|
Моделирование процесса слияния кварковых звезд
|
|
|
|
В недавнем исследовании Physical Review Letters представлена новая модель процесса слияния кварковых звезд, которая может решить, генерируют ли эти космические столкновения обычную материю или что-то другое.
|
|
|
|
Существование кварковых звезд озадачивало астрономов на протяжении десятилетий, с тех пор как в 1970-х годах была впервые выдвинута теория о них. Эти гипотетические объекты, состоящие из нерасчлененной кварковой материи, а не из обычного ядерного вещества, имеют поразительное сходство с нейтронными звездами.
|
|
|
|
Даже при точных измерениях с помощью детекторов гравитационных волн и рентгеновских наблюдений кварковые звезды укладываются в те же рамки наблюдений, что и их ядерные аналоги, что делает их практически неразличимыми.
|
|
|
|
Когда в 2017 году было обнаружено слияние двойной нейтронной звезды GW170817, оно породило мощную килоновую волну - электромагнитное излучение, возникающее в результате радиоактивного распада тяжелых элементов, образующихся в результате r-процесса нуклеосинтеза в богатых нейтронами выбросах.
|
|
|
|
Основная неопределенность заключается в том, приведет ли слияние кварковых звезд к такому же богатому нейтронами окружению и килоновой сигнатуре, или к чему-то совершенно иному.
|
|
|
|
|
|
|
"Обычно люди думают, что слияние кварковых звезд будет похоже на слияние нейтронных звезд, поскольку после декомпрессии образуется обычная ядерная материя", - сказал Чжицян Мяо, научный сотрудник Института Цунг-Дао Ли Шанхайского университета Цзяо Тонг и первый автор исследования.
|
|
|
|
"Но так ли это на самом деле? Например, когда разбивается большой камень, он не превращается в газ из атомов, молекул и плазмы, а скорее распадается на фрагменты, похожие на песок".
|
|
Упущенный эффект насыщения
|
|
|
|
Предыдущие исследования предполагали, что кварковые самородки (маленькие капельки кваркового вещества, выбрасываемые при слиянии) эффективно испаряются в отдельные нуклоны (протоны и нейтроны), создавая богатую нейтронами среду, способную производить тяжелые элементы.
|
|
|
|
Эти расчеты, в которых использовался формализм, изначально разработанный для ранней Вселенной, не учитывали важнейший физический процесс - насыщение.
|
|
|
|
Насыщение системы наступает, когда частицы кварков и окружающий их нуклонный газ достигают равновесия. Здесь нуклоны испаряются из частиц-самородков и повторно поглощаются с той же скоростью, что и в случае с кристаллами-самородками, что, по сути, приводит к окончательному испарению.
|
|
|
|
Когда частицы постоянно сталкиваются в такой плотной среде, насыщение может происходить исключительно быстро, потенциально намного быстрее, чем время, в течение которого происходит выброс.
|
|
|
|
Если насыщение произойдет достаточно быстро, это значительно снизит испарение, а это означает, что многие кварковые частицы могут выжить, а не полностью превратиться в нуклоны. Это коренным образом изменит состав выбросов и, следовательно, возможность осуществления нуклеосинтеза r-процесса.
|
|
Моделирование эволюции выбросов
|
|
|
|
Чтобы должным образом учесть насыщение и другие упущенные эффекты, команда выполнила первый расчет неравновесного уравнения состояния для разуплотненной кварковой материи при конечной температуре.
|
|
|
|
Их модель отслеживает три важнейших физических процесса, происходящих при расширении и охлаждении выброса: испарение кварковых частиц, охлаждение кварков и слабые взаимодействия, которые превращают нейтроны в протоны и наоборот.
|
|
|
|
"На самом деле, главная проблема заключается не в техническом расчете самого уравнения неравновесного состояния, а в построении правильной физической картины", - сказал Мяо. "Как только такая картина установлена, расчеты становятся относительно простыми".
|
|
|
|
Скорости испарения и поглощения зависят от температуры, поэтому расчеты охлаждения необходимы для понимания того, как развивается система.
|
|
|
|
Слабые взаимодействия создают еще один уровень сложности. Нейтроны и протоны ведут себя совершенно по-разному во время реабсорбции, поскольку протоны электрически заряжены и должны преодолеть кулоновский барьер в несколько МэВ, чтобы вернуться в частицы, в то время как нейтроны не сталкиваются с таким препятствием.
|
|
|
|
"Поскольку протоны заряжены, их поглощение сильно подавляется", - отметил Мяо. "Следовательно, слабые взаимодействия также важны, поскольку они позволяют протонам и нейтронам в окружающей среде превращаться друг в друга, что в дальнейшем формирует состав выброса".
|
|
|
|
При температурах около 10 МэВ, типичных при выбросе, нейтроны поглощаются гораздо эффективнее, чем протоны. Эта асимметрия приводит к парадоксальному накоплению протонов в газовой фазе, особенно когда гранулы достаточно стабильны, чтобы противостоять испарению.
|
|
|
|
Исследователи применили свою модель к моделированию слияния кварковых звезд, проследив, как эволюционирует выброс по мере его расширения и охлаждения, от начальной плотности около 1012 г/см3 до температуры 1 МэВ, при которой начинается нуклеосинтез.
|
|
Три возможных результата
|
|
|
|
Расчеты команды показали, что слияние кварковых звезд не имеет однозначного предсказуемого результата. Вместо этого судьба выброса в решающей степени зависит от одного параметра: энергии связи кварковой материи, которая является энергией, необходимой для высвобождения нейтрона из массы кварковой материи.
|
|
|
|
Исследователи обнаружили, что насыщение происходит за 10-11 секунд в плотной среде слияния — на порядки быстрее, чем при расширении выброса, составляющем 10-3 секунды или дольше. Такое быстрое насыщение значительно подавляет испарение, но степень сохранности самородков зависит от энергии связи.
|
|
|
|
При энергиях связи ниже примерно 20-30 МэВ частицы кварков полностью испаряются, несмотря на эффект насыщения. Образующийся газ богат нейтронами, подобно выбросам при слиянии нейтронных звезд, и может образовывать тяжелые элементы посредством нуклеосинтеза по r-процессу. Этот сценарий привел бы к образованию красных или синих килоновых звезд.
|
|
|
|
При энергиях связи, превышающих приблизительно 50 МэВ, результат резко меняется. Большая часть массы остается заключенной в кварковые самородки, и лишь небольшая часть существует в виде газа, и этот газ становится чрезвычайно богатым протонами.
|
|
|
|
"При относительно больших энергиях связи кварковой материи выбросы при слиянии состоят в основном из массивных кварковых самородков плюс небольшой доли нуклонов, что сильно отличается от нуклонного газа, образующегося при слиянии нейтронных звезд", - пояснил Мяо.
|
|
|
|
"Поскольку в выбросах преобладают самородки, они не могут эффективно подвергаться нуклеосинтезу с образованием тяжелых элементов. В результате они не будут производить излучение в килоновых энергии, которое возникает при распаде таких тяжелых элементов".
|
|
|
|
Команда протестировала свою модель на реалистичном моделировании слияния, проанализировав более 1000 различных жидких элементов по мере их эволюции после слияния. Результаты подтвердили эту схему с тремя исходами при различных начальных условиях и температурах.
|
|
Вывод
|
|
|
|
Полученные результаты предлагают потенциальный способ окончательно отличить кварковые звезды от нейтронных с помощью наблюдений с помощью килоновой волны.
|
|
|
|
"Результаты наблюдений с помощью килоновой волны в отношении кварковых звезд состоят из двух взаимодополняющих точек зрения", - пояснил Мяо.
|
|
|
|
"С одной стороны, обнаружение килонового сигнала — если его отнести к слиянию кварковых звезд — может помочь ограничить свойства кварковой материи. С другой стороны, отсутствие обнаружения килоновых звезд при слиянии "нейтронных звезд" на достаточно близком расстоянии потенциально может служить доказательством существования кварковых звезд".
|
|
|
|
Поскольку будущие детекторы гравитационных волн будут обнаруживать более компактные двойные слияния, решающее значение будут иметь последующие электромагнитные наблюдения. Наличие или отсутствие килоновых звезд в результате близлежащих слияний может окончательно определить, существуют ли кварковые звезды.
|
|
|
|
Источник
|
