Новый инструмент позволяет заглянуть внутрь нейтронных звезд
Представьте себе, что вы берете звезду, в два раза превышающую массу Солнца, и сжимаете ее до размеров Манхэттена. В результате получится нейтронная звезда — один из самых плотных объектов во Вселенной, плотность которого превышает плотность любого естественного материала на Земле в десятки триллионов раз. Нейтронные звезды сами по себе являются экстраординарными астрофизическими объектами, но их чрезвычайная плотность может также позволить им функционировать в качестве лабораторий для изучения фундаментальных вопросов ядерной физики в условиях, которые невозможно воспроизвести на Земле.
Из-за этих экзотических условий ученые до сих пор не понимают, из чего именно состоят сами нейтронные звезды, их так называемое «уравнение состояния» (УСС). Определение этого является основной целью современных астрофизических исследований. Новая часть головоломки, ограничивающая диапазон возможностей, была обнаружена парой ученых из IAS: Кэролин Райтел, сотрудник Джона Н. Бахколла в Школе естественных наук; и Элиас Мост, член Школы и научный сотрудник Джона А. Уилера в Принстонском университете. Их работа была недавно опубликована в The Astrophysical Journal Letters.
В идеале ученые хотели бы заглянуть внутрь этих экзотических объектов, но они слишком малы и далеки, чтобы их можно было увидеть с помощью стандартных телескопов. Вместо этого ученые полагаются на косвенные свойства, которые они могут измерить, — например, на массу и радиус нейтронной звезды — для расчета EoS, точно так же, как можно использовать длину двух сторон прямоугольного треугольника для определения его гипотенузы. Однако точно измерить радиус нейтронной звезды очень сложно. Одна многообещающая альтернатива для будущих наблюдений состоит в том, чтобы вместо этого использовать величину, называемую «пиковой спектральной частотой» (или f2).
Но как измеряется f2? Столкновения между нейтронными звездами, которые подчиняются законам теории относительности Эйнштейна, приводят к сильным всплескам излучения гравитационных волн. В 2017 году ученые впервые измерили такие выбросы напрямую. «По крайней мере, в принципе пиковую спектральную частоту можно рассчитать по сигналу гравитационной волны, излучаемому колеблющимся остатком двух слившихся нейтронных звезд», — говорит Мост.
Ранее ожидалось, что f2 будет разумным показателем радиуса, поскольку до сих пор исследователи считали, что между ними существует прямое или «квазиуниверсальное» соответствие. Однако Райтель и Мост продемонстрировали, что это не всегда так. Они показали, что определение EoS не похоже на решение простой задачи о гипотенузе. Вместо этого это больше похоже на вычисление самой длинной стороны неправильного треугольника, где также требуется третья часть информации: угол между двумя более короткими сторонами. Для Рейтель и Моста эта третья часть информации является «наклоном отношения масса-радиус», который кодирует информацию о EoS при более высоких плотностях (и, следовательно, в более экстремальных условиях), чем только радиус.
Это новое открытие позволит исследователям, работающим с гравитационно-волновыми обсерваториями следующего поколения (преемниками работающей в настоящее время LIGO), лучше использовать данные, полученные после слияний нейтронных звезд. По словам Райтеля, эти данные могут выявить фундаментальные составляющие материи нейтронных звезд. «Некоторые теоретические предсказания предполагают, что в ядрах нейтронных звезд фазовые переходы могут растворять нейтроны в субатомные частицы, называемые кварками», — заявил Райтель. «Это будет означать, что внутри звезд содержится море свободной кварковой материи. Наша работа может помочь исследователям завтрашнего дня определить, действительно ли происходят такие фазовые переходы».
