2018-05-17 08:31:39
Αστροφυσικοί έχουν βρει το πρώτο άμεσο τεκμήριο για τον ταχύτατο μηχανισμό εκπομπής νετρίνων με τον οποίο μπορούν να ψύχονται τα άστρα νετρονίων. Το άρθρο είναι του Καθηγητή Φυσικής και Αστρονομίας James Lattimer.
Τα άστρα νετρονίων διαμορφώθηκαν σε υπερκαινοφανείς εκρήξεις άστρων πολύ μεγάλης μάζας για να γίνουν λευκοί νάνοι. Σε τέτοιες υπερκαινοφανείς, το θερμό υπόλειμμα που διαμορφώθηκε από την κατάρρευση του αστρικού πυρήνα είναι τόσο πυκνό που τα περισσότερα πρωτόνια και ηλεκτρόνια συνδυάζονται για να δημιουργήσουν νετρόνια. Παρατηρώντας πώς ψύχονται τα άστρα νετρονίων, οι ερευνητές ελπίζουν να κατανοήσουν πώς συμπεριφέρεται η ύλη κάτω από ακραίες συνθήκες – σε πυκνότητες που ξεπερνούν εκείνες των ατομικών πυρήνων και θερμοκρασίες που μπορούν να φτάσουν τις εκατοντάδες δισεκατομμύρια βαθμών Κέλβιν. Τώρα, ο Edward Brown στο Πολιτειακό Πανεπιστήμιο του Michigan και οι συνεργάτες του ερεύνησαν την ιστορία ψύξης ενός άστρου νετρονίων που είναι μέρος ενός διπλού συστήματος στον Γαλαξία μας
. Αναλύοντας τις εκπομπές ακτίνων Χ του άστρου σε αδρανείς περιόδους που ακολουθούσαν δυο περιόδους εκρήξεων ακτίνων Χ που έληξαν το 2001 και 2006, η ομάδα βρήκε τεκμήρια ενός ιδιαίτερα ταχέων νετρίνων μηχανισμού ψύξης, που ονομάζεται άμεση διαδικασία Urca. Η διαδικασία αυτή θεωρείται ότι συμβαίνει νωρίς στις ζωές όλων των άστρων νετρονίων και μπορεί να λειτουργούν σε μεταγενέστερα στάδια μερικών άστρων νετρονίων, που ποτέ όμως δεν είχαν παρατηρηθεί άμεσα.
Σε ένα νεογέννητο άστρο νετρονίων, τα νετρίνα είναι προσωρινά παγιδευμένα σε έναν αδιαφανή αστρικό πυρήνα, όμως διαχέονται έξω σε κλάσματα δευτερολέπτου, αφήνοντας την περισσότερη ενέργειά τους για να θερμάνει την ύλη του πυρήνα σε περισσότερο από 500 δισεκατομμύρια βαθμούς Κέλβιν. Κατά τα επόμενα εκατομμύρια χρόνια, το άστρο κυρίως ψύχεται εκπέμποντας περισσότερα νετρίνα. Η άμεση διαδικασία Urca, η οποία θεωρείται ότι κυριαρχεί στο αρχικό στάδιο αυτής της ψύξης, προτάθηκε για πρώτη φορά από τους φυσικούς Mário Schenberg και George Gamow. (Ο μηχανισμός ονομάζεται από το όνομα ενός φημισμένου καζίνου του Ρίο – Casino da Urca, όπου υποτίθεται ότι ο Schenberg είπε στον Gamow: «Η ενέργεια σε μια υπερκαινοφανή πρέπει να εξαφανίζεται … τόσο γρήγορα όσο το χρήμα στο τραπέζι της ρουλέτας.») Στις άμεσες διαδικασίες Urca που εμπλέκονται νουκλεόνια, τα θερμικά διεγερμένα νετρόνια υφίστανται βήτα διάσπαση για να απελευθερώσουν πρωτόνια, ηλεκτρόνια και αντινετρίνα, ενώ τα θερμικά διεγειρόμενα πρωτόνια υφίστανται την αντίστροφη διαδικασία και γεννούν νετρόνια, ποζιτρόνια και νετρίνα. (Οι αντιδράσεις που περιγράφονται παρουσιάζονται στην παρακάτω εικόνα). Τα νετρίνα μεταφέρουν ενέργεια καθώς δραπετεύουν από το άστρο και καθώς το άστρο ψύχεται, ο αριθμός των θερμικά διεγερμένων νουκλεονίων μειώνεται.
Μέσα σε ένα λεπτό, η άμεση διαδικασία Urca θα επιτρέψει τη θερμοκρασία του αστρικού πυρήνα να πέσει απότομα περίπου 1 δισεκατομμύριο Κέλβιν. Αλλά, όταν φθάσουν σε αυτή τη «χαμηλή» θερμοκρασία, τα περισσότερα άστρα νετρονίων δεν θα έχουν αρκετά θερμικά διεγερμένα νουκλεόνια για να συνεχίσουν να υποστηρίζουν την άμεση διαδικασία Urcaεπειδή η διαδικασία δεν μπορεί πλέον ταυτόχρονα να διατηρεί ενέργεια και ορμή. Υπολογισμοί δείχνουν ότι για να διατηρήσει την ορμή, η άμεση διαδικασία Urca απαιτεί μια ελάχιστη κλασματική συγκέντρωση πρωτονίων [Y(p)] του 1/9. Το κλάσμα πρωτονίων σε ένα άστρο νετρονίων κάτω του 1 δισεκατομμυρίου Κέλβιν προσδιορίζεται από την αποκαλούμενη πυρηνική ενέργεια συμμετρίας, η οποία ποσοτικοποιεί την αλλαγή στην ενέργεια που συμβαίνει όταν τα πρωτόνια μετατρέπονται σε νετρόνια. Για τυπικές πυκνότητες άστρων νετρονίων, οι οποίες είναι κοντά σε αυτές των ατομικών πυρήνων [ρ(s)=2,3×10^17 kg/m^3], η ενέργεια συμμετρίας θέτει την Y(p) περίπου στο 1/25, που θα σταματούσε την άμεση διαδικασία Urca. Οι επόμενοι διαθέσιμοι μηχανισμοί ψύξης είναι οι «τροποποιημένες» διαδικασίες Urca, η οποίες, σε αυτές τις θερμοκρασίες, είναι ένα εκατομμύριο φορές αργότερες από ότι η άμεση νουκλεονική διαδικασία Urca. Ως επακόλουθο, μετά τα λίγα πρώτα λεπτά, τα περισσότερα άστρα νετρονίων ψύχονται σχετικά αργά και παραμένουν ορατά ως πηγές ακτίνων-Χ για μέχρι ένα εκατομμύριο χρόνια.
Ωστόσο, ενδέχεται να υπάρχουν εξαιρέσεις. Η πυρηνική ενέργεια συμμετρίας αυξάνεται με την πυκνότητα και είναι πιθανό ότι η Y(p) είναι μεγαλύτερη από 1/9 σε επαρκώς μεγάλης μάζας άστρα νετρονίων. Έτσι τέτοια άστρα θα μπορούσαν ακόμη να υφίστανται αυξημένη ψύξη νετρίνων μέσω των άμεσων διαδικασιών Urca. Η πιθανότητα αυτή θα εξαρτάται τόσο από το πώς η ενέργεια συμμετρίας αλλάζει με την πυκνότητα – που είναι δύσκολο να προσδιοριστεί σε υψηλή πυκνότητα – όσο και από την μέγιστη πυκνότητα στο άστρο, που εξαρτάται από τη μάζα του.
Για τον έλεγχο της σύνδεσης της ταχύτατης ψύξης με την άμεση διαδικασία Urca, οι ερευνητές τυπικά προσδιορίζουν τις θερμοκρασίες και τις ηλικίες απομονωμένων, θερμικά εκπεμπόντων άστρων νετρονίων. Συγκρίνοντας τη θερμοκρασία ενός άστρου με τις προβλέψεις από τα θεωρητικά μοντέλα, μπορούν να συμπεράνουν εάν συμβαίνει ταχεία ψύξη στην πρώιμη ζωή του άστρου. Αυτοί οι έμμεσοι έλεγχοι έδειχναν προηγουμένως ότι μερικά άστρα μπορεί να έχουν υποστεί αυξημένη ψύξη. Ωστόσο, πιο πρόσφατα, οι ερευνητές συνειδητοποίησαν ότι είναι δυνατός ένας άλλος έλεγχος, που βασίζεται στην παρατήρηση άστρων νετρονίων σε διπλά συστήματα. Ένα άστρο νετρονίων σε ένα ζεύγος μπορεί να συγκεντρώνει υλικό από το συνοδό άστρο – μια διαδικασία που τυπικά δημιουργεί εκρήξεις ακτίνων Χ. Κατά τη διάρκεια της προσαύξησης η θερμοκρασία του αστρικού πυρήνα προσδιορίζεται από την ισορροπία μεταξύ της θέρμανσης λόγω της συσσώρευσης και της ψύξης λόγω της εκπομπής νετρίνων. Στην αδρανή περίοδο που ακολουθεί την προσαύξηση, η επιφανειακή θερμοκρασία μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να συναχθεί η θερμοκρασία του πυρήνα και έτσι να προσδιοριστεί ο ρυθμός ψύξης. Μέχρι τώρα, δυο διπλά συστήματα έχουν δείξει στοιχεία αυξανόμενης ψύξης. Στις μελέτες αυτές, ωστόσο, η ένδειξη για αυξανόμενη ψύξη ήταν έμμεση επειδή τα άστρα ήταν ήδη πολύ αμυδρά για να ανιχνευθεί η θερμική εκπομπή τους – μόνο τα ανώτερα όρια για τις θερμοκρασίες τους συνήχθησαν από τις παρατηρήσεις.
Ο Brown και οι συνάδελφοί του απόκτησαν, για πρώτη φορά, άμεσα στοιχεία ενός άστρου νετρονίων στη φάση της ψύξης με ρυθμό σύμφωνο με την άμεση διαδικασία Urca. Τα στοιχεία προέρχονται από τη μελέτη ενός άστρου νετρονίων που είναι μέρος του ζεύγους MXB 1659-29 (εικόνα). Το MXB 1659-29 υπέστη εκρήξεις που τελείωσαν το 2001 και 2016, παρέχοντας την ευκαιρία για την παρατήρηση της ψύξης άστρου νετρονίων κατά τη διάρκεια των περιόδων ηρεμίας που ακολουθούν. Οι συγγραφείς αναλύουν το χρονικό της φωτεινότητας και της θερμοκρασίας της πηγής, υποθέτοντας ότι ο κύκλος έκρηξης-ηρεμίας που παρατηρείται μέχρι στιγμής αναπαριστά τη μακροχρόνια συμπεριφορά του άστρου. Υπό αυτή την υπόθεση, συμπέραναν ότι η ψύξη που παρατηρήθηκε στην ιστορία του άστρου μπορεί να εξηγηθεί μόνο εάν η άμεση διαδικασία Urca είναι ενεργή σε περίπου 1% του αστρικού πυρήνα. Παρόλο που άλλες διαδικασίες θα μπορούσαν, καταρχήν, να εξηγήσουν την παρατηρούμενη αυξανόμενη ψύξη, ο συγγραφείς συμπέραναν ότι αποκρούονται από τα δεδομένα.
Τα αποτελέσματα αυτά είναι δυνάμει πολύ σημαντικά για την κατανόησή μας για την πυκνή ύλη. Η άμεση διαδικασία Urca απαιτεί τόσο ασύζευκτα νουκλεόνια όσο και ένα επαρκώς μεγάλο κλάσμα πρωτονίων σε μέρος τουλάχιστον του πυρήνα του άστρου. Από τις εκτιμήσεις τους του ποσού των ασύζευκτων νουκλεονίων στο άστρο νετρονίων του MXB 1659-29, οι ερευνητές μπόρεσαν να παραγάγουν περιορισμούς στην θερμική χωρητικότητα του πυρήνα του άστρου. Μπόρεσαν επίσης να περιορίσουν την κρίσιμη θερμοκρασία της υπέρρευστης κατάστασης που θεωρείται ότι σχηματίζεται στον πυρήνα. Τέτοια αποτελέσματα θα παράσχουν συνεπείς ελέγχους για τα μοντέλα πυκνής ύλης. Επιπλέον, το κλάσμα πρωτονίων μπορεί να δώσει πληροφορίες για την πυρηνική ενέργεια συμμετρίας, ιδιαιτέρως, για την εξάρτηση της πυκνότητας. Μέχρι τώρα, τέτοιες πληροφορίες περιορίζονταν για πυρηνικά πειράματα σε πυκνότητες κάτω από αυτές των ατομικών πυρήνων, ενώ στα κέντρα των άστρων νετρονίων, οι πυκνότητες μπορεί να είναι 5 φορές υψηλότερες. Οι συγγραφείς εκτιμούν ότι η μάζα του άστρου νετρονίων MXB 1689-29 είναι κατά προσέγγιση 0,03 ηλιακές μάζες μεγαλύτερη από το κατώφλι μάζας για να συμβεί η άμεση διαδικασία Urca. Αν η πραγματική μάζα του άστρου θα μπορούσε να προσδιοριστεί ακριβώς, η τιμή της πυρηνικής συμμετρίας θα πρέπει να ποσοτικοποιηθεί στις υψηλές πυκνότητες για πρώτη φορά.
Μελέτες σαν αυτές που έγιναν από τον Brown και τους συνεργάτες του θα επιτρέψουν τους ερευνητές να διερευνήσουν την αυξημένη ψύξη σε περισσότερα άστρα νετρονίων και να συνδέσουν αυτές τις πληροφορίες με θεμελιώδεις ιδιότητες της πυκνής πυρηνικής ύλης. Οι έρευνες των ζευγών που αναλύθηκαν από επιστήμονες σε δημοσιεύσεις μπορεί να είναι ιδιαιτέρως διαφωτιστικές. Σύμφωνα με αυτές τις μελέτες, θα πρέπει να υπάρχει περισσότερο αυξημένη ψύξη σε αυτά τα άστρα νετρονίων από αυτήν στο MXB 1659-29, πράγμα που υποστηρίζει ότι τα άστρα είναι αντιστοίχως πιο μεγάλης μάζας και έτσι πυκνότερα. Εάν η αυξημένη ψύξη επιβεβαιωθεί, οι παρατηρήσεις μπορεί να παράσχουν πειραματικούς περιορισμούς στην ενέργεια συμμετρίας σε ακόμη υψηλότερες πυκνότητες από αυτή του MXB 1659-29.
Πηγή: American Physical Society egno.gr
Περισσότερα στη δημοσίευση: Rapid Neutrino Cooling in the Neutron Star MXB 1659-29. Physical Review Letters.
Τα άστρα νετρονίων διαμορφώθηκαν σε υπερκαινοφανείς εκρήξεις άστρων πολύ μεγάλης μάζας για να γίνουν λευκοί νάνοι. Σε τέτοιες υπερκαινοφανείς, το θερμό υπόλειμμα που διαμορφώθηκε από την κατάρρευση του αστρικού πυρήνα είναι τόσο πυκνό που τα περισσότερα πρωτόνια και ηλεκτρόνια συνδυάζονται για να δημιουργήσουν νετρόνια. Παρατηρώντας πώς ψύχονται τα άστρα νετρονίων, οι ερευνητές ελπίζουν να κατανοήσουν πώς συμπεριφέρεται η ύλη κάτω από ακραίες συνθήκες – σε πυκνότητες που ξεπερνούν εκείνες των ατομικών πυρήνων και θερμοκρασίες που μπορούν να φτάσουν τις εκατοντάδες δισεκατομμύρια βαθμών Κέλβιν. Τώρα, ο Edward Brown στο Πολιτειακό Πανεπιστήμιο του Michigan και οι συνεργάτες του ερεύνησαν την ιστορία ψύξης ενός άστρου νετρονίων που είναι μέρος ενός διπλού συστήματος στον Γαλαξία μας
Σε ένα νεογέννητο άστρο νετρονίων, τα νετρίνα είναι προσωρινά παγιδευμένα σε έναν αδιαφανή αστρικό πυρήνα, όμως διαχέονται έξω σε κλάσματα δευτερολέπτου, αφήνοντας την περισσότερη ενέργειά τους για να θερμάνει την ύλη του πυρήνα σε περισσότερο από 500 δισεκατομμύρια βαθμούς Κέλβιν. Κατά τα επόμενα εκατομμύρια χρόνια, το άστρο κυρίως ψύχεται εκπέμποντας περισσότερα νετρίνα. Η άμεση διαδικασία Urca, η οποία θεωρείται ότι κυριαρχεί στο αρχικό στάδιο αυτής της ψύξης, προτάθηκε για πρώτη φορά από τους φυσικούς Mário Schenberg και George Gamow. (Ο μηχανισμός ονομάζεται από το όνομα ενός φημισμένου καζίνου του Ρίο – Casino da Urca, όπου υποτίθεται ότι ο Schenberg είπε στον Gamow: «Η ενέργεια σε μια υπερκαινοφανή πρέπει να εξαφανίζεται … τόσο γρήγορα όσο το χρήμα στο τραπέζι της ρουλέτας.») Στις άμεσες διαδικασίες Urca που εμπλέκονται νουκλεόνια, τα θερμικά διεγερμένα νετρόνια υφίστανται βήτα διάσπαση για να απελευθερώσουν πρωτόνια, ηλεκτρόνια και αντινετρίνα, ενώ τα θερμικά διεγειρόμενα πρωτόνια υφίστανται την αντίστροφη διαδικασία και γεννούν νετρόνια, ποζιτρόνια και νετρίνα. (Οι αντιδράσεις που περιγράφονται παρουσιάζονται στην παρακάτω εικόνα). Τα νετρίνα μεταφέρουν ενέργεια καθώς δραπετεύουν από το άστρο και καθώς το άστρο ψύχεται, ο αριθμός των θερμικά διεγερμένων νουκλεονίων μειώνεται.
Μέσα σε ένα λεπτό, η άμεση διαδικασία Urca θα επιτρέψει τη θερμοκρασία του αστρικού πυρήνα να πέσει απότομα περίπου 1 δισεκατομμύριο Κέλβιν. Αλλά, όταν φθάσουν σε αυτή τη «χαμηλή» θερμοκρασία, τα περισσότερα άστρα νετρονίων δεν θα έχουν αρκετά θερμικά διεγερμένα νουκλεόνια για να συνεχίσουν να υποστηρίζουν την άμεση διαδικασία Urcaεπειδή η διαδικασία δεν μπορεί πλέον ταυτόχρονα να διατηρεί ενέργεια και ορμή. Υπολογισμοί δείχνουν ότι για να διατηρήσει την ορμή, η άμεση διαδικασία Urca απαιτεί μια ελάχιστη κλασματική συγκέντρωση πρωτονίων [Y(p)] του 1/9. Το κλάσμα πρωτονίων σε ένα άστρο νετρονίων κάτω του 1 δισεκατομμυρίου Κέλβιν προσδιορίζεται από την αποκαλούμενη πυρηνική ενέργεια συμμετρίας, η οποία ποσοτικοποιεί την αλλαγή στην ενέργεια που συμβαίνει όταν τα πρωτόνια μετατρέπονται σε νετρόνια. Για τυπικές πυκνότητες άστρων νετρονίων, οι οποίες είναι κοντά σε αυτές των ατομικών πυρήνων [ρ(s)=2,3×10^17 kg/m^3], η ενέργεια συμμετρίας θέτει την Y(p) περίπου στο 1/25, που θα σταματούσε την άμεση διαδικασία Urca. Οι επόμενοι διαθέσιμοι μηχανισμοί ψύξης είναι οι «τροποποιημένες» διαδικασίες Urca, η οποίες, σε αυτές τις θερμοκρασίες, είναι ένα εκατομμύριο φορές αργότερες από ότι η άμεση νουκλεονική διαδικασία Urca. Ως επακόλουθο, μετά τα λίγα πρώτα λεπτά, τα περισσότερα άστρα νετρονίων ψύχονται σχετικά αργά και παραμένουν ορατά ως πηγές ακτίνων-Χ για μέχρι ένα εκατομμύριο χρόνια.
Ωστόσο, ενδέχεται να υπάρχουν εξαιρέσεις. Η πυρηνική ενέργεια συμμετρίας αυξάνεται με την πυκνότητα και είναι πιθανό ότι η Y(p) είναι μεγαλύτερη από 1/9 σε επαρκώς μεγάλης μάζας άστρα νετρονίων. Έτσι τέτοια άστρα θα μπορούσαν ακόμη να υφίστανται αυξημένη ψύξη νετρίνων μέσω των άμεσων διαδικασιών Urca. Η πιθανότητα αυτή θα εξαρτάται τόσο από το πώς η ενέργεια συμμετρίας αλλάζει με την πυκνότητα – που είναι δύσκολο να προσδιοριστεί σε υψηλή πυκνότητα – όσο και από την μέγιστη πυκνότητα στο άστρο, που εξαρτάται από τη μάζα του.
Για τον έλεγχο της σύνδεσης της ταχύτατης ψύξης με την άμεση διαδικασία Urca, οι ερευνητές τυπικά προσδιορίζουν τις θερμοκρασίες και τις ηλικίες απομονωμένων, θερμικά εκπεμπόντων άστρων νετρονίων. Συγκρίνοντας τη θερμοκρασία ενός άστρου με τις προβλέψεις από τα θεωρητικά μοντέλα, μπορούν να συμπεράνουν εάν συμβαίνει ταχεία ψύξη στην πρώιμη ζωή του άστρου. Αυτοί οι έμμεσοι έλεγχοι έδειχναν προηγουμένως ότι μερικά άστρα μπορεί να έχουν υποστεί αυξημένη ψύξη. Ωστόσο, πιο πρόσφατα, οι ερευνητές συνειδητοποίησαν ότι είναι δυνατός ένας άλλος έλεγχος, που βασίζεται στην παρατήρηση άστρων νετρονίων σε διπλά συστήματα. Ένα άστρο νετρονίων σε ένα ζεύγος μπορεί να συγκεντρώνει υλικό από το συνοδό άστρο – μια διαδικασία που τυπικά δημιουργεί εκρήξεις ακτίνων Χ. Κατά τη διάρκεια της προσαύξησης η θερμοκρασία του αστρικού πυρήνα προσδιορίζεται από την ισορροπία μεταξύ της θέρμανσης λόγω της συσσώρευσης και της ψύξης λόγω της εκπομπής νετρίνων. Στην αδρανή περίοδο που ακολουθεί την προσαύξηση, η επιφανειακή θερμοκρασία μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να συναχθεί η θερμοκρασία του πυρήνα και έτσι να προσδιοριστεί ο ρυθμός ψύξης. Μέχρι τώρα, δυο διπλά συστήματα έχουν δείξει στοιχεία αυξανόμενης ψύξης. Στις μελέτες αυτές, ωστόσο, η ένδειξη για αυξανόμενη ψύξη ήταν έμμεση επειδή τα άστρα ήταν ήδη πολύ αμυδρά για να ανιχνευθεί η θερμική εκπομπή τους – μόνο τα ανώτερα όρια για τις θερμοκρασίες τους συνήχθησαν από τις παρατηρήσεις.
Ο Brown και οι συνάδελφοί του απόκτησαν, για πρώτη φορά, άμεσα στοιχεία ενός άστρου νετρονίων στη φάση της ψύξης με ρυθμό σύμφωνο με την άμεση διαδικασία Urca. Τα στοιχεία προέρχονται από τη μελέτη ενός άστρου νετρονίων που είναι μέρος του ζεύγους MXB 1659-29 (εικόνα). Το MXB 1659-29 υπέστη εκρήξεις που τελείωσαν το 2001 και 2016, παρέχοντας την ευκαιρία για την παρατήρηση της ψύξης άστρου νετρονίων κατά τη διάρκεια των περιόδων ηρεμίας που ακολουθούν. Οι συγγραφείς αναλύουν το χρονικό της φωτεινότητας και της θερμοκρασίας της πηγής, υποθέτοντας ότι ο κύκλος έκρηξης-ηρεμίας που παρατηρείται μέχρι στιγμής αναπαριστά τη μακροχρόνια συμπεριφορά του άστρου. Υπό αυτή την υπόθεση, συμπέραναν ότι η ψύξη που παρατηρήθηκε στην ιστορία του άστρου μπορεί να εξηγηθεί μόνο εάν η άμεση διαδικασία Urca είναι ενεργή σε περίπου 1% του αστρικού πυρήνα. Παρόλο που άλλες διαδικασίες θα μπορούσαν, καταρχήν, να εξηγήσουν την παρατηρούμενη αυξανόμενη ψύξη, ο συγγραφείς συμπέραναν ότι αποκρούονται από τα δεδομένα.
Τα αποτελέσματα αυτά είναι δυνάμει πολύ σημαντικά για την κατανόησή μας για την πυκνή ύλη. Η άμεση διαδικασία Urca απαιτεί τόσο ασύζευκτα νουκλεόνια όσο και ένα επαρκώς μεγάλο κλάσμα πρωτονίων σε μέρος τουλάχιστον του πυρήνα του άστρου. Από τις εκτιμήσεις τους του ποσού των ασύζευκτων νουκλεονίων στο άστρο νετρονίων του MXB 1659-29, οι ερευνητές μπόρεσαν να παραγάγουν περιορισμούς στην θερμική χωρητικότητα του πυρήνα του άστρου. Μπόρεσαν επίσης να περιορίσουν την κρίσιμη θερμοκρασία της υπέρρευστης κατάστασης που θεωρείται ότι σχηματίζεται στον πυρήνα. Τέτοια αποτελέσματα θα παράσχουν συνεπείς ελέγχους για τα μοντέλα πυκνής ύλης. Επιπλέον, το κλάσμα πρωτονίων μπορεί να δώσει πληροφορίες για την πυρηνική ενέργεια συμμετρίας, ιδιαιτέρως, για την εξάρτηση της πυκνότητας. Μέχρι τώρα, τέτοιες πληροφορίες περιορίζονταν για πυρηνικά πειράματα σε πυκνότητες κάτω από αυτές των ατομικών πυρήνων, ενώ στα κέντρα των άστρων νετρονίων, οι πυκνότητες μπορεί να είναι 5 φορές υψηλότερες. Οι συγγραφείς εκτιμούν ότι η μάζα του άστρου νετρονίων MXB 1689-29 είναι κατά προσέγγιση 0,03 ηλιακές μάζες μεγαλύτερη από το κατώφλι μάζας για να συμβεί η άμεση διαδικασία Urca. Αν η πραγματική μάζα του άστρου θα μπορούσε να προσδιοριστεί ακριβώς, η τιμή της πυρηνικής συμμετρίας θα πρέπει να ποσοτικοποιηθεί στις υψηλές πυκνότητες για πρώτη φορά.
Μελέτες σαν αυτές που έγιναν από τον Brown και τους συνεργάτες του θα επιτρέψουν τους ερευνητές να διερευνήσουν την αυξημένη ψύξη σε περισσότερα άστρα νετρονίων και να συνδέσουν αυτές τις πληροφορίες με θεμελιώδεις ιδιότητες της πυκνής πυρηνικής ύλης. Οι έρευνες των ζευγών που αναλύθηκαν από επιστήμονες σε δημοσιεύσεις μπορεί να είναι ιδιαιτέρως διαφωτιστικές. Σύμφωνα με αυτές τις μελέτες, θα πρέπει να υπάρχει περισσότερο αυξημένη ψύξη σε αυτά τα άστρα νετρονίων από αυτήν στο MXB 1659-29, πράγμα που υποστηρίζει ότι τα άστρα είναι αντιστοίχως πιο μεγάλης μάζας και έτσι πυκνότερα. Εάν η αυξημένη ψύξη επιβεβαιωθεί, οι παρατηρήσεις μπορεί να παράσχουν πειραματικούς περιορισμούς στην ενέργεια συμμετρίας σε ακόμη υψηλότερες πυκνότητες από αυτή του MXB 1659-29.
Πηγή: American Physical Society egno.gr
Περισσότερα στη δημοσίευση: Rapid Neutrino Cooling in the Neutron Star MXB 1659-29. Physical Review Letters.
ΦΩΤΟΓΡΑΦΙΕΣ
ΜΟΙΡΑΣΤΕΙΤΕ
ΔΕΙΤΕ ΑΚΟΜΑ
ΠΡΟΗΓΟΥΜΕΝΟ ΑΡΘΡΟ
Γιατί να προτιμάς τις κωμωδίες από τα θρίλερ;
ΣΧΟΛΙΑΣΤΕ
