Maksymalna masa nierotującej gwiazdy neutronowej dokładnie określona na 2,25 masy Słońca
Naukowcy wykazali że maksymalna masa grawitacyjna nierotującej gwiazdy neutronowej wynosi około 2,25 masy Słońca z niepewnością wynoszącą zaledwie 0,07 masy Słońca.
Wizja artystyczna układu podwójnego gwiazd neutronowych.
Źródło: NASA/Goddard Space Flight Center
Badania prowadzone pod kierunkiem prof. FAN Yizhonga z Obserwatorium Purple Mountain Chińskiej Akademii Nauk osiągnęły znaczną precyzję w określeniu górnego limitu masy dla nierotujących gwiazd neutronowych, co jest kluczowym aspektem w badaniach fizyki jądrowej i astrofizyki. Wyniki badań opublikowano w Physical Review D.
Ostateczny los masywnej gwiazdy jest ściśle związany z jej masą. Gwiazdy o masie mniejszej niż osiem mas Słońca kończą swój cykl życia jako białe karły, podtrzymywane przez ciśnienie degeneracji elektronów z dobrze znanym górnym limitem masy, granicą Chandrasekhara, bliską 1,44 masy Słońca. W przypadku gwiazd cięższych niż osiem, ale lżejszych niż 25 mas Słońca, powstają gwiazdy neutronowe, które są utrzymywane głównie przez ciśnienie degeneracji neuronów. Dla nierotujących gwiazd neutronowych istnieje również krytyczna masa grawitacyjna (tj. MTOV) znana jako granica Oppenheimera, powyżej której gwiazda neutronowa zapada się w czarną dziurę.
Ustalenie dokładnej granicy Oppenheimera jest dość trudne. Na podstawie pierwszej zasady można wyznaczyć jedynie luźne granice. Wiele konkretnych ocen jest silnie zależnych od modelu. Wynikowe MTOV są zróżnicowane, a niepewności są duże.
Zespół prof. FAN udoskonalił wnioski dotyczące MTOV, włączając do niego solidne obserwacje z wykorzystaniem wielu satelitów i wiarygodne dane z zakresu fizyki jądrowej, omijając niepewności obecne we wcześniejszych modelach. Obejmuje to wykorzystanie ostatnich postępów w pomiarach masy/promienia z detektorów fal grawitacyjnych LIGO/Virgo i Neutron star Interior Composition Explorer (NICER).
W szczególności uwzględnili oni informacje o maksymalnym odcięciu masy wywnioskowane z rozkładu masy gwiazdy neutronowej i znacznie zawęzili przestrzeń parametrów, co doprowadziło do niespotykanej dotąd precyzji wywnioskowanego MTOV. Zastosowano trzy różne modele rekonstrukcji równania stanu (czyli EoS) w celu złagodzenia potencjalnych błędów systematycznych, uzyskując niemal identyczne wyniki dla MTOV i odpowiadającego mu promienia, który wynosi 11,9 km z niepewnością 0,6 km w trzech niezależnych podejściach do rekonstrukcji EoS.
Dokładna ocena MTOV niesie ze sobą głębokie implikacje zarówno dla fizyki jądrowej, jak i astrofizyki. Wskazuje ona na umiarkowanie sztywne równanie stanu dla materii gwiazd neutronowych i sugeruje, że zwarte obiekty o masach w zakresie od około 2,5 do 3,0 mas Słońca, wykryte przez LIGO/Virgo, są z większym prawdopodobieństwem najlżejszymi czarnymi dziurami. Co więcej, pozostałości po fuzji układów podwójnych gwiazd neutronowych przekraczających całkowitą masę około 2,76 masy Słońca, zapadłyby się w czarne dziury, podczas gdy lżejsze układy doprowadziłyby do powstania (supermasywnych) gwiazd neutronowych.
Opracowanie:
Agnieszka Nowak
Źródło:
