Szybko schładzające się egzotyczne obiekty zmieniają fizykę gwiazd neutronowych

Ostatnie obserwacje wykonane przez teleskopy XMM-Newton Europejskiej Agencji Kosmicznej NASATeleskop Chandra należący do NASA ujawnił trzy niezwykle chłodne młode gwiazdy neutronowe, rzucając wyzwanie obecnym modelom, pokazując, że ochładzają się znacznie szybciej, niż oczekiwano.

Wynik ten ma istotne implikacje, sugerując, że tylko kilka z wielu propozycji Gwiazda neutronowa Modele te są wykonalne i wskazują na możliwość przełomu w łączeniu teorii ogólnej teorii względności i mechaniki kwantowej poprzez obserwacje astrofizyczne.

Odkrycie niezwykle zimnych gwiazd neutronowych

Obserwatorium XMM Newton należące do ESA i Obserwatorium Chandra należące do NASA odkryły trzy młode gwiazdy neutronowe, które są niezwykle chłodne jak na swój wiek. Porównując ich właściwości z różnymi modelami gwiazd neutronowych, naukowcy doszli do wniosku, że niskie temperatury dziwnych gwiazd wykluczają około 75% znanych modeli. To duży krok w kierunku odkrycia „równania stanu” pojedynczej gwiazdy neutronowej, które rządzi nimi wszystkimi, z ważnymi konsekwencjami dla podstawowych praw wszechświata.

Gwiazdy neutronowe, obok czarnych dziur, to jedne z najbardziej zagadkowych obiektów we wszechświecie. Gwiazda neutronowa powstaje w końcowych momentach życia bardzo dużej gwiazdy (ponad ośmiokrotność masy naszego Słońca), kiedy w jej jądrze ostatecznie wyczerpie się paliwo jądrowe. W nagłym i gwałtownym zakończeniu zewnętrzne warstwy gwiazdy zostają wyrzucone z ogromną energią w wyniku eksplozji supernowej, pozostawiając po sobie niesamowite chmury materii międzygwiazdowej bogatej w pył i metale ciężkie. W centrum obłoku (mgławicy) gęsty rdzeń gwiazdy kurczy się, tworząc gwiazdę neutronową. Czarna dziura może również powstać, gdy pozostała masa jądra jest większa niż około trzy masy Słońca. Prawa autorskie: Europejska Agencja Kosmiczna

Ekstremalna gęstość i nieznane stany materii

Po czarnych dziurach o masie gwiazdowej gwiazdy neutronowe są najgęstszymi obiektami we wszechświecie. Każda gwiazda neutronowa to zwarty rdzeń gigantycznej gwiazdy, który pozostaje po eksplozji gwiazdy w postaci supernowej. Po wyczerpaniu się paliwa rdzeń gwiazdy zapada się pod wpływem siły grawitacji, a jej zewnętrzne warstwy zostają wyrzucone w przestrzeń kosmiczną.

Materia w centrum gwiazdy neutronowej jest tak mocno skompresowana, że ​​naukowcy wciąż nie wiedzą, jaki przyjmuje kształt. Gwiazdy neutronowe wywodzą swoją nazwę od faktu, że pod tak ogromnym ciśnieniem nawet atomy zapadają się: elektrony łączą się z jądrami atomowymi, zamieniając protony w neutrony. Ale może być jeszcze dziwniej: ekstremalne ciepło i ciśnienie mogą ustabilizować bardziej egzotyczne cząstki, które nie przetrwają gdzie indziej, lub cząstki mogą stopić się razem, tworząc wirującą zupę składającą się z kwarków.

W gwieździe neutronowej (po lewej) kwarki tworzące neutrony są zamknięte w neutronach. W gwieździe kwarkowej (po prawej) kwarki są wolne, więc zajmują mniej miejsca, a średnica gwiazdy jest mniejsza. Źródło zdjęcia: NASA/XC/M. Weissa

To, co dzieje się wewnątrz gwiazdy neutronowej, opisuje tzw. „równanie stanu”, czyli model teoretyczny opisujący procesy fizyczne zachodzące wewnątrz gwiazdy neutronowej. Problem w tym, że naukowcy nie wiedzą jeszcze, które z setek możliwych równań modeli stanu jest poprawne. Chociaż zachowanie poszczególnych gwiazd neutronowych może zależeć od takich właściwości, jak ich masa lub prędkość wirowania, wszystkie gwiazdy neutronowe muszą spełniać to samo równanie stanu.

Implikacje obserwacji chłodzenia gwiazd neutronowych

Przeglądając dane z Obserwatorium XMM Newton należącego do ESA i Obserwatorium Chandra należącego do NASA, naukowcy odkryli trzy wyjątkowo młode i chłodne gwiazdy neutronowe, które są od 10 do 100 razy chłodniejsze od swoich odpowiedników w tym samym wieku. Porównując ich właściwości z szybkościami chłodzenia przewidywanymi przez różne modele, badacze doszli do wniosku, że obecność tych trzech egzotycznych gwiazd wyklucza większość proponowanych równań stanu.

„Młody wiek i niską temperaturę powierzchni tych trzech gwiazd neutronowych można wyjaśnić jedynie poprzez odwołanie się do mechanizmu szybkiego chłodzenia. Ponieważ ulepszone chłodzenie można aktywować tylko za pomocą pewnych równań stanu, pozwala nam to wykluczyć dużą część możliwych modeli ”, wyjaśnia fizyk Nanda Rhea, której grupa badawcza pracuje w Instytucie Nauk o Kosmosie (.ICE-CSIC) i Instytut Studiów Kosmicznych Katalonii (Międzynarodowa Komisja Energii Atomowej) kierował dochodzeniem.

Ujednolicenie teorii poprzez badanie gwiazdy neutronowej

Odkrycie prawdziwego równania stanu gwiazdy neutronowej ma również ważne implikacje dla podstawowych praw wszechświata. Wiadomo, że fizycy nie wiedzą jeszcze, jak połączyć teorię ogólnej teorii względności (która opisuje działanie grawitacji w dużych skalach) z mechaniką kwantową (opisującą to, co dzieje się na poziomie cząstek). Gwiazdy neutronowe są do tego najlepszym poligonem doświadczalnym, ponieważ ich gęstość i grawitacja znacznie przekraczają wszystko, co możemy stworzyć na Ziemi.

Gwiazdy neutronowe to zwarte jądra gigantycznych gwiazd, które pozostają po eksplozji gwiazdy w postaci supernowej. Jest tak gęsta, że ​​ilość materii gwiazdy neutronowej odpowiadająca kostce cukru waży tyle, ile cała populacja Ziemi! Źródło obrazu: Europejska Agencja Kosmiczna

Łączenie sił: cztery kroki w kierunku odkrycia

Trzy dziwne gwiazdy neutronowe są tak zimne, że są zbyt słabe, aby można je było dostrzec w większości obserwatoriów rentgenowskich. „Wyjątkowa czułość obserwatoriów XMM-Newton i Chandra umożliwiła nie tylko wykrycie tych gwiazd neutronowych, ale także zebranie wystarczającej ilości światła, aby określić ich temperatury i inne właściwości” – mówi Camille Diez, pracownik naukowy w ESA pracujący nad XMM – Dane Newtona.

Jednak czułe pomiary stanowiły dopiero pierwszy krok w kierunku wyciągnięcia wniosków na temat znaczenia tych osobliwości dla równania stanu gwiazdy neutronowej. W tym celu zespół badawczy Nandy w ICE-CSIC zgromadził uzupełniającą się wiedzę Alessio Marino, Clary Dehmann i Konstantinosa Kouvlaki.

Alessio był pionierem w określaniu właściwości fizycznych gwiazd neutronowych. Zespół był w stanie wywnioskować temperatury gwiazd neutronowych na podstawie promieni rentgenowskich wysyłanych z ich powierzchni, podczas gdy rozmiary i prędkości otaczających je pozostałości supernowych pozwalały na dokładne określenie ich wieku.

Następnie Clara objęła przewodnictwo w obliczaniu „krzywych chłodzenia” gwiazd neutronowych na potrzeby równań stanu obejmujących różne mechanizmy chłodzenia. Wymaga to wykreślenia przewidywań każdego modelu dotyczących tego, jak jasność gwiazdy neutronowej – cecha bezpośrednio związana z jej temperaturą – będzie zmieniać się w czasie. Kształt tych krzywych zależy od wielu różnych właściwości gwiazdy neutronowej i nie wszystkie z nich można dokładnie określić na podstawie obserwacji. Z tego powodu zespół obliczył krzywe chłodzenia dla zakresu możliwych mas gwiazd neutronowych i natężeń pola magnetycznego.

Wreszcie analiza statystyczna przeprowadzona przez Constantinosa zebrała wszystko w jedną całość. Nauczanie maszynowe Aby określić, jak dobrze symulowane krzywe chłodzenia odpowiadają właściwościom dziwnych kul, badanie wykazało, że równania stanu bez mechanizmu szybkiego chłodzenia mają zerowe szanse na dopasowanie danych.

„Badania nad gwiazdami neutronowymi obejmują wiele dyscyplin naukowych, od fizyki cząstek elementarnych po… Fale grawitacyjne„Sukces tej pracy dowodzi, jak ważna jest praca zespołowa w pogłębianiu naszego zrozumienia wszechświata” – podsumowuje Nanda.

Odniesienie: „Ograniczenia równania stanu gęstej materii młodych, chłodnych, izolowanych gwiazd neutronowych” autorstwa A. Marino, C. Dehmann, K. Koufalkas, N. Rea, J.A. Pons, D. Vigano, 20 czerwca 2024 r., Astronomia naturalna.
DOI: 10.1038/s41550-024-02291-y