Górna granica masy gwiazdy neutronowej najpewniej leży między 2,2 a 2,3 masy Słońca. To ważne, bo pomaga odpowiedzieć na jedno z kluczowych pytań w astronomii: kiedy po śmierci gwiazdy powstaje jeszcze gwiazda neutronowa, a kiedy zapada się ona już w czarną dziurę.
Gwiazdy neutronowe to obiekty skrajne: masa porównywalna z masą dwóch Słońc jest ściśnięta do rozmiaru niewielkiego miasta. Najprościej mówiąc, to materia upakowana do granic możliwości, gdzie znane nam zachowanie atomów przestaje być intuicyjne.
Skąd bierze się granica między gwiazdą neutronową a czarną dziurą?
O tym, czy obiekt utrzyma się jako gwiazda neutronowa, decyduje to, jak materia zachowuje się pod ogromnym ciśnieniem. Ten „zestaw zasad” fizycy opisują pojęciem równania stanu. W praktyce oznacza to model mówiący, jak bardzo taka materia daje się ściskać i jak mocno potrafi przeciwstawić się zapadaniu.
Ponieważ nie da się pobrać próbki gwiazdy neutronowej i zbadać jej w laboratorium, naukowcy opierają się na modelach i na obserwacjach. Jak opisano w artykule Universe Today, zespół z HUN REN Wigner Research Centre for Physics wykorzystał dwa warianty opisujące materię jądrową jako bardziej „miękką” albo bardziej „sztywną”, a następnie dopasował je do danych z obserwacji.
Dane z pulsarów i fal grawitacyjnych zawężają wynik.
Modele porównano z sygnałami i pomiarami z teleskopów, w tym z danymi o gorących obszarach na powierzchni wirujących pulsarów z instrumentu NICER. Pulsar to po prostu szybko obracająca się gwiazda neutronowa, która wysyła w przestrzeń regularne „błyski” promieniowania.
Kolejnym ważnym ograniczeniem były informacje o „podatności na odkształcenia” z detekcji fal grawitacyjnych z połączenia dwóch gwiazd neutronowych w zdarzeniu GW170817. Po uwzględnieniu tych danych oba podejścia zaczęły wskazywać bardzo zbliżony wynik: maksymalna masa stabilnej gwiazdy neutronowej powinna mieścić się między 2,2 a 2,3 masy Słońca.
Co z obiektami, które nie pasują do prostego podziału?
Taki limit komplikuje sytuację części tajemniczych obiektów z tzw. luki masowej, czyli takich, które są zbyt masywne jak na gwiazdę neutronową, ale nie wyglądają jednoznacznie jak czarna dziura. W tekście przywołano przykład obiektu GW190814 o masie 2,59 masy Słońca. Jeśli uznać go za gwiazdę neutronową, wymagałoby to własności materii niezgodnych z ograniczeniami wynikającymi z danych z GW170817.
Wniosek autorów jest więc mocny: takie obiekty jak GW190814 oraz HESS J1731 347 bardziej pasują do czarnych dziur niż do gwiazd neutronowych. Dodatkowo praca dostarcza konkretnego „wyniku liczbowego” do równań TOV, klasycznego opisu gwiazd neutronowych.
Nowe ograniczenie nie oznacza, że poznaliśmy wnętrza gwiazd neutronowych w pełni. Ale daje astronomom wyraźniejszą granicę, która porządkuje interpretację obserwacji i pomaga lepiej rozumieć, jakie obiekty naprawdę widzimy w kosmosie.
Ilustracja została przygotowana z użyciem AI na bazie oryginalnego zdjęcia w celu zachowania spójności wizualnej.
Pełna treść źródłowa: Universe Today
