Bir son Fiziksel İnceleme Mektupları Çalışma, Quark Star birleşme Ejecta için bu kozmik çarpışmaların sıradan bir madde mi yoksa farklı bir şey mi yaratıp üretmediğini çözebilecek yeni bir model sunuyor.
Quark Stars’ın varlığı, 1970’lerde ilk teorileştirildikleri için onlarca yıldır gökbilimcileri şaşırttı. Normal nükleer madde yerine dekonfined kuark maddesinden yapılmış bu varsayımsal nesneler, nötron yıldızlarına tuhaf bir benzerlik taşır.
Yerçekimi dalga dedektörlerinden ve X-ışını gözlemlerinden elde edilen kesin ölçümlerle bile, Quark Stars, nükleer muadilleriyle aynı gözlemsel kısıtlamalara uyuyor ve bu da onları ayırt etmeleri neredeyse imkansız hale getiriyor.
İkili nötron yıldızı birleşmesi GW170817 2017’de tespit edildiğinde, nötron açısından zengin ejecta’da R-proses nükleosentezi yoluyla oluşan ağır elementlerin radyoaktif çürümesi ile çalışan bir elektromanyetik radyasyon olan parlak bir kilonova üretti.
Temel belirsizlik, Quark Star birleşmelerinin aynı nötron açısından zengin ortam ve Kilonova imzası mı yoksa tamamen farklı bir şey mi üretmeyeceğidir.
Tsung-Dao Lee Enstitüsü, Şangay Jiao Tong Üniversitesi’nde doktora sonrası araştırmacı ve çalışmanın ilk yazarı Zhiqiang Miao, “Genellikle insanlar Quark Star birleşmelerinin nötron yıldızı birleşmelerine benzer olacağını düşünüyor, çünkü Dekompresyondan sonra normal nükleer madde elde edeceğinden” dedi.
“Ama bu gerçekten böyle mi? Örneğin, büyük bir kaya parçalandığında, atomların, moleküllerin ve plazmanın bir gazına dönüşmez, aksine kum benzeri parçalara ayrılır.”
Gözden kaçan doygunluk etkisi
Önceki çalışmalar, Quark Nuggets’ın (birleşme sırasında atılan küçük quark maddelerinin küçük damlacıkları), ağır elementler üretebilen nötron açısından zengin bir ortam yaratarak bireysel nükleonlara (protonlar ve nötronlar) etkili bir şekilde buharlaşacağını öne sürdü.
Başlangıçta erken evren için geliştirilen formalizmi kullanan bu hesaplamalar, kritik bir fiziksel süreci açıklayamadı: doygunluk.
Quark Nuggets ve ortam nükleon gazı dengeye ulaştığında sistem doygunluğa ulaşır. Burada, nükleonlar külçelerden buharlaşır ve aynı oranda yeniden emilir, esasen net buharlaşmayı sona erdirir.
Parçacıkların bu yoğun ortamda sürekli olarak çarpıştığı durumlarda, doygunluk olağanüstü hızlı, potansiyel olarak ejektanın genişlediği zaman ölçeğinden çok daha hızlı olabilir.
Doygunluk yeterince hızlı gerçekleşirse, buharlaşmayı önemli ölçüde bastırır, yani birçok kuark külçesi tamamen nükleonlara dönüştürmek yerine hayatta kalabilir. Bu, ejectanın bileşimini temelde değiştirir ve sonuç olarak R işlemi nükleosentezinin meydana gelip gelemeyeceği.
Ejecta evriminin modellenmesi
Doygunluk ve gözden kaçan diğer etkileri doğru bir şekilde hesaba katmak için ekip, sonlu sıcaklıkta dekomprese edilen kuark maddesi için denge olmayan durum denkleminin ilk hesaplamasını gerçekleştirdi.
Ejecta genişledikçe ve soğudukça modelleri üç önemli fiziksel süreci izler: Quark Nugget buharlaşma, külçe soğutma ve nötronları protonlara dönüştüren zayıf etkileşimler.
Miao, “Aslında, ana zorluk, devletin denge dışı denkleminin teknik hesaplaması değil, doğru fiziksel resmi inşa etmektir.” Dedi. “Böyle bir resim kurulduktan sonra, hesaplamalar nispeten basit hale gelir.”
Buharlaşma ve absorpsiyon oranları hem sıcaklığa bağlıdır, bu da sistemin nasıl geliştiğini anlamak için soğutma hesaplamalarını gerekli hale getirir.
Zayıf etkileşimler başka bir karmaşıklık katmanı ekler. Nötronlar ve protonlar reabsorpsiyon sırasında çok farklı davranırlar, çünkü protonlar elektriksel olarak yüklenir ve Nugget’lara tekrar girmek için birkaç MEV’nin bir Coulomb bariyerinin üstesinden gelmezken, nötronlar böyle bir engelle karşılaşmaz.
Miao, “Protonlar yüklendiğinden, emilimleri güçlü bir şekilde bastırıldı.” “Bu nedenle, zayıf etkileşimler de önemlidir, çünkü çevredeki protonların ve nötronların birbirlerine dönüşmelerine izin vererek, ejektanın bileşimini daha da şekillendirirler.”
Ejecta genişlemesi sırasında tipik olan 10 meV civarında sıcaklıklarda, nötronlar protonlardan çok daha verimli bir şekilde yeniden emilir. Bu asimetri, özellikle külçeler buharlaşmaya direnecek kadar stabil olduğunda, gaz fazında mantıksız bir proton birikmesine yol açar.
Araştırmacılar, modellerini simüle edilmiş Quark Star birleşmelerine uyguladılar ve Ejecta’nın 10 civarında ilk yoğunluklardan genişledikçe ve soğudukça nasıl geliştiğini izlediler.12 g/cm3 Nükleosentezin başladığı 1 meV sıcaklıklarına kadar.
Üç olası sonuç
Ekibin hesaplamaları, Quark Star birleşmelerinin tek, öngörülebilir bir sonuca sahip olmadığını ortaya koydu. Bunun yerine, Ejecta’nın kaderi eleştirel olarak bir parametreye bağlıdır: quark maddesinin bağlanma enerjisi, bu da bir nötron toplu kuark maddesinden serbest bırakmak için gereken enerjidir.
Araştırmacılar, doygunluğun 10’da meydana geldiğini buldular.-11 Yoğun birleşme ortamında saniye – 10’luk 10’luk ejekta genişletme zaman ölçeğinden daha hızlı büyüklükte siparişler-3 saniye veya daha uzun. Bu hızlı doygunluk, buharlaşmayı önemli ölçüde bastırır, ancak külçelerin hayatta kalma derecesi bağlanma enerjisine bağlıdır.
Yaklaşık 20-30 meV’nin altındaki bağlanma enerjileri için, doygunluk etkilerine rağmen Quark Nuggets tamamen buharlaşır. Ortaya çıkan gaz nötron açısından zengindir, nötron yıldızı birleşme ejekta’ya benzer ve R-işlem nükentezi yoluyla ağır elementler üretebilir. Bu senaryo kırmızı veya mavi kilonova üretecektir.
Yaklaşık 50 MEV’nin üzerine bağlanan enerjiler için sonuç önemli ölçüde değişir. Kütlenin çoğu Quark Nuggets’ta kilitli kalır, sadece küçük bir fraksiyon gaz olarak mevcuttur ve bu gaz son derece proton açısından zengin hale gelir.
Miao, “Quark maddesinin nispeten büyük bağlanma enerjileri için, birleşme ejecta esas olarak büyük kuark külçeleri artı nötron yıldız birleşmelerinden üretilen nükleon gazından çok farklı olan küçük bir nükleondan oluşuyor.”
“Ejecta’nın Nuggets tarafından yönetildiği için, ağır elementler oluşturmak için etkili bir şekilde nükleosentez geçiremezler. Sonuç olarak, bu tür ağır elementlerin bozulmasıyla güçlendirilen kilonova emisyonunu üretmezler.”
Ekip, modellerini gerçekçi birleşme simülasyonlarına karşı test etti ve 1000’den fazla farklı sıvı unsurunu numaralandırma sonrası geliştikçe analiz etti. Sonuçlar, farklı başlangıç koşullarında ve sıcaklıklarda bu üç sonuç çerçevesini doğruladı.
Çözüm
Bulgular nihayetinde kuark yıldızlarını nötron yıldızlarından Kilonova gözlemleri ile ayırt etmek için potansiyel bir yol sunuyor.
Miao, “Kilonova gözlemlerinin kuark yıldızlarına ilişkin etkileri iki tamamlayıcı perspektiften oluşuyor.”
“Bir yandan, bir quark yıldız birleşmesine atfedilen bir kilonova sinyalinin tespiti, kuark madde özelliklerini kısıtlamaya yardımcı olabilir. Öte yandan, kilonova’nın yeterince yakındaki ‘nötron yıldızı’ birleşmeleri için tespit edilmemesi potansiyel olarak kuark yıldızlarının varlığını destekleyen kanıtlar olarak hizmet edebilir.”
Gelecekteki yerçekimi dalga dedektörleri daha kompakt ikili birleşme keşfettikçe, elektromanyetik takip gözlemleri kritik olacaktır. Yakındaki birleşmelerden kilonova’nın varlığı veya yokluğu nihayet Quark yıldızlarının var olup olmadığını çözebilir.
Yazarımız Tejasri Gururaj tarafından yazılmış, Gaby Clark tarafından düzenlenen ve Robert Egan tarafından gerçekleştirilmiş ve gözden geçirilen bu makale dikkatli insan çalışmasının sonucudur. Bağımsız bilim gazeteciliğini canlı tutmak için sizin gibi okuyuculara güveniyoruz. Bu raporlama sizin için önemliyse, lütfen bir bağış (özellikle aylık) düşünün. Alacaksın reklamsız bir teşekkür olarak hesap.
