För de flesta stjärnor är neutronstjärnor och svarta hål deras sista viloplats. När en superjättestjärna får slut på bränsle expanderar den och kollapsar sedan snabbt in i sig själv. Detta skapar en neutronstjärna – ett objekt som är tätare än vår sol och som trängs på en yta som är 13 till 18 mil bred. I en sådan kraftigt kondenserad stjärnmiljö kombineras de flesta elektroner med protoner för att skapa neutroner, vilket resulterar i en tät boll av 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.
Ett forskarlag under ledning av William Lynch och Betty Tsang vid FRIB (Facility for Rare Isotope Beams) är inriktat på att lära sig mer om neutroner i täta miljöer. Lynch, Tsang och deras medarbetare använde 20 års experimentella data från acceleratoranläggningar och observationer av neutronstjärnor för att förstå hur partiklar växelverkar i kärnmateria under ett brett spektrum av densiteter och tryck. Teamet ville fastställa hur förhållandet mellan neutroner och protoner påverkar kärnkrafterna i ett system. Teamet publicerade nyligen sina resultat i Nature Astronomy.
”Inom kärnfysiken 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 kärnfysik spelar en viktig roll, men vi vet inte 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 densiteten varierar kraftigt i så stora system. Kärnkrafterna spelar en dominerande roll i dem, men vi vet förhållandevis lite om den rollen.”
När en stjärna med en massa som är 20-30 gånger större än solens gör slut på sitt bränsle kyls den ned, kollapsar och exploderar i en supernova. Efter explosionen är det bara materian i den djupaste delen av stjärnans inre som smälter samman och bildar en neutronstjärna. Denna neutronstjärna har inget bränsle att förbränna och med tiden strålar den ut sin kvarvarande värme i den omgivande rymden.
Forskarna förväntar sig att materian i den yttre kärnan av en kall neutronstjärna är ungefär densamma som materian i atomkärnor, men med tre skillnader: neutronstjärnor är mycket större, de är tätare i sitt inre och en större andel av deras nukleoner är neutroner. Djupt inne i en neutronstjärnas inre kärna är sammansättningen av neutronstjärnans materia fortfarande ett mysterium.
”Om experimenten kunde ge mer vägledning om de krafter som verkar i deras inre, skulle vi kunna göra bättre förutsägelser av deras inre sammansättning och av fasövergångar i dem. Neutronstjärnor utgör en fantastisk forskningsmöjlighet för att kombinera dessa discipliner”, säger Lynch.
Acceleratoranläggningar som FRIB hjälper fysiker att studera hur subatomära partiklar växelverkar under exotiska förhållanden som är vanligare i neutronstjärnor. När forskarna jämför dessa experiment med observationer av neutronstjärnor kan de beräkna tillståndsekvationen (EOS) för partiklar som växelverkar i täta miljöer med låg temperatur.
EOS beskriver materia under specifika förhållanden och hur dess egenskaper förändras med densiteten. Att lösa EOS för ett brett spektrum av inställningar hjälper forskarna 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 har samlat en sådan mängd experimentella data för att förklara tillståndsekvationen under dessa förhållanden, och det är viktigt”, säger Tsang, professor i kärnvetenskap vid FRIB. ”Tidigare försök har använt teori för att förklara kärnmateriens låga densitet och låga energi. Vi ville använda alla data vi hade tillgängliga från våra tidigare erfarenheter med acceleratorer för att få fram en heltäckande tillståndsekvation.”
Forskare som söker EOS beräknar den ofta vid högre temperaturer eller lägre densiteter. De drar sedan slutsatser för systemet över ett bredare spektrum av förhållanden. På senare år har fysiker dock börjat förstå att en EOS som erhållits från ett experiment endast är relevant för ett specifikt täthetsintervall.
Därför behövde teamet samla in 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”, säger Lynch. ”För en given mätning, vilken densitet undersöker den mätningen? Därefter frågade vi vad mätningen säger oss om tillståndsekvationen vid den densiteten.”
I sin senaste artikel kombinerade teamet sina egna experiment från acceleratoranläggningar i USA och Japan. De sammanställde data från 12 olika experimentella begränsningar och tre observationer av neutronstjärnor. Forskarna fokuserade på att fastställa EOS för kärnmateria som sträcker sig från en halv till tre gånger en kärnas mättnadsdensitet – den densitet som finns i kärnan av alla stabila kärnor. Genom att ta fram denna omfattande EOS gav teamet nya riktmärken för de större kärnfysik- och astrofysiksamhällena för att mer exakt modellera växelverkan mellan kärnmateria.
Teamet förbättrade sina mätningar vid intermediära densiteter som observationer av neutronstjärnor inte ger genom experiment vid GSI Helmholtz Centre 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 viktiga mätningar som diskuteras i den här artikeln bidrog deras experiment till att finansiera tekniska framsteg inom datainsamling för aktiva mål och tidsprojektionskammare som används i många andra experiment världen över.
Ytterligare information: Chun Yuen Tsang et al, Determination of the equation of state from nuclear experiments and neutron star observations, Nature Astronomy (2024). DOI: 10.1038/s41550-023-02161-z
