Dzięki precyzyjnym pomiarom mas nuklidów badacze uzyskali dokładniejszą krzywą blasku rozbłysku rentgenowskiego na powierzchni gwiazdy neutronowej i ustalili nowe ograniczenia dotyczące związku między masą, a promieniem gwiazdy neutronowej.
Gwiazdy neutronowe są uważane za najgęstsze obiekty we Wszechświecie, zaraz po czarnych dziurach. Występują one m.in. w bersterach rentgenowskich (ang. x-ray burster). Jest to klasa ciasnych układów podwójnych, w których jeden składnik jest zwykłą gwiazdą podobną do Słońca, a drugi gwiazdą neutronową.
W układach tych, składnik gwiazdowy wypełnia powierzchnię Roche’a i traci materię przez wewnętrzny punkt Lagrange’a. Materia ta tworzy dysk akrecyjny wokół gwiazdy neutronowej i w ten sposób opada na jej powierzchnię. Gdy ilość tej materii przekroczy masę krytyczną, na powierzchni gwiazdy neutronowej dochodzi do wybuchu termojądrowego. Eksplozje te należą do najbardziej energetycznych zjawisk, jakie można zaobserwować na niebie.
Bogata w wodór i hel materia z gwiazdy towarzyszącej opada na powierzchnię gwiazdy neutronowej przez wiele godzin lub dni, zanim nastąpi wybuch. Eksplozja trwa od 10 do 100 sekund, powodując jasny rozbłysk rentgenowski. Analiza często występujących rozbłysków tego typu daje możliwość badania właściwości gwiazd neutronowych.
Energia rozbłysków rentgenowskich pochodzi z sekwencji reakcji jądrowych określanych jako proces nukleosyntezy szybkiego wychwytu protonów (proces rp). Proces ten obejmuje setki egzotycznych nuklidów (czyli jąder atomowych o określonej liczbie protonów i neutronów oraz stanie energii jądrowej) z niedoborem neutronów. Kluczową rolę w tym procesie odgrywają pewne wybrane nuklidy, w tym german-64. Ich masy są decydujące podczas wyboru ścieżki reakcji, a co za tym idzie ilości wyzwolonej energii i dlatego precyzyjne pomiary masy jąder w pobliżu germanu-64 są niezbędne do zrozumienia rozbłysków rentgenowskich i właściwości gwiazd neutronowych. Niestety, ze względu na wyjątkowo niską wydajność produkcyjną tych nuklidów, czyli, upraszczając, liczbę jąder danego typu, które jesteśmy w stanie wyprodukować w laboratorium, pomiar mas tych krótko żyjących nuklidów jest bardzo trudny.
Na ilustracji: nuklidy są zorganizowane według liczby neutronów (poziomo) i protonów (pionowo). Kolorami czarnym, czerwonym i niebieskim zaznaczono odpowiednio nuklidy, których masy zostały pobrane z najnowszej bazy danych AME’2036, których masy zostały określone eksperymentalnie lub których niepewności masy zostały poprawione w tej pracy. Energie separacji jednego protonu (Sp) i dwóch protonów (S2p) (wartości wyrażone w keV) mają ten sam kod kolorystyczny. Ścieżka nukleosyntezy procesu rp jest pokazana za pomocą czarnych strzałek. Legenda na ilustracji zawiera więcej szczegółów. Źródło: X. Zhou i in. (2023). DOI: 10.1038/s41567-023-02034-2
Dzięki wysiłkom naukowców z Instytutu Fizyki Nowoczesnej (IMP) Chińskiej Akademii Nauk (Institute of Modern Physics of the Chinese Academy of Sciences) i zastosowaniu najbardziej nowoczesnych metod badawczych udało się zmierzyć z dużą precyzją masy kilku z tych kluczowych nuklidów, a następnie ustalić ograniczenia dotyczące właściwości gwiazd neutronowych.
„Nasz eksperyment jest w stanie precyzyjnie określić masę pojedynczego nuklidu w ciągu milisekundy po jego wytworzeniu” – powiedział prof. Wang Meng, jeden ze współautorów opublikowanego badania.
Naukowcy dokładnie zmierzyli masy arsenu-64, arsenu-65, selenu-66, selenu-67 i germanu-63. Masy arsenu-64 i selenu-66 są pierwszymi wynikami eksperymentalnymi na świecie, a precyzja pozostałych mas została poprawiona. Dzięki nowo zmierzonym masom po raz pierwszy określono eksperymentalnie całą energię badanej reakcji jądrowej.
Na zdjęciu: System detektorów jądrowego spektrometru mas oparty na Cooler Storage Ring (CSR) w Lanzhou. Źródło: IMP.
Naukowcy wykorzystali nowe masy nuklidów jako dane wejściowe do obliczeń modeli rozbłysków rentgenowskich. Odkryli, że nowe dane prowadzą do zmian w ścieżce procesu rp. W rezultacie krzywa rozbłysku rentgenowskiego na powierzchni gwiazdy neutronowej ma zwiększoną jasność szczytową i wydłużony czas trwania ogona, czyli fazy spadkowej.
Porównując obliczenia modelowe z obserwowanymi rozbłyskami rentgenowskimi obiektu o nazwie GS 1826-24, naukowcy stwierdzili, że odległość od Ziemi do wybuchu należy zwiększyć o 6,5%, a współczynnik grawitacyjnego przesunięcia ku czerwieni powierzchni gwiazdy neutronowej należy zmniejszyć o 4,8%, tak by uzyskać zgodność z obserwacjami astronomicznymi, co wskazuje, że gęstość gwiazdy neutronowej jest mniejsza niż się spodziewano.
Ponadto zmiany składu produktów reakcji procesu rp ujawniły, że po rozbłysku rentgenowskim temperatura zewnętrznej powłoki gwiazdy neutronowej jest wyższa niż dotychczas sądzono.
„Dzięki precyzyjnym pomiarom mas nuklidów uzyskaliśmy dokładniejszą krzywą blasku rozbłysku rentgenowskiego na powierzchni gwiazdy neutronowej. Porównując ją z obserwacjami astronomicznymi, ustaliliśmy nowe ograniczenia dotyczące związku między masą a promieniem gwiazdy neutronowej” – powiedział prof. Zhang Yuhu z IMP.
Więcej informacji: publikacja X. Zhou i in., "Mass measurements show slowdown of rapid proton capture process at waiting-point nucleus 64Ge", Nature Physics (2023). DOI: 10.1038/s41567-023-02034-2
Opracowanie: Joanna Molenda-Żakowicz
Na ilustracji: Gwiazda neutronowa w układzie podwójnym akreuje materię od składnika gwiazdowego. Źródło: NASA/CXC/M. Weiss
