Физики поймали нейтрино за охлаждением нейтронной звезды
Ученые из США, Канады и Мексики численно смоделировали эволюцию нейтронной звезды из системы MXB 1659-29 и показали, что ее необычно быстрое охлаждение можно объяснить с помощью нейтрино, которые рождаются в Урка-процессах и эффективно уносят тепловую энергию. По расчетам исследователей, подобные процессы должны идти примерно в одном проценте от объема ядра звезды. Статья опубликована в Physical Review Letters, кратко о ней сообщает Physics, препринт работы можно найти на сайте arXiv.org.
Нейтронная звезда образуются в результате вспышки сверхновой, в ходе которой бо́льшая часть массы звезды-предшественника выбрасывается во внешнее пространство, а остатки сжимаются под действием гравитации и формируют чрезвычайно плотный компактный объект. Средняя плотность нейтронной звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра и достигает значений порядка 6×1014 грамм на кубический сантиметр. Кроме того, при сжатии гравитационная энергия переходит в тепловую, и нейтронная звезда очень сильно разогревается, так что ее температура превышает 1011 градусов Кельвина — это в 10 тысяч раз больше температуры в центре Солнца. При таких экстремальных условиях вещество может вести себя совсем не так, как в «обычной жизни», а потому изучение нейтронных звезд очень важно для понимания законов природы.
Правда, стоит заметить, что долго такая высокая температура внутри звезды не держится. Практически сразу возбужденные нейтроны начинают распадаться на протоны, электроны и электронные антинейтрино n → p + e− + ν*e (реакции такого типа называют прямым бета-распадом), а протоны превращаются обратно в нейтроны в ходе реакций вида p → n + e+ + νe (обратный бета-распад). Образующиеся в результате таких реакций нейтрино легко проходят сквозь вещество звезды и уносят энергию, и в результате звезда быстро охлаждается. Всего за несколько минут ее температура уменьшается более чем в сто раз и достигает 109 кельвинов. По словам бразильского физика Марио Шёнберга, благодаря этим реакциям «энергия исчезает из ядра сверхновой так же стремительно, как исчезают деньги при игре в рулетку». Поэтому нейтринное охлаждение нейтронной звезды часто называют «прямым Урка-процессом» (direct Urca process), по имени казино «Урка» в Рио-да-Жанейро, в котором Георгий Гамов и Шёнберг обсуждали этот эффект.
К сожалению, при меньших температурах (то есть при меньших энергиях нейтронов и протонов) прямой Урка-процесс перестает работать, поскольку в нем перестают одновременно выполняться законы сохранения энергии и импульса. Вычисления показывают, что прямой Урка-процесс идет только в том случае, если относительная концентрация протонов в звезде превышает критическое значение порядка Yp ~ 0,11 — 0,15.
В то же время, для типичной плотности и температуры нейтронной звезды концентрация протонов оценивается числом Yp ~ 0,04. Поэтому на смену прямому процессу приходит так называемый «модифицированный Урка-процесс», в ходе которого звезда теряет энергию в миллион раз медленнее, и на первый план выходит охлаждение в результате излучения фотонов. Правда, при больши́х плотностях вещества внутри звезды энергетический баланс между протонами и нейтронами может сместиться, и вместе с ним изменится концентрация Yp — следовательно, прямой Урка-процесс снова начнет играть роль в охлаждении звезды. Действительно, результаты наблюдений за эволюцией некоторых одиночных нейтронных звезд могут указывать на их аномально быстрое охлаждение, связанное с излучением нейтрино, однако надежно подтвердить его пока не удалось.
В новой работе группа исследователей под руководством Эдварда Брауна (Edward Brown) нашла новый способ подтвердить, что при определенных условиях в нейтронных звездах идет Урка-процесс. Для этого они наблюдали за двойной системой MXB 1659-29, в состав которой входит нейтронная звезда, постепенно перетягивающая на себя вещество звезды-компаньона. Примерно раз в 20 лет нейтронная звезда начинает испускать сильное излучение в рентгеновском диапазоне — например, подобные события происходили в 1980, 1999 и 2015 году, причем закончившаяся в 2001 году вспышка (outburst) продлилась около двух с половиной лет. Более того, в периоды между вспышками наблюдаемая температура поверхности звезды снижалась, то есть звезда довольно быстро охлаждалась.
Чтобы подтвердить, что охлаждение, последовавшее за вспышкой 2001 года, было связано с Урка-процессом, ученые численно исследовали эволюцию звезды с помощью алгоритма Монте-Карло с использованием марковских цепей (Markov chain Monte Carlo algorithm). Проще говоря, физики численно рассчитали зависимость интенсивности рентгеновского излучения и температуры звезды от времени для различных теоретических моделей и начальных условий, а затем сравнили их с экспериментальными данными и подобрали вариант, для которого сходство было максимальным. В результате оказалось, что наблюдаемое охлаждение нейтронной звезды можно объяснить, если предположить, что примерно в одном проценте объема ядра действительно идет Урка-процесс, и рождающиеся в нем нейтрино эффективно уносят энергию. Конечно, зарегистрированную скорость охлаждения можно объяснить и другими процессами, например, реакциями в присутствии пионного конденсата, однако в них должен быть вовлечен больший объем ядра — следовательно, нейтронная звезда из системы MXB 1659-29 должна быть значительно более массивной, чем все известные нейтронные звезды. Поэтому авторы статьи исключают такую возможность.
Наконец, на основании расчетов ученые оценили критическую температуру перехода вещества ядра в сверхтекучее состояние, которая составила примерно Tc ~ 107 кельвинов и оказалась сравнима с температурой ядра T ≈ 2,5 ÷ 5,5 ×107 кельвинов. Чем больше температура T по сравнению с Tc, тем больший объем вещества звезды вовлечен в Урка-процесс, и тем быстрее идет ее охлаждение. Также исследователи рассчитали удельную теплоемкость вещества звезды, которая в зависимости от рассматриваемого сценария колебалась от 1037 до 1038 эрг на кельвин.
В декабре прошлого года астрофизики из Германии и США с помощью численного моделирования показали, что образование мюонов во время формирования нейтронной звезды должно приводить к увеличению потока испускаемых звездой нейтрино, а также ускорять ее сжатие. А в январе этого года американские физики заметили, что разогревать нейтронные звезды также может падающая на них темная материя.
Дмитрий Трунин
Точность эксперимента в два с половиной раза превзошла предыдущие
Физики подтвердили нулевое значение дипольного момента электрона с точностью в два с половиной раза выше предыдущей. Для этого ученые поместили ионы гафния в сверхсильное электрическое поле и измерили разность энергий их различных квантовых состояний. Исследование позволит лучше ограничить константы физики за пределами Стандартной модели, пишут ученые в Science. Электрический дипольный момент электрона — мера внутренней асимметрии распределения его заряда. Согласно предсказаниям Стандартной модели, его значение хоть и не равно нулю, но чрезвычайно мало: не более 10-38 заряда электрона на сантиметр. Поэтому в пределах доступной сейчас чувствительности эксперимента (10-30 заряда электрона на сантиметр — это выше искомого значения на восемь порядков) дипольный момент считают нулевым. Вклад в теоретическое значение вносит нарушение CP-симметрии (сочетание зарядовой симметрии и симметрии четности), которое возникает из-за слабого взимодействия между частицами. Это нарушение уже является частью Стандартной модели. Однако дополнительные нарушения, значения которых превышают текущие теоретические значения, смогли бы объяснить дисбаланс материи и антиматерии во Вселенной (подробнее об этом читайте в нашем материале «Вселенная вместо ничто»). Такие нарушения в теории можно ввести лишь при расширении Стандартной модели частицами Новой физики. Кандидатов на роль нарушителей довольно много: например, портал Хиггса, хамелеоновские частицы и B−L бозоны нарушают CP-симметрию при высоких энергиях. Подобные измерения уже проводились, однако в рамках заданной точности эксперимента (10-29) значение оказалось равным нулю, и, следовательно, наличие новых частиц эксперимент не подтвердил. Повысить точность довольно сложно — нужны сверхсильные электрические поля (больше 20 гигавольт на сантиметр). Чтобы проверить, не отличается ли все же дипольный момент электрона от нуля, группа ученых из Колорадского университета под руководством Тани Русси (Tanya S. Roussy) создала в ионной ловушке поле с напряженностью 23 гигавольта на сантиметр и поместила в нее ионы гафния HfF+. Благодаря этому физики повысили точность измерения дипольного момента электрона на порядок. Во внешнем электрическом поле ионы гафния HfF+ выстраиваются вдоль силовых линий, создавая эффективное электрическое поле, которое воздействует на спин электрона. Ученые фиксировали разность энергий между двумя дублетными состояниями иона, которая чувствительна к наличию дипольного момента. У одного состояния внутримолекулярная ось (ось, перпендикулярная плоскости движения пары электронов дублетного состояния) параллельна приложенному полю, у другого — антипараллельна. Значение разности получали измерением частоты перехода из одного квантового состояния в другое с помощью спектроскопии Рэмси, основанной на явлении магнитного резонанса. Cравнив измеренную разность энергий с теоретической (по предсказаниям Стандартной модели), ученые определили значение дипольного момента. Оно оказалось равным нулю с погрешностью менее 4,1 × 10-30 заряда электрона на сантиметр. Благодаря повышению точности исследователям удалось получить новые оценки для расширений Стандартной модели, объясняющих дисбаланс материи и антиматерии. Эффективная масса их бозонов должна быть более 40 терраэлектронвольт. Это на порядок больше максимальной массы частиц, детектируемых Большим адронным коллайдером. А значит, при дальнейшем увеличении точности метода можно обнаружить частицы, невидимые в экспериментах физики высоких энергий. Ученые продолжают искать следы новой физики в экспериментах по определению квантовых характеристик элементарных частиц. Физики уже обнаружили отклонения от Стандартной модели в измерениях магнитного момента мюона, а недавно улучшили оценку магнитного момента электрона.