Исследовательская группа под руководством Уильяма Линча и Бетти Цанг из Центра по изучению пучков редких изотопов (FRIB) использовала 20-летние экспериментальные данные ускорительных установок и наблюдений за нейтронными звездами, чтобы понять, как частицы взаимодействуют в ядерной материи в широком диапазоне экстремальных условий. условия. Команда недавно опубликовала свои выводы в журнале Nature Astronomy. Фото: Установка для пучков редких изотопов.
Для большинства звезд нейтронные звезды и черные дыры являются местами последнего пристанища. Когда у звезды-сверхгиганта заканчивается топливо, она расширяется, а затем быстро разрушается. В результате этого действия создается нейтронная звезда — объект плотнее нашего Солнца, втиснутый в пространство шириной от 13 до 18 миль. В такой сильно конденсированной звездной среде большинство электронов соединяются с протонами, образуя нейтроны, в результате чего образуется плотный шар материи, состоящий в основном из нейтронов. Исследователи пытаются понять силы, которые контролируют этот процесс, создавая в лаборатории плотную материю посредством сталкивающихся ядер, богатых нейтронами, и проводя детальные измерения.
Исследовательская группа под руководством Уильяма Линча и Бетти Цанг из Центра по изучению пучков редких изотопов (FRIB) сосредоточена на изучении нейтронов в плотных средах. Линч, Цанг и их коллеги использовали 20-летние экспериментальные данные ускорительных установок и наблюдения нейтронных звезд, чтобы понять, как частицы взаимодействуют в ядерной материи в широком диапазоне плотностей и давлений. Команда хотела определить, как соотношение нейтронов и протонов влияет на ядерные силы в системе. Команда недавно опубликовала свои выводы в журнале Nature Astronomy.
«В ядерной физике мы часто ограничиваемся изучением небольших систем, но мы точно знаем, какие частицы входят в наши ядерные системы. Звезды предоставляют нам невероятную возможность, потому что это большие системы, в которых ядерная физика играет жизненно важную роль, но мы этого не делаем. знать наверняка, какие частицы находятся внутри них», — сказал Линч, профессор ядерной физики в FRIB и на факультете физики и астрономии Мичиганского государственного университета (МГУ).
«Они интересны тем, что плотность в таких больших системах сильно варьируется. Ядерные силы играют в них доминирующую роль, однако мы сравнительно мало знаем об этой роли».
Когда звезда с массой, в 20–30 раз превышающей массу Солнца, исчерпывает свое топливо, она охлаждается, коллапсирует и взрывается, образуя сверхновую. После этого взрыва только вещество в самой глубокой части недр звезды сливается, образуя нейтронную звезду. У этой нейтронной звезды нет топлива, которое можно было бы сжечь, и со временем она излучает оставшееся тепло в окружающее пространство.
Ученые ожидают, что материя во внешнем ядре холодной нейтронной звезды примерно похожа на материю в атомных ядрах, но с тремя отличиями: нейтронные звезды намного больше, они плотнее внутри и большая часть их нуклонов — нейтроны. Глубоко внутри внутреннего ядра нейтронной звезды состав вещества нейтронной звезды остается загадкой.
«Если бы эксперименты могли дать больше информации о силах, которые действуют в их недрах, мы могли бы лучше предсказывать их внутренний состав и фазовые переходы внутри них. Нейтронные звезды предоставляют прекрасную возможность для исследований по объединению этих дисциплин», — сказал Линч.
Ускорительные установки, такие как FRIB, помогают физикам изучать, как субатомные частицы взаимодействуют в экзотических условиях, которые чаще встречаются в нейтронных звездах. Когда исследователи сравнивают эти эксперименты с наблюдениями нейтронных звезд, они могут рассчитать уравнение состояния (EOS) частиц, взаимодействующих в низкотемпературной и плотной среде.
EOS описывает материю в конкретных условиях и то, как ее свойства изменяются в зависимости от плотности. Решение EOS для широкого диапазона настроек помогает исследователям понять эффекты сильного ядерного взаимодействия внутри плотных объектов, таких как нейтронные звезды, в космосе. Это также помогает нам узнать больше о нейтронных звездах по мере их остывания.
«Это первый раз, когда мы собрали такое богатство экспериментальных данных, чтобы объяснить уравнение состояния в таких условиях, и это важно», — сказал Цанг, профессор ядерной науки во ФРИБ. «Предыдущие попытки использовали теорию для объяснения низкой плотности и низкой энергии ядерной материи. Мы хотели использовать все доступные нам данные из нашего предыдущего опыта работы с ускорителями, чтобы получить всеобъемлющее уравнение состояния».
Исследователи, ищущие EOS, часто рассчитывают его при более высоких температурах или более низких плотностях. Затем они делают выводы для системы в более широком диапазоне условий. Однако в последние годы физики пришли к пониманию, что EOS, полученная в результате эксперимента, актуальна только для определенного диапазона плотностей.
В результате команде пришлось собрать воедино данные различных экспериментов на ускорителях, в которых использовались различные измерения сталкивающихся ядер, чтобы заменить эти предположения данными. «В этой работе мы задали два вопроса», — сказал Линч. «Для данного измерения, какую плотность измеряет это измерение? После этого мы спросили, что это измерение говорит нам об уравнении состояния при этой плотности».
В своей недавней статье команда объединила свои собственные эксперименты на ускорительных установках в США и Японии. Он собрал данные из 12 различных экспериментальных ограничений и трех наблюдений нейтронных звезд. Исследователи сосредоточились на определении EOS для ядерной материи в диапазоне от половины до трех раз превышающей плотность насыщения ядра — плотность, обнаруженную в ядре всех стабильных ядер. Создав эту комплексную EOS, команда предоставила более крупным сообществам ядерной физики и астрофизики новые ориентиры для более точного моделирования взаимодействий ядерной материи.
Команда улучшила свои измерения при промежуточных плотностях, которые наблюдения нейтронных звезд не обеспечивают, посредством экспериментов в Центре исследований тяжелых ионов GSI имени Гельмгольца в Германии, Центре ускорительных наук RIKEN Нишина в Японии и Национальной сверхпроводниковой циклотронной лаборатории (предшественница FRIB). ). Чтобы обеспечить возможность проведения ключевых измерений, обсуждаемых в этой статье, их эксперименты помогли финансировать технические достижения в сборе данных для активных целей и камер проекции времени, которые используются во многих других экспериментах по всему миру.
Информация от: Мичиганским государственным университетом
