ビッグバン物質が中性子星の内部に潜んでいる可能性

崩壊した星の心臓部における創成の遺物

中性子星は既知の宇宙で最も極端な物体の1つです。超新星爆発時に巨大な恒星核の暴力的な崩壊から生まれ、太陽より大きな質量を都市ほどのサイズの球体に圧縮し、その内部の物質の本質が不確定である極めて極端な密度を生み出しています。今、中性子星の核が、宇宙が1マイクロ秒の年齢だった以来、自由な形では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する理論的および観測的証拠の増大する本体があります: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。

クォーク・グルーオン・プラズマは、宇宙が100万分の1秒未満で、温度が数兆度を超えていた時代の物質の段階です。これらの条件下では、クォーク — プロトンとニュートロンの基本構成要素 — 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粒子であるグルーオンとともに、熱く密度の高いスープの中で自由に存在しています。宇宙が冷却されるにつれ、クォークはプロトン、ニュートロン、および他のハドロン内に永久に閉じ込められ、クォーク・グルーオン・プラズマは自然条件下では自由な段階として存在しなくなりました。

ただし、潜在的には中性子星の内部で可能です。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い密度に達する可能性があることを示唆しており、クォークが自由に移動する条件を再現しています — 早期宇宙の熱いプラズマとは異なるが、同じ基本的な物理学によって支配される冷たく密度の高いクォーク物質の形態です。これを確認することは、現代のastrophysicsおよび核物理学の最も重要な発見の1つを表すでしょう。

現在までの証拠

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、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による中性子星の合体の重力波観測から来ています。2つの中性子星が螺旋を描いて近づき、合体するとき、彼らが放出する重力波は恒星の内部構造に関する情報を携帯しています — 特に相互の重力場でどの程度変形可能であるか、潮汐変形可能性と呼ばれる特性です。ランドマークイベントGW170817から測定された潮汐変形可能性は、中性子星の状態方程式を制約し、いくつかの理論的モデルは恒星の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ていることを示唆しています。

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ています。国際宇宙ステーション上のNICER機器は、それらの内部構造を制約するのに十分な精度で複数の中性子星のサイズを測定しました。質量と半径の組み合わせた測定は、いくつかの理論的状態方程式を除外し、他を優先させ、もっともらしい内部構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識別しませんが、既知の最も密度の高い中性子星内のそれの存在と一致しています。

課題は、中性子星の内部は直接観測にアクセスできず、中性子星の密度での物質の挙動の理論的計算が非常に困難であるということです。量子色力学 — クォークとグルーオンの相互作用を支配する理論 — は、原子核で見られる密度および早期宇宙クォーク・グルーオン・プラズマの極端な密度でのlattice QCD方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範囲内にあります。不確実性は物理学の失敗ではなく、計算の真の境界です。

科学者たちがそれをどのように証明できると思うか

中性子星内のクォーク物質を確認する道は、重力波検出器の感度の向上、より正確な中性子星半径測定、および密な核物質の理解における理論的進歩を通ります。次世代の重力波検出器 — ヨーロッパのEinstein Telescopeおよび米国のCosmic Explorer — は大幅に改善された感度で中性子星の合体を観測し、現在の検出器がまだ検出できない合体後の重力波信号を測定し、暴力的な衝突および合体プロセス中にクォーク物質に何が起こるかに関する情報を運ぶ可能性があります。

合体後の信号は、合体前の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ため、特に有益です。クォーク物質が存在し、合体中に相転移を受けた場合 — 密度がピークに達すると、通常の核物質から閉じ込められていないクォーク物質に変わります — 重力波周波数内容はその転移の特徴的な署名を運ぶでしょう。これらの署名がどのように見えるかについての理論的予測は積極的な研究分野であり、将来の検出器はそれらを観測するのに十分な感度を持つかもしれません。

実験室実験もこの図に貢献しています。CERN大型ハドロン衝突型加速器とBrookhaven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は、ミニチュアでクォーク・グルーオン・プラズマを数分の一秒間作成し、高温でのクォーク物質の特性に関する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約できます。これらのレジーム間の理論的橋は完璧ではありませんが、核理論の進歩に伴い改善されています。

これが物理学にとって何を意味するか

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両方にとってランドマーク的な結果になるでしょう。それは、量子色力学によって予測され、実験室の粒子加速器で一時的に作成された物質の段階が巨視的な天体物体の安定した成分として存在することを確立します — 異常な条件範囲にわたる理論を検証し、クォークの微視的物理学を紧凑物体の天体物理学に接続します。

この発見は、中性子星の状態方程式の理解も鋭くするでしょう — これらのオブジェクト内の圧力と密度の関係 — これは核天体物理学の中心的な開放問題の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出、および中性子星の合体でのr過程核合成のモデルを改善し、これは宇宙内のほとんどの金、白金、および他の重元素の生産を担当しています。

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、中性子星は地上実験が複製できない自然の実験室です。それらの内部構造への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あり、中性子星の内部の特性化プロジェクトを現在追求されている天体物理学と基本物理学の最も生産的な交差点の1つにしています。

この記事はSpace.comのレポーティングに基づいています。元の記事を読む。