Durum denklemi araştırmalarını ilerletmek için nükleer fizik deneylerini ve astronomik gözlemleri birleştirmek

Çoğu yıldız için nötron yıldızları ve kara delikler onların son dinlenme yerleridir. Süper dev bir yıldızın yakıtı bittiğinde genişler ve ardından hızla kendi üzerine çöker. Bu hareket, 13 ila 28 mil genişliğindeki bir alana sıkıştırılmış, güneşimizden daha yoğun bir nesne olan bir nötron yıldızı yaratır. Böyle yoğun bir şekilde yoğunlaşmış bir yıldız ortamında, elektronların çoğu protonlarla birleşerek nötronlar oluşturur ve sonuçta esas olarak nötronlardan oluşan yoğun bir madde topu oluşur. Araştırmacılar, laboratuvarda nötronca zengin çekirdekleri çarpıştırarak yoğun madde oluşturarak ve detaylı ölçümler yaparak bu süreci kontrol eden kuvvetleri anlamaya çalışıyorlar.

Nadir İzotop Kirişler Tesisi’nde (FRIB) William Lynch ve Betty Tsang liderliğindeki bir araştırma ekibi, yoğun ortamlardaki nötronlar hakkında bilgi edinmeye odaklanıyor. Lynch, Tsang ve işbirlikçileri, parçacıkların nükleer maddede geniş bir yoğunluk ve basınç aralığı altında nasıl etkileşime girdiğini anlamak için hızlandırıcı tesislerden ve nötron yıldızı gözlemlerinden elde edilen 20 yıllık deneysel verileri kullandılar. Ekip, nötronların protonlara oranının bir sistemdeki nükleer kuvvetleri nasıl etkilediğini belirlemek istedi. Ekip yakın zamanda bulgularını yayınladı. Doğa Astronomi.

“Nükleer fizikte, genellikle küçük sistemleri incelemekle sınırlı kalıyoruz, ancak nükleer sistemlerimizde hangi parçacıkların olduğunu tam olarak biliyoruz. Yıldızlar bize inanılmaz bir fırsat sağlıyor çünkü onlar, nükleer fiziğin hayati bir rol oynadığı büyük sistemlerdir, ancak biz bunu bilmiyoruz. FRIB ve Michigan Eyalet Üniversitesi (MSU) Fizik ve Astronomi Bölümü’nde nükleer fizik profesörü Lynch, “İçlerinde hangi parçacıkların bulunduğunu kesin olarak biliyorum” dedi.

“İlginçtirler çünkü bu kadar büyük sistemlerde yoğunluk büyük ölçüde değişmektedir. Nükleer kuvvetler bunlarda baskın bir rol oynamaktadır, ancak bu rol hakkında nispeten az şey biliyoruz.”

Kütlesi Güneş’in 20-30 katı olan bir yıldız, yakıtını tükettiğinde soğur, çöker ve bir süpernova şeklinde patlar. Bu patlamanın ardından yalnızca yıldızın iç kısmının en derin kısmındaki madde birleşerek bir nötron yıldızı oluşturur. Bu nötron yıldızının yakacak yakıtı yoktur ve zamanla kalan ısısını çevredeki alana yayar.

Bilim adamları, soğuk bir nötron yıldızının dış çekirdeğindeki maddenin kabaca atom çekirdeğindeki maddeye benzer olduğunu ancak üç farkla benzer olduğunu düşünüyor: nötron yıldızları çok daha büyük, iç kısımları daha yoğun ve nükleonlarının daha büyük bir kısmı nötron. Bir nötron yıldızının iç çekirdeğinin derinliklerinde, nötron yıldızı maddesinin bileşimi bir sır olarak kalıyor.

Lynch, “Deneyler, içlerinde etkili olan kuvvetler hakkında daha fazla rehberlik sağlayabilirse, iç bileşimleri ve içlerindeki faz geçişleri hakkında daha iyi tahminler yapabiliriz. Nötron yıldızları, bu disiplinleri birleştirmek için harika bir araştırma fırsatı sunuyor” dedi.

FRIB gibi hızlandırıcı tesisler, fizikçilerin, nötron yıldızlarında daha yaygın olan egzotik koşullar altında atom altı parçacıkların nasıl etkileşime girdiğini incelemelerine yardımcı oluyor. Araştırmacılar bu deneyleri nötron yıldızı gözlemleriyle karşılaştırdıklarında, düşük sıcaklıktaki yoğun ortamlarda etkileşime giren parçacıkların durum denklemini (EOS) hesaplayabiliyorlar.

EOS, belirli koşullardaki maddeyi ve özelliklerinin yoğunlukla nasıl değiştiğini açıklar. EOS’u geniş bir ortam yelpazesi için çözmek, araştırmacıların güçlü nükleer kuvvetin evrendeki nötron yıldızları gibi yoğun nesnelerdeki etkilerini anlamalarına yardımcı olur. Ayrıca soğudukça nötron yıldızları hakkında daha fazla bilgi edinmemize yardımcı olur.

FRIB’de nükleer bilim profesörü Tsang, “Bu koşullar altında durum denklemini açıklamak için bu kadar zengin deneysel verileri ilk kez bir araya getiriyoruz ve bu önemli” dedi. “Önceki çabalarda, nükleer maddenin düşük yoğunluklu ve düşük enerjili sonunu açıklamak için teori kullanıldı. Kapsamlı bir durum denklemi elde etmek için hızlandırıcılarla ilgili önceki deneyimlerimizden elde ettiğimiz tüm verileri kullanmak istedik.”

EOS’u arayan araştırmacılar genellikle bunu daha yüksek sıcaklıklarda veya daha düşük yoğunluklarda hesaplar. Daha sonra daha geniş bir koşullar yelpazesinde sistem için sonuçlar çıkarırlar. Ancak fizikçiler son yıllarda bir deneyden elde edilen EOS’un yalnızca belirli bir yoğunluk aralığıyla ilgili olduğunu anlamaya başladı.

Sonuç olarak ekibin, bu varsayımları verilerle değiştirmek için çarpışan çekirdeklerin farklı ölçümlerini kullanan çeşitli hızlandırıcı deneylerinden verileri bir araya getirmesi gerekiyordu. Lynch, “Bu çalışmada iki soru sorduk” dedi. “Belirli bir ölçüm için, bu ölçüm hangi yoğunluğu araştırıyor? Bundan sonra, bu ölçümün bize o yoğunluktaki durum denklemi hakkında ne söylediğini sorduk.”

Ekip, son makalesinde Amerika Birleşik Devletleri ve Japonya’daki hızlandırıcı tesislerinde kendi deneylerini birleştirdi. 12 farklı deneysel kısıtlamadan ve üç nötron yıldızı gözleminden elde edilen verileri bir araya getirdi. Araştırmacılar, nükleer madde için, bir çekirdeğin doyma yoğunluğunun (tüm kararlı çekirdeklerin çekirdeğinde bulunan yoğunluk) yarısı ila üç katı arasında değişen EOS’yi belirlemeye odaklandılar. Ekip, bu kapsamlı EOS’u üreterek, nükleer madde etkileşimlerini daha doğru bir şekilde modellemek için daha büyük nükleer fizik ve astrofizik topluluklarına yeni ölçütler sağladı.

Ekip, Almanya’daki GSI Helmholtz Ağır İyon Araştırma Merkezi, Japonya’daki RIKEN Nishina Hızlandırıcı Tabanlı Bilim Merkezi ve Ulusal Süper İletken Siklotron Laboratuvarı’ndaki (FRIB’in öncülü) deneyler yoluyla, nötron yıldızı gözlemlerinin sağlayamadığı orta yoğunluklardaki ölçümlerini geliştirdi. ). Bu makalede tartışılan temel ölçümleri mümkün kılmak için onların deneyleri, dünya çapındaki diğer birçok deneyde kullanılan aktif hedefler ve zaman projeksiyon odaları için veri toplamadaki teknik ilerlemelerin finansmanına yardımcı oldu.