Кварковая звезда: экзотическая форма материи в космосе

Введение

Компактная экзотическая звезда, состоящая в основном из кварков.

Кварковая звезда – это гипотетический тип компактной экзотической звезды, в которой чрезвычайно высокая температура и давление в ядре привели к образованию кварковой материи – непрерывного состояния материи, состоящего из свободных кварков.

Предыстория

Некоторые массивные звезды в конце своего жизненного цикла коллапсируют, формируя нейтронные звезды, что было как наблюдательно подтверждено, так и теоретически объяснено. При экстремальных температурах и давлениях внутри нейтронных звезд нейтроны обычно удерживаются друг от друга давлением вырождения, стабилизируя звезду и препятствуя дальнейшему гравитационному коллапсу. Однако, существует гипотеза, что при ещё более экстремальных температурах и давлении давление вырождения нейтронов преодолевается, и нейтроны вынуждены сливаться и распадаться на составляющие их кварки, образуя сверхплотную фазу кварковой материи, состоящую из плотно упакованных кварков. В этом состоянии предполагается возникновение нового равновесия, обусловленного новым давлением вырождения между кварками, а также отталкивающими электромагнитными силами, препятствующими полному гравитационному коллапсу. Если эти предположения верны, кварковые звезды могут существовать и быть наблюдаемыми где-то во Вселенной. Такой сценарий считается научно обоснованным, но его невозможно доказать ни наблюдательным, ни экспериментальным путем, поскольку экстремальные условия, необходимые для стабилизации кварковой материи, невозможно воспроизвести в лабораторных условиях, и она не была непосредственно обнаружена в природе. Поэтому стабильность кварковой материи, а следовательно, и существование кварковых звезд, остается одной из нерешенных проблем физики. Если кварковые звезды могут формироваться, то наиболее вероятным местом для обнаружения кварковой материи будут нейтронные звезды, превышающие внутреннее давление, необходимое для кваркового вырождения – точку, в которой нейтроны распадаются на плотную кварковую материю. Они также могут образоваться при коллапсе массивной звезды в конце её жизни, при условии, что звезда достаточно велика, чтобы коллапсировать за пределы нейтронной звезды, но недостаточно велика для формирования чёрной дыры. Если они существуют, кварковые звезды будут похожи на нейтронные звезды и их можно будет легко спутать: они будут образовываться при смерти массивной звезды в сверхновой типа II, будут чрезвычайно плотными и малыми и обладать очень сильным гравитационным полем. Им также могут не хватать некоторых характеристик нейтронных звезд, если они не содержат оболочку из нейтронного вещества, поскольку свободные кварки, как ожидается, не будут обладать свойствами, характерными для вырожденного нейтронного вещества. Например, они могут быть неактивными в радиодиапазоне, или иметь атипичные размеры, электромагнитные поля или температуру поверхности по сравнению с нейтронными звездами.

Some massive stars collapse to form neutron stars at the end of their life cycle, as has been both observed and explained theoretically. Under the extreme temperatures and pressures inside neutron stars, the neutrons are normally kept apart by a degeneracy pressure, stabilizing the star and hindering further gravitational collapse. However, it is hypothesized that under even more extreme temperature and pressure, the degeneracy pressure of the neutrons is overcome, and the neutrons are forced to merge and dissolve into their constituent quarks, creating an ultra dense phase of quark matter based on densely packed quarks. In this state, a new equilibrium is supposed to emerge, as a new degeneracy pressure between the quarks, as well as repulsive electromagnetic forces, will occur and hinder total gravitational collapse. If these ideas are correct, quark stars might occur, and be observable, somewhere in the universe. Such a scenario is seen as scientifically plausible, but it has been impossible to prove both observationally and experimentally, because the very extreme conditions needed for stabilizing quark matter cannot be created in any laboratory nor has it been observed directly in nature. The stability of quark matter, and hence the existence of quark stars, is for these reasons among the unsolved problems in physics. If quark stars can form, then the most likely place to find quark star matter would be inside neutron stars that exceed the internal pressure needed for quark degeneracy – the point at which neutrons break down into a form of dense quark matter. They could also form if a massive star collapses at the end of its life, provided that it is possible for a star to be large enough to collapse beyond a neutron star but not large enough to form a black hole. If they exist, quark stars would resemble and be easily mistaken for neutron stars: they would form in the death of a massive star in a Type II supernova, be extremely dense and small, and possess a very high gravitational field. They would also lack some features of neutron stars, unless they also contained a shell of neutron matter, because free quarks are not expected to have properties matching degenerate neutron matter. For example, they might be radio silent, or have atypical sizes, electromagnetic fields, or surface temperatures, compared to neutron stars.

История

Анализ кварковых звезд был впервые предложен в 1965 году советскими физиками Д. Д. Иваненко и Д. Ф. Курдгелаидзе. Их существование пока не подтверждено. Уравнение состояния кварковой материи остается неопределенным, как и точка перехода между нейтронной вырожденной материей и кварковой материей. Теоретические неопределенности не позволяют делать предсказания, основываясь на фундаментальных принципах. Экспериментально поведение кварковой материи активно изучается на коллайдерах частиц, однако это позволяет получать лишь очень горячие (с температурой выше 1012 К) сгустки кварк-глюонной плазмы размером с атомные ядра, которые мгновенно распадаются после образования. Условия внутри компактных звезд с чрезвычайно высокой плотностью и температурой, значительно ниже 1012 К, невозможно искусственно воссоздать, поскольку не существует известных методов для создания, хранения или непосредственного изучения "холодной" кварковой материи в том виде, в котором она могла бы существовать внутри кварковых звезд. Теория предсказывает, что кварковая материя обладает рядом специфических свойств в таких условиях.

Формирование

Предполагается, что когда нейтронная вырожденная материя, составляющая нейтронные звезды, испытывает достаточное давление от собственной гравитации звезды или первоначальной сверхновой, породившей её, отдельные нейтроны распадаются на составляющие их кварки (u-кварки и d-кварки), формируя так называемую кварковую материю. Этот переход может быть ограничен центром нейтронной звезды или же преобразовать всю звезду, в зависимости от физических условий. Звезда такого типа называется кварковой звездой.

Стабильность и странная кварковая материя

Обычная кварковая материя, состоящая из верхних и нижних кварков, обладает очень высокой энергией Ферми по сравнению с обычной атомной материей и стабильна лишь при экстремальных температурах и/или давлениях. Это позволяет предположить, что стабильными кварковыми звездами могут быть только нейтронные звезды с кварковым ядром, тогда как кварковые звезды, состоящие исключительно из обычной кварковой материи, будут крайне нестабильны и будут спонтанно перестраиваться. Показано, что высокая энергия Ферми, обуславливающая нестабильность обычной кварковой материи при низких температурах и давлениях, может быть существенно снижена за счет превращения достаточного количества верхних и нижних кварков в странные кварки, поскольку странные кварки, относительно, являются очень тяжелыми кварками.

Странные звезды

Звезды, состоящие из странной кварковой материи, называются странными звездами. Они представляют собой особый подтип кварковых звезд. Если переход нейтронной вырожденной материи в (странную) кварковую материю происходит полностью, то кварковую звезду можно в определенной мере представить как один гигантский адрон. Однако этот "адрон" будет удерживаться гравитацией, а не сильным взаимодействием, которое связывает обычные адроны.

Наблюдаемая чрезмерная плотность нейтронных звезд

По крайней мере, при вышеупомянутых предположениях, вероятность того, что данная нейтронная звезда является кварковой звездой, невелика, поэтому в Млечном Пути будет существовать лишь небольшое количество кварковых звезд. Однако, если верно, что сверхплотные нейтронные звезды могут превращаться в кварковые звезды, то возможное число кварковых звезд окажется больше, чем предполагалось изначально, поскольку наблюдатели будут искать не тот тип звезды. Нейтронная звезда, в которой не происходит деконфайнмент кварков и не достигаются более высокие плотности, не может иметь период вращения менее миллисекунды; даже при невообразимой гравитации столь плотного объекта центробежная сила при более быстром вращении выбросила бы вещество с поверхности, поэтому обнаружение пульсара с периодом в миллисекунду или меньше стало бы веским доказательством существования кварковой звезды. Наблюдения, опубликованные рентгеновской обсерваторией «Чандра» 10 апреля 2002 года, выявили две потенциальные кварковые звезды, обозначенные как RX J1856.5−3754 и 3C 58, которые ранее считались нейтронными звездами. Основываясь на известных законах физики, первая из них оказалась значительно меньше, а вторая – значительно холоднее, чем следовало бы ожидать, что указывает на то, что они состоят из вещества, более плотного, чем нейтронная вырожденная материя. Тем не менее, эти наблюдения встретили скептицизм со стороны исследователей, которые отметили, что результаты не были окончательными; и с конца 2000-х годов возможность того, что RX J1856 является кварковой звездой, была исключена. Другая звезда, XTE J1739 285, была исследована группой под руководством Филипа Каарета из Университета Айовы и представлена как потенциальный кандидат в кварковые звезды. В 2006 году Ю Лин Юэ и др. из Пекинского университета предположили, что PSR B0943+10 может быть кварковой звездой с малой массой. В 2008 году было сообщено, что наблюдения сверхновых SN 2006gy, SN 2005gj и SN 2005ap также указывают на существование кварковых звезд. Предполагалось, что коллапсировавшее ядро сверхновой SN 1987A может представлять собой кварковую звезду. В 2015 году Зи Гао Дай и др. из Нанкинского университета предположили, что сверхновая ASASSN 15lh является новорожденной странной кварковой звездой. В 2022 году было высказано предположение, что GW190425, вероятно образовавшаяся в результате слияния двух нейтронных звезд с испусканием гравитационных волн в процессе, может быть кварковой звездой.

At least under the assumptions mentioned above, the probability of a given neutron star being a quark star is low, so in the Milky Way there would only be a small population of quark stars. If it is correct, however, that overdense neutron stars can turn into quark stars, that makes the possible number of quark stars higher than was originally thought, as observers would be looking for the wrong type of star. A neutron star without deconfinement to quarks and higher densities cannot have a rotational period shorter than a millisecond; even with the unimaginable gravity of such a condensed object the centripetal force of faster rotation would eject matter from the surface, so detection of a pulsar of millisecond or less period would be strong evidence of a quark star. Observations released by the Chandra X ray Observatory on April 10, 2002, detected two possible quark stars, designated RX J1856.5−3754 and 3C 58, which had previously been thought to be neutron stars. Based on the known laws of physics, the former appeared much smaller and the latter much colder than it should be, suggesting that they are composed of material denser than neutron degenerate matter. However, these observations are met with skepticism by researchers who say the results were not conclusive; and since the late 2000s, the possibility that RX J1856 is a quark star has been excluded. Another star, XTE J1739 285, has been observed by a team led by Philip Kaaret of the University of Iowa and reported as a possible quark star candidate. In 2006, You Ling Yue et al., from Peking University, suggested that PSR B0943+10 may in fact be a low mass quark star. It was reported in 2008 that observations of supernovae SN 2006gy, SN 2005gj and SN 2005ap also suggest the existence of quark stars. It has been suggested that the collapsed core of supernova SN 1987A may be a quark star. In 2015, Zi Gao Dai et al. from Nanjing University suggested that Supernova ASASSN 15lh is a newborn strange quark star. In 2022 it was suggested that GW190425, which likely formed as a merger between two neutron stars giving off gravitational waves in the process, could be a quark star.

Другие гипотетические кварковые образования

Помимо обычной кварковой материи и странной кварковой материи, другие типы кварк-глюонной плазмы могут гипотетически возникать или формироваться внутри нейтронных звезд и кварковых звезд. Это включает в себя следующее, некоторые из которых были наблюдены и изучены в лабораториях: Роберт Л. Джаффе в 1977 году предложил четырехкварковое состояние со странностью (qs). Роберт Л. Джаффе в 1977 году предложил H-дибарион, шестикварковое состояние с равным количеством верхних, нижних и странных кварков (представленное как uuddss или udsuds). Связанные многокварковые системы с тяжелыми кварками (QQ). В 1987 году впервые было предложено состояние пентакварка с c-антикварком (qqqs). Пятикварковое состояние с антистранным кварком и четырьмя легкими кварками, состоящими только из верхних и нижних кварков (qqqq). Легкие пентакварки группируются в антидекуплет, самый легкий кандидат – Θ+, который также может быть описан дикварковой моделью Роберта Л. Джаффе и Вильчека (QCD). Θ++ и античастица −−. Двойно странный пентакварк (ssdd), член легкого антидекуплета пентакварков. Очарованный пентакварк Θc(3100) (uudd) был обнаружен коллаборацией H1. Тетраquark-частицы могут формироваться внутри нейтронных звезд и в других экстремальных условиях. В 2008, 2013 и 2014 годах тетраquark-частица Z(4430) была обнаружена и исследована в лабораториях на Земле.