Атоми складаються з трьох речей: протонів, нейтронів і електронів. Електрони є типом фундаментальних частинок, але протони та нейтрони є складними частинками, що складаються з верхніх і нижніх кварків. Протони мають два підйоми і один спад, тоді як нейтрони мають два падіння і один підйом.
Через цікаву природу сильної сили ці кварки завжди пов’язані один з одним, тому вони ніколи не можуть бути справді вільними частинками, як електрони, принаймні у вакуумі порожнього простору. Але нове дослідження в Nature Communications виявило, що вони можуть звільнитися в серцях нейтронних зірок.
Нейтронні зірки — це залишки великих зірок. Це остання відчайна спроба утримати зіркове ядро від колапсу в чорну діру. Після того, як все ядерне паливо щільного ядра буде витрачено, єдине, що може протистояти гравітації, — це квантовий тиск нейтронів. І тут все ускладнюється.
Проста модель нейтронної зірки передбачає, що її ядро наповнене нейтронами на межі колапсу. Вони можуть штовхатися один проти одного з величезною енергією, але вони все ще нейтрони.
Кварки в них зв’язані надто міцно, щоб нейтрони могли розпатися. Але деякі стверджують, що на цьому гравітаційному краю нейтрони можуть розслабитися, дозволяючи їхнім кваркам злитися разом у своєрідний кварковий суп. Це означатиме, що нейтронні зірки можуть мати щільне кваркове ядро.
На жаль, ми не можемо проводити експерименти на нейтронних зірках, а також не можемо створити щільну ядерну матерію нейтронної зірки на Землі, але ми маємо певне уявлення про те, як поводиться щільна ядерна матерія через її рівняння стану.
Рівняння стану — це спосіб обчислення об’ємних властивостей матеріалу, і для нейтронних зірок це рівняння стану відоме як рівняння Толмена-Опенгеймера-Волкова (TOV). Єдина проблема полягає в тому, що TOV — це неймовірно складне рівняння, і якщо ви використовуєте його, щоб обчислити, чи мають нейтронні зірки кваркове ядро, ви отримаєте відповідь… можливо.
Для цього нового дослідження команда застосувала інший підхід. Замість того, щоб збивати рівняння розрахунків стану, вони взяли дані спостережень щодо маси та розміру нейтронних зірок і застосували статистику Байєса. Цей статистичний метод вивчає моделі спостереження та екстраполює ймовірні сценарії в тонкий, але потужний спосіб.
У цьому випадку, якщо нейтронні зірки мають кваркове ядро, то вони трохи більш щільні, ніж нейтронні зірки без кваркового ядра. Оскільки малі нейтронні зірки, ймовірно, не мають кваркових ядер, тоді як наймасивніші нейтронні зірки, ймовірно, мають, зрушення у відношенні маси до густини повинно виявлятися в байєсівському аналізі.
Команда виявила, що масивні нейтронні зірки, маси яких перевищують два Сонця, мають близько 80-90 відсотків ймовірності мати кваркові ядра. Здається, справжнє питання полягає не в тому, чи існують кваркові зірки, а скоріше в тому, де відбувається перехід між кварковими зірками та звичайними нейтронними зірками.
Чесно кажучи, цей аналіз ґрунтувався на досить невеликій вибірці даних. Зараз ми не знаємо як маси, так і радіуса більшості нейтронних зірок, але з часом це зміниться. Маючи більше даних, ми зможемо визначити критичний фазовий зсув між кварковою матерією та щільною нейтронною матерією. Але наразі ми можемо бути досить впевнені, що деякі нейтронні зірки набагато дивніші, ніж ми собі уявляли.