Un récent Lettres d'examen physique L'étude présente un nouveau modèle pour l'éjection de fusion de Quark Star qui pourrait résoudre que ces collisions cosmiques génèrent une question ordinaire ou quelque chose de différent.
L'existence de Quark Stars a intrigué les astronomes depuis des décennies, car ils ont été théorisés pour la première fois dans les années 1970. Ces objets hypothétiques, faits de quark déconfines plutôt que de matière nucléaire normale, ont une ressemblance étrange avec les étoiles à neutrons.
Même avec des mesures précises des détecteurs d'ondes gravitationnels et des observations de rayons X, les étoiles Quark s'inscrivent dans les mêmes contraintes d'observation que leurs homologues nucléaires, ce qui les rend presque impossibles à distinguer.
Lorsque la fusion de l'étoile à neutrons binaires GW170817 a été détectée en 2017, elle a produit un Kilonova brillant, un rayonnement électromagnétique alimenté par une décroissance radioactive d'éléments lourds formés par la nucléosynthèse du process R dans l'éjection riche en neutrons.
L'incertitude clé est de savoir si les fusions Quark Star produiraient le même environnement riche en neutrons et la signature de Kilonova, ou quelque chose de complètement différent.
« Habituellement, les gens pensent que les fusions de Quark Star seraient similaires aux fusions de star à neutrons, car après la décompression, on obtiendrait une matière nucléaire normale », a déclaré Zhiqiang Miao, chercheur postdoctoral à l'Institut de Tsung-Dao Lee, à l'Université Shanghai Jiao Tong, et au premier auteur de l'étude.
« Mais est-ce vraiment le cas? Par exemple, lorsqu'un gros rocher est brisé, il ne se transforme pas en gaz d'atomes, de molécules et de plasma, mais se brise plutôt en fragments de sable. »
L'effet de saturation négligé
Des études antérieures ont suggéré que les pépites de quark (petites gouttelettes de Quark Match éjectées pendant les fusions) s'évaporeraient efficacement dans les nucléons individuels (protons et neutrons), créant un environnement riche en neutrons capable de produire des éléments lourds.
Ces calculs, qui ont utilisé le formalisme se sont développés à l'origine pour l'univers précoce, ne tient pas compte d'un processus physique critique: la saturation.
Le système atteint la saturation une fois les pépites de quark et le gaz de nucléon ambiant atteint l'équilibre. Ici, les nucléons s'évaporent des pépites et sont réabsorbés au même rythme, terminant essentiellement l'évaporation nette.
Lorsque les particules sont constamment en collision dans cet environnement dense, la saturation peut se produire exceptionnellement rapide, potentiellement beaucoup plus rapide que l'échelle de temps sur laquelle l'éjection se dilate.
Si la saturation se produit assez rapidement, elle supprimerait considérablement l'évaporation, ce qui signifie que de nombreuses pépites de quark pourraient survivre plutôt que de se convertir complètement en nucléons. Cela changerait fondamentalement la composition de l'éjecta et, par conséquent, si la nucléosynthèse de R-Process pourrait se produire.
Modélisation de l'évolution de l'éjection
Pour tenir correctement la saturation et d'autres effets négligés, l'équipe a effectué le premier calcul de l'équation d'état non équilibrée pour la matière de quark décompressée à température finie.
Leur modèle suit trois processus physiques cruciaux à mesure que l'éjecta se dilate et se refroidit: l'évaporation des pépites Quark, le refroidissement des pépites et les interactions faibles qui convertissent les neutrons en protons et vice versa.
« En fait, le principal défi n'est pas le calcul technique de l'équation d'état non équilibrée elle-même, mais plutôt dans la construction de la bonne image physique », a déclaré Miao. « Une fois qu'une telle image est établie, les calculs deviennent relativement simples. »
Les taux d'évaporation et d'absorption dépendent de la température, ce qui rend les calculs de refroidissement essentiels pour comprendre comment l'évolution du système.
Les interactions faibles ajoutent une autre couche de complexité. Les neutrons et les protons se comportent très différemment lors de la réabsorption car les protons sont chargés électriquement et doivent surmonter une barrière Coulomb de plusieurs MEV pour rentrer dans les pépites, tandis que les neutrons ne sont pas confrontés à un tel obstacle.
« Parce que les protons sont chargés, leur absorption est fortement supprimée », a noté Miao. « Par conséquent, les interactions faibles sont également importantes, car elles permettent aux protons et aux neutrons de l'environnement de se convertir les uns des autres, façonnant davantage la composition de l'éjection. »
À des températures d'environ 10 MEV, typiques pendant l'expansion de l'éjection, les neutrons sont réabsorbés beaucoup plus efficacement que les protons. Cette asymétrie conduit à une accumulation contre-intuitive de protons dans la phase gazeuse, en particulier lorsque les pépites sont suffisamment stables pour résister à l'évaporation.
Les chercheurs ont appliqué leur modèle à des fusions Quark Star simulées, en suivant comment l'éjecta évolue à mesure qu'il se dilate et se refroidit, à partir de densités initiales d'environ 10 ans12 g / cm3 à des températures de 1 MEV, où commence la nucléosynthèse.
Trois résultats possibles
Les calculs de l'équipe ont révélé que les fusions Quark Star n'ont pas un seul résultat prévisible. Au lieu de cela, le sort de l'éjecta dépend de manière critique d'un paramètre: l'énergie de liaison de Quark Matter, qui est l'énergie nécessaire pour libérer un neutron de la matière en quark en vrac.
Les chercheurs ont découvert que la saturation se produit dans 10-11 secondes dans l'environnement de fusion dense – des commandes d'ampleur plus rapidement que l'échelle de temps d'expansion de l'éjection de 10-3 secondes ou plus. Cette saturation rapide supprime considérablement l'évaporation, mais la mesure dans laquelle les pépites survivent dépend de l'énergie de liaison.
Pour les énergies de liaison inférieures à environ 20 à 30 MeV, les pépites de quark s'évaporent complètement malgré les effets de saturation. Le gaz résultant est riche en neutrons, similaire à l'éjection de fusion d'étoiles à neutrons et peut produire des éléments lourds par la nucléosynthèse du processus R. Ce scénario générerait des kilonovae rouges ou bleus.
Pour les énergies de liaison supérieures à environ 50 MEV, le résultat change considérablement. La majeure partie de la masse reste verrouillée dans des pépites de quark, avec seulement une petite fraction existant en tant que gaz, et que le gaz devient extrêmement riche en protons.
« Pour les énergies de liaison relativement grandes de la matière de quark, l'éjection de fusion est composée principalement de pépites de quark massives plus une petite fraction de nucléons, qui est très différente du gaz de nucléon produit à partir de fusions d'étoiles neutrons », a expliqué Miao.
« Parce que l'éjection est dominée par des pépites, ils ne peuvent pas subir efficacement une nucléosynthèse pour former des éléments lourds.
L'équipe a testé son modèle contre des simulations de fusion réalistes, analysant plus de 1 000 éléments fluides différents au fur et à mesure qu'ils ont évolué après la fusion. Les résultats ont confirmé ce cadre à trois résultats dans différentes conditions initiales et températures.
Conclusion
Les résultats offrent un moyen potentiel de distinguer enfin les étoiles Quark des étoiles à neutrons à travers les observations de Kilonova.
« Les implications des observations de Kilonova concernant les étoiles Quark se composent de deux perspectives complémentaires », a expliqué Miao.
« D'une part, la détection d'un signal de kilonova – si elle est attribuée à une fusion d'étoiles Quark – peut aider à limiter les propriétés de Quark Matter. D'autre part, la non-détection de Kilonovae pour des fusions de star de neutrons suffisamment à proximité pourrait potentiellement servir de preuve appuyant l'existence d'étoiles de Quark à proximité. »
Comme les futurs détecteurs d'ondes gravitationnels découvrent des fusions binaires plus compactes, les observations de suivi électromagnétique seront critiques. La présence ou l'absence de kilonovae des fusions voisines pourrait enfin résoudre si les étoiles Quark existent.
Écrit pour vous par notre auteur Tejasri Gururaj, édité par Gaby Clark, et vérifié et révisé par Robert Egan – cet article est le résultat d'un travail humain minutieux. Nous comptons sur des lecteurs comme vous pour garder le journalisme scientifique indépendant en vie. Si ce rapport vous importe, veuillez considérer un don (surtout mensuel). Vous obtiendrez un sans publicité compte comme un remerciement.
