Skyrme-Hartree-Fock-Bogoliubov mass models on a 3D mesh: V. The N2LO extension of the Skyrme EDF

L'universo è costruito da una vasta collezione di minuscoli e pesanti nuclei, chiamati nuclei atomici, che si trovano al cuore di ogni atomo. Sebbene possiamo vedere gli effetti di questi nuclei nelle stelle e nella materia che ci circonda, non possiamo vedere direttamente i nuclei stessi. Per capire come si tengano insieme, come si rompano e come si comportino sotto la pressione schiacciante di una stella morente, gli scienziati si affidano a mappe teoriche. Queste mappe non sono disegnate con inchiostro e carta, ma con regole matematiche che descrivono le forze invisibili tra protoni e neutroni. Le mappe più riuscite finora sono state costruite su un quadro chiamato funzionale di densità di energia di Skyrme. Pensate a questo quadro come a un insieme di istruzioni che dice a un computer come calcolare l'energia di un nucleo in base a come sono disposti i suoi particelle. Per decenni, queste istruzioni sono state sufficienti a prevedere il peso di molti atomi noti, ma hanno faticato a spiegare gli ambienti più estremi del cosmo, come gli interni delle stelle di neutroni, dove la materia è così densamente compattata che un singolo cucchiaino peserebbe miliardi di tonnellate.

Un team di ricercatori belgi, tedeschi e francesi ha ora aggiornato queste istruzioni con un insieme di regole più sofisticate, creando un nuovo modello chiamato BSkG5. Questo modello è il primo tentativo su larga scala di applicare un approccio "next-to-next-to-leading order" al problema. In termini più semplici, mentre le versioni precedenti della mappa utilizzavano un insieme di regole di base per descrivere l'interazione tra le particelle, questa nuova versione aggiunge strati di complessità che tengono conto di come le particelle si muovano e cambino forma in dettagli molto più fini. I ricercatori non si sono limitati a ritoccare i numeri; hanno cambiato fondamentalmente la struttura delle equazioni per includere termini che descrivono interazioni che coinvolgono fino a quattro diversi strati di movimento. Ciò ha permesso loro di costruire un modello che è altrettanto accurato nel prevedere i pesi degli atomi noti come le migliori versioni precedenti, ma con una differenza cruciale: descrive correttamente anche il comportamento della materia all'interno delle stelle di neutroni.

La sfida affrontata dal team è stata che le vecchie regole funzionavano bene per gli atomi sulla Terra, ma fallivano quando applicate alla materia densa di una stella di neutroni. I tentativi precedenti di risolvere il problema consistevano nell'aggiungere termini extra, piuttosto scomodi, alle equazioni, che rendevano la matematica difficile da gestire e portavano talvolta a risultati instabili. Il nuovo modello BSkG5 risolve questo problema utilizzando le regole più complesse e di ordine superiore per ottenere la stessa stabilità e precisione senza bisogno di quei termini extra scomodi. In effetti, il nuovo modello è più efficiente, utilizzando due numeri regolabili in meno rispetto al suo predecessore immediato, pur corrispondendo ai dati sperimentali con alta precisione. Quando testato contro le masse note di 2.457 diversi nuclei atomici, le sue previsioni presentavano una deviazione quadratica media di 0,649 MeV, un livello di accuratezza che rivaleggia con i migliori strumenti esistenti. Ha inoltre predetto correttamente le dimensioni dei nuclei atomici e l'energia necessaria per scindere gli atomi pesanti, un aspetto vitale per comprendere la fissione nucleare.

Forse il traguardo più significativo di questo lavoro è come esso colmi il divario tra il mondo minuscolo del nucleo atomico e il mondo massiccio della stella di neutroni. I ricercatori hanno scoperto che il loro nuovo modello produce un'equazione di stato "rigida" per la materia di neutroni pura. In fisica, questo significa che, quando si comprime la materia di neutroni, essa resiste alla compressione con una forza sufficiente a sostenere una stella di neutroni con una massa doppia quella del nostro Sole. Questo è un requisito critico perché gli astronomi hanno osservato stelle di neutroni con esattamente questa massa, e i modelli precedenti spesso prevedevano che tali stelle pesanti sarebbero collassate sotto la propria gravità. Il nuovo modello raggiunge questo risultato senza violare le leggi della fisica o richiedere velocità impossibili per le onde sonore che viaggiano attraverso la stella. Esso riesce a conciliare la necessità di una stella pesante e stabile con la necessità di una descrizione accurata degli atomi più leggeri, un'impresa che i modelli precedenti non potevano compiere simultaneamente.

Per garantire che il modello fosse robusto, il team lo ha testato in scenari estremi che vanno oltre il semplice calcolo del peso di un atomo. Hanno simulato come un nucleo pesante come il piombo-208 vibri quando colpito da luce ad alta energia, e hanno calcolato come si comporta un nucleo che ruota rapidamente e che è distorto. In entrambi i casi, il modello è rimasto stabile e ha prodotto risultati fisicamente ragionevoli, dimostrando che le nuove regole complesse non causano il fallimento dei calcoli. Hanno anche usato il modello per simulare la creazione di elementi pesanti durante la collisione di due stelle di neutroni, un processo noto come processo r. I risultati hanno mostrato che il nuovo modello predice l'abbondanza degli elementi nell'universo in modo molto simile ai modelli precedenti, suggerendo che le nuove regole non disturbano la nostra comprensione di come il cosmo si riempia di metalli pesanti come l'oro e l'uranio.

Il lavoro rappresenta una dimostrazione pratica del fatto che queste forme matematiche altamente complesse possono essere utilizzate per calcoli del mondo reale che coinvolgono migliaia di diversi atomi e condizioni astrofisiche estreme. Sebbene il modello non sia perfetto — presenta ancora alcune difficoltà con il momento angolare preciso di certi nuclei con numero dispari — dimostra che la strada da seguire per la teoria nucleare risiede in queste descrizioni più dettagliate e di ordine superiore. I ricercatori osservano che il loro modello conduce naturalmente a una descrizione del movimento delle particelle che cambia con la temperatura e la densità, una caratteristica che prima si trovava solo in tipi di modelli più complicati. Ciò apre la porta a studi futuri su come la materia si comporta negli ambienti caldi e densi di stelle esplodenti e di stelle di neutroni in collisione. Affinando la mappa del nucleo atomico, il team ha fornito uno strumento che è allo stesso tempo abbastanza preciso per la fisica di laboratorio e abbastanza robusto da descrivere gli oggetti più estremi dell'universo.