Gwiazdy kwarkowe w jądrach neutronowych

Gwiazdy kwarkowe: od plazmy kwarkowo-gluonowej do zwartych pozostałości po supernowych

Gwiazdy neutronowe mogą zawierać w swoim jądrze plazmę kwarkowo-gluonową – stan materii, w którym protony i neutrony rozpadają się na kwarki i gluony. Średnica takich obiektów wynosi około 20 km, masa – 1,4 masy Słońca, a gęstość pozwala kwarkom istnieć swobodnie pod wpływem ciśnienia oddziaływania silnego. Hipoteza zakłada przejście od skorupy neutronowej do jądra kwarkowego, gdzie materia jest stabilniejsza niż zwykłe hadrony.

Kwarki to fermiony wewnątrz protonów i neutronów, utrzymywane przez gluony. W chromodynamice kwantowej plazma kwarkowo-gluonowa tworzy idealny płyn o zerowej lepkości, jak w eksperymentach CERN i Brookhaven. W gwiazdach jest to zimna, ultragęsta forma, dominująca nad grawitacją.

Fizyka kwarków i oddziaływanie silne

Atomy składają się z jąder (protony, neutrony) i elektronów. Każdy nukleon to trzy kwarki: górne (u), dolne (d), czasem dziwne (s). Fermiony podlegają zasadzie Pauliego, wykluczając nakładanie się stanów, w przeciwieństwie do bozonów-gluonów.

Dziwne kwarki mają długi czas życia, rozpadając się na u i d. Zupa kwarkowo-gluonowa to podstawa wczesnego Wszechświata po Wielkim Wybuchu, która przeszła w hadrony. W gwiazdach neutronowych dekonfinement przekształca neutrony w wolne kwarki tuż pod skorupą.

Struktura gwiazd neutronowych

Gwiazdy neutronowe to pozostałości po supernowych, pulsary z okresowymi impulsami radiowymi. Gęstość powoduje dezintegrację neutronów: oddziaływanie silne przeważa, tworząc zimną, ultragęstą materię o nieznanym składzie.

Pomiary masy i promienia są utrudnione przez odległości (najbliższa – 400 lat świetlnych). Zderzenia generują fale grawitacyjne, ujawniając lepkość materii. Lepkość objętościowa jest oceniana za pomocą teorii perturbacji: charakteryzuje utratę energii podczas oscylacji gęstości mieszaniny kwarkowej.

• Masa i promień: Statystyka z połączeń pokazuje rozrzut, wskazujący na jądro kwarkowe.
• Lepkość: Niska, jak w plazmie z akceleratorów.
• Czasowanie pulsarów: Metoda do precyzyjnych parametrów.
• Fale grawitacyjne: Dane LIGO/Virgo o mieszaniu materii.

Warstwa skorupy – milimetrowe nierówności, jądro – możliwa zupa kwarkowa.

Hipoteza gwiazd kwarkowych

Gwiazdy kwarkowe – całkowicie z wolnych kwarków (u, d, s), nazywane dziwnymi. Dekonfinement następuje przy masie krytycznej, gdy ciśnienie zdegenerowanego gazu neutronowego jest niewystarczające.

Dziwna materia jest stabilna przy zerowym ciśnieniu, prawdziwy stan podstawowy. Strangelets – krople kwarkowe, zdolne przekształcać gwiazdy neutronowe.

Właściwości:

• Gęstsza niż neutronowa.
• Pokryta cienką skorupą neutronową.
• Niskie napięcie powierzchniowe pozwala tworzyć makroskopowe ciała.
• Potencjał nadprzewodnictwa według teorii BCS.
• Energia jak w syntezie termojądrowej.

Symulacje w OIYAI, CERN, Tokijskim Instytucie: kondensat Bosego-Einsteina w nadciekłą fazę stałą.

Kandydaci wśród zwartych obiektów

Szybko wirujące pulsary i małomasywne pozostałości – priorytet. XTE J1739-285: 1122 Hz, promień 9–12 km, masa 1,2 M☉, 13 000 lat świetlnych, Wężownik. Możliwa czysta struktura kwarkowa pod powłoką gazową.

HESS J1731-347 (2022, Tybinga): pozostałość po supernowej, 10 000 lat świetlnych, masa 0,77 M☉, promień 10,4 km. Widmo rentgenowskie anomalne dla gwiazdy neutronowej.

Co jest ważne

• Plazma kwarkowo-gluonowa w jądrach gwiazd neutronowych – zimna wersja eksperymentów laboratoryjnych.
• Zderzenia i fale grawitacyjne dostarczają danych o lepkości i równaniu stanu.
• Kandydaci: XTE J1739-285 i HESS J1731-347 z ekstremalnymi parametrami.
• Dziwna materia – stabilny stan, zdolny dominować w zwartych obiektach.
• Przyszłe obserwacje SKAO wyjaśnią skład wnętrz.

— Editorial Team