmasywniejszej gwieździe neutronowej.
„Dobrze znanym wynikiem ogólnej teorii względności jest to, że dla każdego równania stanu istnieje maksymalna dozwolona masa” – powiedział Rezzolla. „Każda masa większa niż masa maksymalna prowadziłaby do a czarna dziura. Z obserwacji wiemy, że maksymalna dozwolona masa powinna wynosić od dwóch do trzech mas Słońca.
Rezzolla i Ecker byli zaskoczeni, gdy odkryli, że istnieje górna granica zwartości gwiazdy neutronowej i na tej podstawie wynika, że stosunek masy gwiazdy neutronowej do jej promienia jest zawsze mniejszy niż 1/3.
Stosunek ten można wyznaczyć dzięki tzw. jednostkom geometrycznym, które są powszechnie stosowane w fizyce ogólna teoria względności i pozwalają na wyrażenie masy w długości, a nie w masie.
„Ponieważ ustaliliśmy górną granicę zwartości, możemy ustawić dolną granicę promienia” – powiedział Rezzolla. „Kiedy zmierzymy masę gwiazdy neutronowej, moglibyśmy powiedzieć, że jej promień powinien być większy niż trzykrotność jej masy”.
Rezzolla i Ecker odkryli również, że stosunek ten obowiązuje dla wszystkich równań stanu, niezależnie od ich maksymalnej masy. Na początku może się to wydawać zaskakujące, ponieważ można by automatycznie pomyśleć, że najbardziej masywne gwiazdy neutronowe będą najbardziej zwarte, ponieważ mają silniejszą grawitację, która stara się je skurczyć. Zamiast tego egzotyczna fizyka jądrowa obowiązująca w gwiazdach neutronowych wydaje się to przezwyciężać i równoważyć sytuację.
Zależność ta wywodzi się częściowo z zasad chromodynamiki kwantowej, czyli QCD, czyli teorii opisującej sposób, w jaki silna siła wiąże cząstki zwane kwarkami, tworząc cząstki takie jak neutrony. Siła silna przenoszona jest przez cząstki zwane gluony (nazwa wynika z faktu, że sklejają ze sobą kwarki), a QCD to kwantowa teoria pola, która nimi rządzi, nadając im liczbę kwantową, kapryśnie zwaną „ładunkiem koloru”.
Rezzolla i Ecker zastosowali pewne standardowe założenia oparte na QCD, aby wyprowadzić relację zwartości – opisują ją jako QCD pozostawiającą „odcisk” na wewnętrznej strukturze gwiazd neutronowych. Oznacza to, że jeśli kiedykolwiek stanie się możliwe dokładne zmierzenie promienia gwiazdy neutronowej, wówczas każde odchylenie od tej zależności będzie dużą wskazówką, że coś jest nie tak z naszym rozumieniem QCD.
„Gdybyśmy zaobserwowali naruszenie tego wyniku, na przykład gwiazdę neutronową o zwartości większej niż 1/3, oznaczałoby to, że coś jest nie tak w przyjętych przez nas założeniach QCD” – powiedział Rezzolla.
Być może nie będziemy musieli czekać zbyt długo, aby móc dokonać dokładnej obserwacji promienia gwiazdy neutronowej, co umożliwi późniejsze przetestowanie tej zależności i QCD. Rezzolla opisuje perspektywy jako „optymistyczne” i cytuje eksperyment NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) przeprowadzony na Międzynarodowa Stacja Kosmicznaa także pomiary z fala grawitacyjna niektóre zdarzenia obejmują połączenie czarnej dziury z gwiazdą neutronową. Jak dotąd tylko w jednym przypadku, GW 170817, dwie gwiazdy neutronowe brały udział w fuzji.
„Gdybyśmy tylko mogli zobaczyć więcej zdarzeń takich jak GW 170817, moglibyśmy nałożyć znacznie bardziej rygorystyczne ograniczenia na możliwe promienie gwiazd neutronowych” – powiedział Rezzolla.
Badania Rezzolli i Eckera zostały opublikowane w repozytorium artykułów przed wydrukiem arXiv.
