Maksymalna masa nierotującej gwiazdy neutronowej dokładnie określona na 2,25 masy Słońca

Naukowcy wykazali że maksymalna masa grawitacyjna nierotującej gwiazdy neutronowej wynosi około 2,25 masy Słońca z niepewnością wynoszącą zaledwie 0,07 masy Słońca.

Badania, którymi kierował prof. Fan Yizhong z Obserwatorium Fioletowej Góry Chińskiej Akademii Nauk, osiągnęły znaczną precyzję w określeniu górnego limitu masy dla nierotujących gwiazd neutronowych, co jest kluczowym aspektem w badaniach fizyki jądrowej i astrofizyki. Wyniki badań opublikowano w Physical Review D.

Ostateczny los masywnej gwiazdy jest ściśle związany z jej masą. Gwiazdy o masie mniejszej niż osiem mas Słońca kończą swój cykl życia jako białe karły, podtrzymywane przez ciśnienie degeneracji elektronów z dobrze znanym górnym limitem masy, granicą Chandrasekhara, bliską 1,44 masy Słońca. W przypadku gwiazd cięższych niż osiem, ale lżejszych niż 25 mas Słońca, powstają gwiazdy neutronowe, które są utrzymywane głównie przez ciśnienie degeneracji neuronów. Dla nierotujących gwiazd neutronowych istnieje również krytyczna masa grawitacyjna (tj. M_TOV) znana jako granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa (w skrócie: granica TOV), powyżej której gwiazda neutronowa zapada się w czarną dziurę.

Ustalenie dokładnej granicy TOV jest dość trudne. Próby oceny tej masy są silnie zależne od modelu, rezultaty zróżnicowane, a niepewności duże. Chiński zespół badawczy udoskonalił wnioski dotyczące M_TOV, włączając do niego obserwacje z wykorzystaniem wielu zakresów i dane z fizyki jądrowej, omijając niepewności obecne we wcześniejszych modelach. Obejmuje to wykorzystanie ostatnich postępów w pomiarach masy/promienia z detektorów fal grawitacyjnych LIGO/Virgo i Neutron star Interior Composition Explorer (NICER). Obejmuje to wykorzystanie ostatnich postępów w pomiarach masy/promienia z detektorów fal grawitacyjnych LIGO/Virgo i Neutron star Interior Composition Explorer (NICER). W celu złagodzenia potencjalnych błędów systematycznych zastosowano trzy różne modele rekonstrukcji równania stanu, uzyskując niemal identyczne wyniki dla M_TOV i odpowiadającego mu promienia, który wynosi 11,9 km z niepewnością 0,6 km.

Dokładna ocena M_TOV niesie ze sobą głębokie implikacje zarówno dla fizyki jądrowej, jak i astrofizyki. Wskazuje ona na umiarkowanie sztywne równanie stanu dla materii gwiazd neutronowych i sugeruje, że zwarte obiekty o masach w zakresie od około 2,5 do 3,0 mas Słońca, wykryte przez LIGO/Virgo, są z większym prawdopodobieństwem najlżejszymi czarnymi dziurami. Co więcej, pozostałości po fuzji układów podwójnych gwiazd neutronowych przekraczających całkowitą masę około 2,76 masy Słońca, zapadłyby się w czarne dziury, podczas gdy lżejsze układy doprowadziłyby do powstania (supermasywnych) gwiazd neutronowych.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Więcej informacji:

Źródło: CAS

Na ilustracji: Wizja artystyczna układu podwójnego gwiazd neutronowych. Źródło: NASA/Goddard Space Flight Center

gwiazdy neutronowe

granica Chandrasekhara