Nötron yıldızları, Evrendeki en yoğun cisimler arasında yer alan süper kütleli yıldızların çökmüş çekirdekleridir. Nötron yıldızı çiftlerinin birleşmesi, bir kara delik ya da yeni bir nötron yıldızı olabilecek bir kalıntının oluşmasıyla sonuçlanır. Ancak son kalan hikayenin sadece bir kısmı. Birleşmenin yarattığı aşırı ortamda, güçlü manyetik alanların yaratılması, kısa gama ışını patlamaları, kilonovalar ve elementlerin kararlı izotoplarının oluşumundan sorumlu olan yakalanması zor r-sürecinin koşulları da dahil olmak üzere birçok süreç meydana gelir. demirden daha ağırdır.
The Astrophysical Journal’da yayınlanan yeni bir çalışma, etkileşimli kuvvetlerin kalıntıyı nasıl yarattığını anlamak için bu aşırı ortamı inceliyor. Çalışmanın yazarları Pennsylvania Eyalet Üniversitesi’nden David Radice ve Sebastiano Bermuzzi, nötron yıldızı birleşmelerine ilişkin ilk başlangıç çalışmasını gerçekleştirdi. Ab-initio, simülasyonun doğanın temel yasalarına dayandığı ve ampirik verileri içermediği anlamına gelir.
Araştırmacılar, her biri 1,35 güneş kütlesine sahip ve aralarındaki ilk mesafe yalnızca 50 kilometre olan bir çift nötron yıldızının birleşmesini simüle etti. Simülasyon, birleşme öncesindeki son ~6 yörüngeyi kapsıyordu ve birleşme sonrasında ~100 ms’den fazla devam etti.
Nötron yıldızı birleşmesinin ilham aşamasından sonraki ilk aşaması, birleşmeden sonra yaklaşık 20 milisaniye süren yerçekimsel dalga aşamasıdır. Bir sonraki aşama, bu çalışmanın odak noktası olan nötrino soğutma aşamasıdır. Yazarlar, nötrino soğumasının, kütleçekimsel dalga baskınlık aşamasından sonra baskın enerji kaybı mekanizması haline geldiğini bulmuşlardır.
Bir nötron yıldızı birleşmesi genellikle kara delik şeklinde bir kalıntı oluşturur, ancak bazen büyük bir nötron yıldızının kalıntısı olan RMNS (kalan masif nötron yıldızı) adı verilen başka bir nötron yıldızı yaratır. Simülasyonlar, RMNS’nin büyük yıldızların çöküşü sırasında oluşan protonötron yıldızlarından farklı olduğunu gösteriyor. Birleşme, RMNS’nin dış çekirdeğinde, dış çekirdekteki sıcak noktalarla ilişkili olan yoğun bir elektron antinötrino gazı yaratıyor. RMNS, yüzeyi çekirdekten daha sıcak olmasına rağmen konveksiyona da dayanıklıdır.
Bazı çalışmalar, birleşen nötron yıldızlarının kısa gama ışını patlamalarının (SGRB’ler) kaynağı olduğunu öne sürüyor. Ancak bunun gerçekleşmesi için manyetik alanın bir şekilde kalıntıyı terk etmesi ve daha büyük manyetik alanlar oluşturması gerekir. Yazarlar, konvektif kararsızlıklar nedeniyle yerçekimsel dalga sinyalinin yeniden canlandığına dair hiçbir kanıt bulamadılar; bu, RMNS’nin SGRB’leri fırlatmak için uygun bir motor olmadığını gösterebilir.
Bu araştırma, nötron yıldızları ve kara delik oluşumu hakkındaki soruların yanıtlanmasına ve bu süreçlerle ilişkili astronomik sinyallerin belirlenmesine yardımcı olabilir.