宇宙で最も極端な物質
ビッグバン直後の最初のマイクロ秒間、宇宙は非常に高温で密度が高かったため、クォークとグルーオン—プロトンとニュートロンの基本的な構成要素—は複合粒子に結合することができませんでした。代わりに、それらは自由に流れるプラズマとして存在し、その物質の状態は非常に異種であったため、地球上ではCERNの大型ハドロン衝突型加速器とブルックヘブン国立研究所の相対論的重イオン衝突型加速器などの施設での重イオン衝突でのみ短時間再現されてきました。ここでは、金または鉛の原子核がほぼ光速で互いに衝突して、幼い宇宙の状態を一時的に再現します。
宇宙が冷却されるにつれて、このクォーク・グルーオンプラズマは相転移を経験し、クォークはプロトンとニュートロン内に永久に閉じ込められました。その後、宇宙で自由に存在することはありませんでした。またはそう物理学者は考えていました。新しい理論的研究と観測証拠は、注目すべき可能性に収束しています。クォーク・グルーオンプラズマ、またはそれに密接に関連するクォーク物質の相が、今日、中性子星のコアに存在するかもしれません。ここで、重力圧縮によって達成される密度は、クォーク閉じ込めが崩壊する密度に匹敵または超えています。
自然な物理学の実験室としての中性子星
中性子星は、巨大な恒星爆発の残骸です—通常、太陽の質量の1.4から2.3倍の質量を持つ物体が、直径約20キロメートルの球体に圧縮されています。それらのコアの密度は非常に大きく、原子核の密度の数倍に達しています。これらの条件下では、密度の高い核物質の挙動は、計算が極めて困難で、実験的知識が限定的な領域で、量子色力学によって支配されます。
最高密度では、理論モデルは劇的に異なります。一部は、核物質が通常の中性子およびプロトン物質のままであると予測しています。その他は、個々のクォークがその核子宿主から脱閉じ込めされ、恒星の内部を比較的自由に流れるクォーク物質への転移を予測しています—熱い初期の宇宙に存在していたクォーク・グルーオンプラズマの冷たく密度の高い類似物。
証明への観測的経路
鍵となるのは状態方程式です：恒星の質量、半径、および潮汐変形可能性を決定する星内の圧力と密度の間の数学的関係。中性子星物質の異なるモデルは、異なる状態方程式を予測し、したがって異なる観測可能な恒星の特性を予測します。
2017年のランドマーク的なGW170817イベントから始まる中性子星合体からの重力波観測は、すでに状態方程式を大幅に制限しています。そのイベントからの潮汐変形可能性の測定—衝突前に各中性子星がもう一方の重力場でどの程度変形するか—最も硬く最も柔らかい状態方程式を除外し、許容される内部構造の範囲を絞ります。改善されたディテクタを備えた将来の重力波観測は、NICER X線望遠鏡の中性子星半径測定と組み合わせることで、許容される範囲をさらに絞ることができます—おそらく、クォーク物質コアの存在または不在が区別可能になるまで。
なぜこれが重要なのか
クォーク物質が中性子星に存在するかどうかという問題は単なる学問的なものではありません。クォーク物質のコアが確認されたら、それは初期の宇宙の物理学と現在の宇宙で最も密度の高い物体の物理学の間の深い関係を表すでしょう。ビッグバンと巨大な恒星の恒星の残骸の内部は、物質の基本的な形態を共有するでしょう—これは極端な条件下での物理法則の深い統一に関連する連続性です。
実際には、中性子星内のクォーク物質は、これらの星が合体の間にどのように動作するか、形成後にどのくらい速く冷却するか、および2つの中性子星が衝突して潜在的にブラックホールを形成する前の暴力的な最後の秒に何が起こるかに影響します。これらの詳細を理解することは、中性子星合体からの重力波および電磁信号の解釈にとって重要です—ハッブル定数の現在の最良の測定値を提供し、金とプラチナを含む重い元素の天体物理学的起源に関する情報を含む信号。
今後の進展
次世代の重力波ディテクタ—ヨーロッパのEinstein TelescopeとアメリカのCosmic Explorer—現在の機器を数桁上回る感度と頻度で中性子星の合体を観測します。NICER観測と次世代X線望遠鏡の継続と組み合わせることで、中性子星の内部でのクォーク物質を確認または明確に排除するために必要なデータセットを生成します。今後10年以内に、物理学の最も古い質問の1つ—最終的に最も極端な圧縮下で物質に何が起こるか—最終的に観測的な答えがあるかもしれません。
この記事はSpace.comのレポートに基づいています。 元の記事を読む。
