09.10.2025. - Моделирование процесса слияния кварковых звезд

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