För de flesta stjärnor är neutronstjärnor och svarta hål deras sista viloplatser. När en superjättestjärna får slut på bränsle expanderar den och kollapsar sedan snabbt på sig själv. Denna handling skapar en neutronstjärna - ett föremål som är tätare än vår sol inklämt i ett utrymme som är 13 till 18 miles brett. I en sådan kraftigt kondenserad stjärnmiljö kombineras de flesta elektroner med protoner för att göra neutroner, vilket resulterar i en tät materia som huvudsakligen består av neutroner. Forskare försöker förstå de krafter som styr denna process genom att skapa tät materia i laboratoriet genom att kollidera neutronrika kärnor och göra detaljerade mätningar.

En forskargrupp – ledd av William Lynch och Betty Tsang vid Facility for Rare Isotope Beams (FRIB) – är fokuserad på att lära sig om neutroner i täta miljöer. Lynch, Tsang och deras medarbetare använde 20 års experimentella data från acceleratoranläggningar och neutronstjärnobservationer för att förstå hur partiklar interagerar i kärnämne under ett brett spektrum av densiteter och tryck. Teamet ville bestämma hur förhållandet mellan neutroner och protoner påverkar kärnkrafterna i ett system. Teamet publicerade nyligen sina resultat i Nature Astronomy .

"Inom kärnfysik är vi ofta begränsade till att studera små system, men vi vet exakt vilka partiklar som finns i våra kärnsystem. Stjärnor ger oss en otrolig möjlighet, eftersom de är stora system där kärnfysiken spelar en viktig roll, men vi gör det inte vet säkert vilka partiklar som finns i deras inre, säger Lynch, professor i kärnfysik vid FRIB och vid Michigan State University (MSU) Department of Physics and Astronomy.

"De är intressanta eftersom tätheten varierar mycket inom så stora system. Kärnkrafter spelar en dominerande roll inom dem, men vi vet jämförelsevis lite om den rollen."

När en stjärna med en massa som är 20–30 gånger solens massa förbrukar sitt bränsle, svalnar den, kollapsar och exploderar i en supernova. Efter denna explosion smälter bara materia i den djupaste delen av stjärnans inre samman och bildar en neutronstjärna. Den här neutronstjärnan har inget bränsle att bränna och med tiden strålar den ut sin återstående värme till det omgivande rymden.

Forskare förväntar sig att materia i den yttre kärnan av en kall neutronstjärna är ungefär lik materien i atomkärnor men med tre skillnader:neutronstjärnor är mycket större, de är tätare i sitt inre och en större del av deras nukleoner är neutroner. Djupt inne i en neutronstjärnas inre kärna förblir sammansättningen av neutronstjärnans materia ett mysterium.

"Om experiment kunde ge mer vägledning om krafterna som verkar i deras inre, skulle vi kunna göra bättre förutsägelser om deras inre sammansättning och fasövergångar inom dem. Neutronstjärnor erbjuder en stor forskningsmöjlighet att kombinera dessa discipliner", säger Lynch.

Acceleratoranläggningar som FRIB hjälper fysiker att studera hur subatomära partiklar interagerar under exotiska förhållanden som är vanligare i neutronstjärnor. När forskare jämför dessa experiment med observationer av neutronstjärnor, kan de beräkna tillståndsekvationen (EOS) för partiklar som interagerar i låga temperaturer, täta miljöer.

EOS beskriver materia under specifika förhållanden och hur dess egenskaper förändras med densiteten. Att lösa EOS för ett brett spektrum av inställningar hjälper forskare att förstå den starka kärnkraftens effekter inom täta objekt, som neutronstjärnor, i kosmos. Det hjälper oss också att lära oss mer om neutronstjärnor när de svalnar.

"Det här är första gången som vi samlade en sådan mängd experimentella data för att förklara statsekvationen under dessa förhållanden, och det här är viktigt", säger Tsang, professor i kärnvetenskap vid FRIB. "Tidigare ansträngningar har använt teori för att förklara lågdensitets- och lågenergiänden av kärnämne. Vi ville använda all data vi hade tillgänglig för oss från våra tidigare erfarenheter av acceleratorer för att få en omfattande tillståndsekvation."

Forskare som söker EOS beräknar det ofta vid högre temperaturer eller lägre densiteter. De drar sedan slutsatser för systemet över ett bredare spektrum av förhållanden. Men fysiker har under de senaste åren förstått att en EOS erhållen från ett experiment endast är relevant för ett specifikt intervall av densiteter.

Som ett resultat behövde teamet dra ihop data från en mängd olika acceleratorexperiment som använde olika mätningar av kolliderande kärnor för att ersätta dessa antaganden med data. "I det här arbetet ställde vi två frågor," sa Lynch. "För en given mätning, vilken densitet undersöker den mätningen? Efter det frågade vi vad den mätningen säger oss om tillståndsekvationen vid den densiteten."

I sin senaste uppsats kombinerade teamet sina egna experiment från acceleratoranläggningar i USA och Japan. Den drog ihop data från 12 olika experimentella begränsningar och tre neutronstjärnobservationer. Forskarna fokuserade på att bestämma EOS för kärnämne som sträcker sig från hälften till tre gånger en kärnas mättnadstäthet - densiteten som finns i kärnan av alla stabila kärnor. Genom att producera denna omfattande EOS, gav teamet nya riktmärken för de större kärnfysik- och astrofysikgemenskaperna för att mer exakt modellera interaktioner mellan kärnämne.

Teamet förbättrade sina mätningar vid mellanliggande densiteter som observationer av neutronstjärnor inte ger genom experiment vid GSI Helmholtz Center for Heavy Ion Research i Tyskland, RIKEN Nishina Center for Accelerator-Based Science i Japan och National Superconducting Cyclotron Laboratory (FRIB:s föregångare) ). För att möjliggöra nyckelmätningar som diskuteras i den här artikeln hjälpte deras experiment till att finansiera tekniska framsteg inom datainsamling för aktiva mål och tidsprojektionskammare som används i många andra experiment världen över.

Mer information: Chun Yuen Tsang et al, Bestämning av tillståndsekvationen från kärnexperiment och observationer av neutronstjärnor, Nature Astronomy (2024). DOI:10.1038/s41550-023-02161-z

Journalinformation: Naturastronomi

Tillhandahålls av Michigan State University