Комбинация астрофизических и лабораторных данных уточнила параметры нейтронных звезд

Sabrina Huth et al. / Nature, 2022

Физики совместно проанализировали данные астрофизических наблюдений и лабораторных опытов по столкновению ядер золота при релятивистских энергиях. Это позволило экспериментально уточнить ограничения на уравнение состояния нейтронной материи и сопутствующие характеристики нейтронных звезд, однако существенных отличий между теоретической и новой наблюдательной оценкой не возникло. Статья опубликована в журнале Nature.

Чтобы правильно интерпретировать наблюдения таких событий, как вспышки сверхновых или столкновения нейтронных звезд, астрофизикам важно понимать, как ведет себя материя сверхъядерной плотности (порядка 3×1014 граммов в кубическом сантиметре — эта величина соответствует плотности насыщения ядерной материи; типичные нейтронные звезды в стабильном состоянии имеют массу порядка солнечной при радиусе всего в десяток километров). Количественно поведение материи описывают уравнением состояния — зависимостью давления от массовой плотности или концентрации барионов. Эта зависимость напрямую связана с допустимыми размерами и массами нейтронных звезд.

При плотностях ниже 1–2 от плотности насыщения уравнение состояния можно прогнозировать теоретически в рамках квантовой хромодинамики, а при плотностях существенно выше — получать ограничения методами электромагнитной и гравитационно-волновой астрономии (правда, со значительными неопределенностями). В промежуточном же регионе данные астрофизики и теоретические прогнозы могут дополнять друг друга. Кроме того, на этот диапазон плотностей приходятся данные лабораторных экспериментов по столкновению тяжелых ионов, что дает дополнительный источник ограничений.

Физики из Германии, Нидерландов, США и Швеции под руководством Сабрины Хут (Sabrina Huth) из Дармштадтского технического университета и Питера Пэнга (Peter Pang) из нидерландского Национального института субатомной физики проанализировали уравнение состояния в этом промежуточном диапазоне плотностей, используя все три доступных инструмента — теоретический анализ, астрофизические наблюдения и данные экспериментов по столкновениям тяжелых ионов.

Для теоретических вычислений исследователи пользовались эффективной теорией поля, которая описывает сильные взаимодействия в терминах нуклонных и пионных степеней свободы. Область применимости такого подхода ограничена сверху энергетическим масштабом, который в терминах плотности материи соответствует приблизительно 1,5 плотности насыщения. Для бо́льших плотностей авторы проэкстраполировали прогноз эффективной теории поля, пользуясь тем, что скорость звука в нейтронной материи положительна (в силу стабильности нейтронных звезд), но не превышает скорости света (фундаментальное ограничение).

В качестве астрофизических данных ученые задействовали наблюдения телескопа NICER (Neutron Star Interior Composition Explorer), который находится на борту МКС, и рентгеновского космического телескопа XMM-Newton (X-ray Multi-Mirror Mission) — используя их, физики получили нижнее ограничение на максимально допустимую массу стабильной нейтронной звезды (основываясь на том, что такая предельная масса не может быть меньше массы непосредственно наблюдаемых стабильных нейтронных звезд). Кроме того, авторы обратились к гравитационно-волновым наблюдениям слияний нейтронных звезд обсерваторий LIGO и Virgo — это позволило получить верхнее ограничение на максимально допустимую массу нейтронной звезды (из соображений того, что предельная масса не может быть меньше массы коллапсирующего в черную дыру продукта слияния). Полученный таким образом коридор допустимых значений предельной массы стабильной нейтронной звезды (которая, в свою очередь, связана с уравнением состояния) позволил ограничить зависимость давления нейтронной материи от плотности преимущественно в области больших плотностей.

Наконец, физики воспользовались данными экспериментов FOPI и ASY-EOS на базе немецкого Института тяжелых ионов. Эти эксперименты состояли в столкновении ядер золота-197 при релятивистских энергиях (0,4–1,5 гигаэлектронвольт на нуклон). При таких столкновениях образуется комок ядерной материи с плотностью, близкой к плотности насыщения, а распределение рождающихся частиц в фазовом пространстве (то есть по пространственным координатам и импульсам) диктуется, в том числе, уравнением состояния. Таким образом, по зарегистрированным импульсам и положениям продуктов столкновения можно (с учетом экспериментальных погрешностей) приближенно воспроизвести уравнение состояния, причем для выбранных экспериментов наилучшая точность соответствует плотностям в 1–2 плотности насыщения.

Ограничения на зависимость давления от плотности: серым — теоретические расчеты в рамках эффективной теории поля, зеленым — астрофизические ограничения, оранжевым — ограничения из лабораторных экспериментов, синим — комбинация двух последних типов данных

Sabrina Huth et al. / Nature, 2022

Ограничения на распределение нейтронных звезд по массам и радиусам: серым — теоретические расчеты в рамках эффективной теории поля, зеленым — астрофизические ограничения, оранжевым — ограничения из лабораторных экспериментов, синим — комбинация двух последних типов данных

Sabrina Huth et al. / Nature, 2022

Комбинируя экспериментальные данные о столкновениях тяжелых ионов с астрофизическими данными, исследователи уточнили оценки давления в нейтронной материи при данной плотности и радиуса нейтронной звезды при данной массе, которые следуют из эффективной теории поля. Хотя в пределах погрешности эти изменения практически лишены значимости (разница меньше стандартной ошибки), авторы отмечают потенциальную пользу от такого анализа — в будущем погрешности могут быть уменьшены за счет добавления большего количества данных (как из астрофизики, так и с ускорителей) и улучшения техники наблюдений и эксперимента. Кроме того, исследователи подчеркивают высокий уровень согласованности совершенно независимо полученных астрофизических и лабораторных данных друг с другом.

Ранее мы рассказывали о том, как предел массы нейтронных звезд может снизиться из-за зеркальных нейтронов и как белые карлики могут обходить предел Чандрасекара.

источник: