با توسعه یک رابطه نظری جدید که توصیف می کند چگونه ستاره های نوترونی فشرده – که بقایای ستارگان عظیمی هستند که به ابرنواختر تبدیل شده اند – می توانند تبدیل شوند، محققان راهی برای آزمایش خواص فیزیک هسته ای در شرایط بسیار شدید یافته اند.
از آنجایی که هسته فروپاشیده a ستاره عظیمالف ستاره نوترونی یک جسم کوچک اما فوق‌العاده متراکم است که تا سه برابر بیشتر است توده خورشید ما در حجم کم مدل‌ها پیش‌بینی می‌کنند که ستارگان نوترونی حدود یک دوجین مایل عرض دارند، اما شعاع دقیق آنها همیشه نامشخص بوده است.
رزولا و همکارش از فرانکفورت، کریستین ایکر، با مطالعه جدید خود در مورد فشردگی ستارگان نوترونی، همه چیز را کمی شفاف‌تر کردند.
دلایل مختلفی وجود دارد که چرا تعیین شعاع یک ستاره نوترونی دشوار است. یکی از موانع این است که همه ستاره های نوترونی شناخته شده بسیار دور هستند، اما چالش اصلی حول محور چیزی است که فیزیکدانان آن را معادله حالت می نامند. این چگالی و فشار درون یک ستاره نوترونی را توصیف می‌کند که می‌توان شعاع و سایر ویژگی‌ها را با دقت به دست آورد.
مشکل این است که شرایط در یک ستاره نوترونی آنقدر شدید است که درک ما از فیزیک هسته‌ای را به حد خود می‌رساند. یک پیمانه از مواد ستاره نوترونی می تواند میلیاردها تن وزن داشته باشد. تحت این فشار شدید، اتم‌ها خرد می‌شوند و پروتون‌های دارای بار مثبت با الکترون‌های با بار منفی ترکیب می‌شوند و جسمی پر از نوترون ها.
اما در قلب یک ستاره نوترونی، فیزیک عجیب و غریب ممکن است غالب باشد: به عنوان مثال، ذرات ماده “عجیب” به نام هایپرون ممکن است وجود داشته باشند، یا شاید گرانش بسیار زیاد باعث می شود که حتی نوترون ها با هم مخلوط شوند و نیرو وارد کنند. کوارک ذراتی که از آنها ساخته شده اند تقریباً آزادانه جاری می شوند. با این حال، هیچ راهی برای آزمایش هیچ یک از این موارد وجود ندارد، زیرا دانشمندان قادر به تکرار شرایط درون یک ستاره نوترونی در آزمایشگاه نیستند. زمین. خیلی افراطی است.
بنابراین به جای داشتن یک معادله حالت برای ستارگان نوترونی، یک لیست کامل از معادلات حالت ممکن وجود دارد، یکی برای هر مدل که شرایط احتمالی درون یک ستاره نوترونی را توصیف می کند.
برای تخمین اینکه یک ستاره نوترونی چقدر فشرده می شود، رتزولا و ایکر به ده ها هزار معادله حالت نگاه کردند. با این حال، برای اینکه همه چیز قابل کنترل‌تر باشد، در هر مورد فقط پرجرم‌ترین ستاره نوترونی ممکن را در نظر می‌گیرند.
رتزولا می گوید: «یک نتیجه شناخته شده در نسبیت عام این است که برای هر معادله حالت حداکثر جرم مجاز وجود دارد. «هر جرمی بزرگتر از حداکثر جرم منجر به الف می شود سیاه چاله. ما از مشاهدات می دانیم که حداکثر جرم مجاز باید بین دو تا سه جرم خورشیدی باشد.
رزولا و اکر با شگفتی متوجه شدند که حد بالایی برای فشردگی یک ستاره نوترونی وجود دارد و بر این اساس، نسبت جرم ستاره نوترونی به شعاع آن همیشه کمتر از 1/3 است.
این نسبت را می توان به لطف واحدهای هندسی تعریف کرد که معمولاً در فیزیک استفاده می شود. نسبیت عام و اجازه می دهد که جرم به جای وزن بر حسب طول بیان شود.
رتزولا گفت: «از آنجایی که ما حد بالایی را برای فشردگی تعیین می‌کنیم، می‌توانیم حد پایین‌تری را برای شعاع تعیین کنیم. هنگامی که جرم یک ستاره نوترونی را اندازه گیری می کنیم، می توانیم بگوییم که شعاع آن باید بیشتر از سه برابر جرم آن باشد.
رزولا و اکر همچنین دریافتند که این رابطه برای همه معادلات حالت، صرف نظر از حداکثر جرم آنها، صادق است. در ابتدا ممکن است شگفت‌انگیز به نظر برسد، زیرا به طور خودکار فکر می‌کنیم که پرجرم‌ترین ستاره‌های نوترونی فشرده‌ترین هستند، زیرا گرانش قوی‌تری دارند که سعی در فروپاشی آنها دارد. در عوض، به نظر می رسد فیزیک هسته ای عجیب و غریب در ستارگان نوترونی این را خنثی می کند و همه چیز را متعادل می کند.
این رابطه تا حدی از اصول کرومودینامیک کوانتومی یا QCD که نظریه چگونگی نیروی قوی ذراتی به نام کوارک را به یکدیگر متصل می کند تا ذراتی مانند نوترون را تشکیل دهد. نیروی قوی توسط ذرات به اصطلاح حمل می شود گلوئون ها (این نام از این واقعیت ناشی می شود که کوارک ها را به هم متصل می کنند) و QCD نظریه میدان کوانتومی است که بر آنها حاکم است و به آنها یک عدد کوانتومی معروف به “بار رنگ” می دهد.
Rezzolla و Ecker مفروضات استاندارد خاصی را بر اساس QCD برای بدست آوردن رابطه فشردگی خود به کار بردند – آنها آن را به عنوان QCD توصیف می کنند که “اثری” بر ساختار داخلی ستارگان نوترونی می گذارد. این بدان معناست که اگر اندازه‌گیری دقیق شعاع یک ستاره نوترونی ممکن شود، هر گونه انحراف از این رابطه می‌تواند سرنخ بزرگی باشد مبنی بر اینکه چیزی در درک ما از QCD اشتباه است.
رتزولا گفت: “اگر ما شاهد نقض این نتیجه باشیم، مانند یک ستاره نوترونی با فشردگی بیشتر از 1/3، این نشان می‌دهد که در مفروضات QCD که ما استفاده کرده‌ایم مشکلی وجود دارد.”
شاید زمان زیادی طول نکشید تا بتوانیم شعاع یک ستاره نوترونی را مشاهده کنیم، جایی که این اتصال و QCD می‌توانند متعاقباً آزمایش شوند. رزولا این چشم انداز را “خوشبینانه” توصیف می کند و به آزمایش NICER (کاوشگر ترکیب داخلی ستاره نوترونی) در مورد استناد می کند. ایستگاه فضایی بین المللیو همچنین اندازه گیری از موج گرانشی رویدادهایی که برخی از آنها شامل ادغام یک سیاهچاله با یک ستاره نوترونی است. تنها در یک مورد تا کنون، GW 170817، دو ستاره نوترونی درگیر ادغام شده اند.
رتزولا می‌گوید: «اگر می‌توانستیم رویدادهای بیشتری مانند GW 170817 را ببینیم، می‌توانیم محدودیت‌های بسیار سخت‌تری را برای شعاع احتمالی ستاره‌های نوترونی در نظر بگیریم.
تحقیقات Rezzolla و Ecker در مخزن کاغذ پیش چاپ منتشر شده است arXiv.
