Następstwa zderzeń podwójnych gwiazd neutronowych

17 sierpnia 2017 roku detektor LIGO wyrył fale grawitacyjne pochodzące z połączenia się dwóch gwiazd neutronowych. Złączenie to wypromieniowało energię w całym spektrum elektromagnetycznym, światło, które możemy obserwować do dzisiaj. Gwiazdy neutronowe to niewiarygodnie gęste obiekty o masach większych niż nasze Słońce ograniczone do rozmiarów małego miasta. Te ekstremalne warunki sprawiają, że umożliwiają one naukowcom badanie grawitacji i materii w warunkach niespotykanych we Wszechświecie.

Doniosłe odkrycie z 2017 roku połączyło kilka elementów układanki dotyczącej tego, co dzieje się podczas i po złączeniu. Jednak jeden kawałek pozostaje nieuchwytny: co pozostaje po fuzji?

W artykule opublikowanym niedawno w General Relativity and Gravitation, Nikhil Sarin i Paul Lasky, dwaj badacze OzGrav z Monash University, dokonują przeglądu naszego rozumienia następstw połączenia się dwóch gwiazd neutronowych. W szczególności badają oni różne rezultaty i ich obserwacyjne sygnatury.

Los takiej pozostałości jest uzależniony od masy dwóch łączących się gwiazd neutronowych oraz maksymalnej masy, jaką gwiazda neutronowa może utrzymać, zanim zapadnie się tworząc czarną dziurę. Ten próg masy jest obecnie nieznany i zależy od tego, jak materia jądrowa zachowuje się w tych ekstremalnych warunkach. Jeżeli masa pozostałości jest mniejsza od tego progu, wówczas pozostałość jest gwiazdą neutronową, która będzie żyła w nieskończoność, produkując promieniowanie elektromagnetyczne i fale grawitacyjne. Jednakże, jeżeli pozostałość jest masywniejsza niż maksymalny próg masy, istnieją dwie możliwości: jeżeli masa pozostałości jest o 20% większa niż próg maksymalny, przetrwa ona jako gwiazda neutronowa przez setki do tysięcy sekund, zanim zapadnie się do czarnej dziury. Cięższe pozostałości przetrwają mniej niż sekundę zanim zapadną się tworząc czarne dziury.

Obserwacje innych gwiazd neutronowych w naszej Galaktyce oraz szereg ograniczeń dotyczących zachowania się materii jądrowej sugerują, że maksymalny próg masy, przy której gwiazda neutronowa może uniknąć zapadnięcia się w czarną dziurę, wynosi prawdopodobnie około 2,3 masy Słońca. Jeżeli próg ten jest prawidłowy, oznacza to, że wiele łączących się układów podwójnych gwiazd neutronowych tworzy bardziej masywne pozostałości gwiazd neutronowych, które przetrwały przynajmniej przez jakiś czas. Zrozumienie zachowania i ewolucji tych obiektów dostarczy niezliczonych spostrzeżeń na temat zachowania materii jądrowej i życia po śmierci gwiazd masywniejszych niż nasze Słońce.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
OzGrav

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna łączących się gwiazd neutronowych. Źródło: University of Warwick/Mark Garlick

Dodaj komentarz

Twój adres e-mail nie zostanie opublikowany.