崩壊した星の心臓に隠された創世記の遺産
中性子星は既知の宇宙で最も極端な天体の一つです。超新星爆発時の巨大な恒星核の激しい崩壊から生まれ、太陽より大きな質量を都市ほどの大きさの球体に圧縮し、極めて極端な密度を生み出しており、その内部の物質の性質さえ不確定です。現在、増加する理論的および観測的証拠は、中性子星の核が、宇宙がマイクロ秒の年齢であった以来自由に見られていない物質の状態を含む可能性があることを示唆しています：quark-gluon plasma（クォーク・グルーオン・プラズマ）、ビッグバンの原始物質です。
Quark-gluon plasmaは、宇宙が100万分の1秒より若く、温度が数兆度を超えていた時代に存在していた物質の相です。これらの条件下では、クォーク（陽子と中性子の基本的な構成要素）は複合粒子内に閉じ込められていませんが、強い核力を仲介するグルーオンとともに、熱く密集した粥状物質の中に自由に存在します。宇宙が冷えると、クォークは陽子、中性子、その他のハドロン内に永久に閉じ込められ、quark-gluon plasmaは自然条件では自由な相として存在しなくなりました。
ただし、中性子星の内部ではおそらく例外です。計算は、中性子星の核が個々の核子間の境界を溶かすのに十分な高さの密度に達する可能性があることを示唆しています。クォークが自由に彷徨う条件を再現する — 初期宇宙の熱いプラズマとは異なるが、同じ基本物理に支配される、冷たく密集したクォーク物質の形です。これを確認することは、現代の天体物理学および核物理学における最も重大な発見の1つを表すでしょう。
これまでの証拠
中性子星内のクォーク物質の証拠は、複数の間接的な方向から来ており、どれも単独では決定的ではありません。最も強力な制約はLIGOとVirgoによる中性子星合体の重力波観測からもたらされます。2つの中性子星が螺旋を描いて融合するとき、彼らが発する重力波は恒星の内部構造についての情報を伝えます — 特に相互の重力場での変形可能性、潮汐変形性と呼ばれる特性についてです。GW170817のランドマークイベントから測定された潮汐変形性は、中性子星の状態方程式を、一部の理論モデルが恒星核内のクォーク物質の存在によって最も自然に説明されることを示唆するような方法で制約しました。
中性子星の質量と半径のX線観測は補完的な制約を提供します。国際宇宙ステーション上のNICER機器は、複数の中性子星のサイズを十分な精度で測定し、それらの内部構造を制約しました。質量と半径の組み合わせた測定は、いくつかの理論的な状態方程式を除外し、他のものを好み、妥当な内部組成の範囲を狭めることができます。現在のNICERデータはクォーク物質を決定的に特定していませんが、既知の最も密度の高い中性子星に存在することと一致しています。
課題は、中性子星の内部は直接観測にアクセスできず、中性子星密度での物質の動作の理論的計算が極めて困難であることです。量子色力学（QCD）—クォークとグルーオンの相互作用を支配する理論—は、原子核で見出される密度および初期宇宙のquark-gluon plasmaの極端な密度でlattice QCD法を使用して計算的に解くことができますが、中性子星の核に対応する中間密度は、現在の理論的方法が信頼できないレジームに留まります。不確実性は物理学の失敗ではなく、計算の真の限界です。
科学者たちがどのようにそれを証明できると考えているか
中性子星内のクォーク物質を確認する道は、重力波検出器感度の改善、より正確な中性子星半径測定、および密集した核物質の理解における理論的進歩を通じて実現されます。次世代の重力波検出器 — ヨーロッパのEinstein Telescopeとアメリカの Cosmic Explorer — は大幅に向上した感度で中性子星融合を観測し、現在の検出器が検出できない融合後の重力波信号を潜在的に観測し、暴力的な衝突と融合プロセス中にクォーク物質に何が起こるかについての情報を伝えます。
融合後信号は特に有用です。なぜなら、融合前の恒星の密度を大幅に超える密度での物質の挙動に依存するからです。クォーク物質が存在し、融合中に相転移を経験する場合 — 密度がピークに達すると、通常の核物質から非限定されたクォーク物質に変わる — 重力波周波数コンテンツはその遷移の独特の特徴を伝えます。これらの特徴がどのように見えるかについての理論的予測は活発な研究分野であり、将来の検出器はそれらを観察するのに十分に敏感かもしれません。
実験室実験もこの描写に貢献しています。CERNのLarge Hadron ColliderおよびBrookhavenのRelativistic Heavy Ion Colliderでの重イオン衝突は、数分の1秒間の小型quark-gluon plasmaを生成し、高温でのクォーク物質特性についての実験データを提供し、中性子星の内部に関連する高密度、低温レジームへの外挿を制限することができます。これらのレジーム間の理論的橋は不完全ですが、核理論が進むにつれて改善しています。
これが物理学にとって意味すること
中性子星内のクォーク物質を確認することは、核物理学と天体物理学の同時のランドマーク的な結果になるでしょう。量子色力学によって予測され、実験室の粒子加速器で瞬間的に作成される物質の相が、巨視的な天文天体の安定した成分として存在することを確立します — 非常に広い条件範囲にわたって理論を検証し、クォークの微視的物理学を密集物体の天体物理学と結びつけます。
この発見はまた、中性子星の状態方程式 — これらの物体内の圧力と密度の関係 — の理解を深めるでしょう。これは核天体物理学の中心的な未解決問題の1つです。より良い状態方程式は超新星崩壊、中性子星形成、合体からの重力波放射のモデル、および宇宙内のほとんどの金、白金、その他の重元素の生成を担当する中性子星合体におけるr-プロセス核合成を改善します。
極端な密度での強い核力に関心のある物理学者にとって、中性子星は地球上の実験では再現できない自然の実験室です。内部構造に対する各新しい観測的制約は、地球上で直接作成および研究できない物理学への窓です。中性子星の内部を特徴付けるプロジェクトは、現在追求されている天体物理学と基礎物理学の最も生産的な交差点の1つになっています。
この記事はSpace.comの報道に基づいています。元の記事を読む。
Originally published on space.com
