中性子星の中心部は非常に極端な環境であるため、内部で何が起こっているのかについて物理学者の意見が一致していません。しかし、新しい宇宙ベースの実験と、さらにいくつかの中性子星が衝突すれば、中性子自体が分解するかどうかが明らかになるはずだ。
はじめに
警報は8月17日早朝に始まった。2つの中性子星（死んだ星の高密度の核）の残骸によって生成された重力波が地球上に押し寄せた。先進レーザー干渉計重力波天文台 (LIGO) の千人以上の物理学者たちは、雷鳴のように検出器を横切って転がる時空振動を解読しようと急いだ。何千人もの天文学者が残光を目撃しようと先を争った。しかし、公式には、この活動はすべて秘密にされていました。データを収集して分析し、論文を書く必要がありました。外の世界にはあと 2 か月はわかりません。
この厳格な禁止により、LIGOコラボレーションのメンバーであるジョセリン・リードとカテリーナ・チャツィオアンノウは、少々気まずい状況に陥った。 17日午後、二人は中性子星の内部のほぼ不可思議な条件下で何が起こっているのかという問題に特化した会議でパネルディスカッションを率いる予定だった。彼らのパネルのテーマは何ですか？中性子星の合体はどのようなものになるのか。カリフォルニア州立大学フラートン校のリード教授は、「私たちはコーヒーブレイクのときにどこかへ行って、ただお互いを見つめて座っていたような感じだった」と語った。 「わかりました。どうやってやりますか?」
物理学者たちは、中性子星に、星が陽子と中性子の見慣れた世界をクォークや他のエキゾチックな粒子間の新しい相互作用に分解するときに生成される新しい形態の物質が含まれているかどうかについて、数十年を費やして議論してきました。この質問に答えることで、超新星や金などの宇宙の重元素の生成を取り巻く天文学の謎も解明されるでしょう。
天体物理学者は、LIGO を使用して衝突を監視することに加えて、中性子星を外部から探査する創造的な方法の開発にも熱心に取り組んできました。課題は、内部の隠れた層について何かを推測することです。しかし、この LIGO 信号とそれに類する信号は、2 つの中性子星が重心の周りでピルエット運動をし、タフィーのように互いに引っ張り合い、最終的には衝突するときに放出されるもので、問題に対するまったく新しいハンドルを提供します。
奇妙な出来事
中性子星は、大質量星の圧縮された核、つまり超新星爆発後に残った超高密度の噴石です。太陽ほどの質量を持っていますが、都市ほどの幅の空間に押し込められています。そのため、中性子星は宇宙で最も密度の高い物質の貯蔵庫であり、「ブラックホールの前にある最後の物質」であるとセントルイスのワシントン大学の物理学者マーク・アルフォード氏は述べています。
1 つを掘り下げると、現代物理学の最先端に到達することになります。 1 ～ 2 センチメートルの通常の原子 (主に鉄とシリコン) が、宇宙で最も密度の高いゴブストッパーの光沢のある赤いベニヤのように表面を覆っています。次に、原子が非常に接近して電子を失い、共有の海に落ちます。より深くなると、原子核内の陽子が中性子に変わり始め、中性子が非常に近くに集まって重なり始めます。
Lucy Reading - Ikanda/Quanta Magazine;出典:フェリアル・エゼル
しかし、理論家たちは、密度が通常の原子核の密度の2～3倍を超えた場合に何が起こるかについて議論しています。核物理学の観点から見ると、中性子星は、ずっと陽子と中性子 (総称して核子と呼ばれます) である可能性があります。「すべては核子の変化によって説明できます」とストーニー ブルック大学の天体物理学者、ジェームス ラティマー氏は述べています。
他の天体物理学者はそうではないと疑っている。核子は素粒子ではありません。それらは 3 つのクォークで構成されています。計り知れない圧力の下では、これらのクォークはクォーク物質の新しい状態を形成する可能性があります。 「核子はビリヤードの球ではありません」とポーランドのヴロツワフ大学の物理学者デイビッド・ブラシュケ氏は言う。 「それらはサクランボのようなものです。だから、少し圧縮することはできますが、ある時点で砕いてしまいます。」
しかし、一部の人にとって、このようなクォークジャムの見通しは、比較的ありがちなシナリオです。理論家たちは、中性子星の内部に他の奇妙な粒子の層が生じるのではないかと長い間推測してきました。中性子が互いに接近するにつれて、その余分なエネルギーはすべて、陽子と中性子だけを構成する「アップ」クォークと「ダウン」クォークだけでなく、より重くてエキゾチックな「ストレンジ」クォークを含むより重い粒子の生成に費やされる可能性があります。
たとえば、中性子は、少なくとも 1 つのストレンジ クォークを含む 3 クォーク粒子であるハイペロンに置き換えられる可能性があります。実験室での実験ではハイペロンが生成されることがありますが、それらはほぼすぐに消えてしまいます。中性子星の深部では、数百万年間安定している可能性があります。
あるいは、中性子星の隠れた深さは、同じ量子状態を共有する単一の物質の塊に集まるカオン（これもストレンジ クォークで作られています）で満たされている可能性があります。
しかし、何十年もの間、この分野は行き詰まっています。理論家は中性子星の内部で何が起こっているのかについてのアイデアを考案しますが、その環境は非常に極端で馴染みのないものであるため、ここ地球での実験では適切な条件に達することができません。たとえば、ブルックヘブン国立研究所やCERNでは、物理学者が金や鉛のような重い原子核を砕きます。それは、クォーク・グルーオン・プラズマとして知られる、放出されたクォークで構成される物質のスープ状の状態を作り出します。しかし、この物質は希薄であり、高密度ではなく、数十億度または数兆度で、比較的寒い数百万度にある中性子星の内部よりもはるかに高温です。
数十年前からあるクォークと原子核の理論「量子色力学」（QCD）でさえ、実際には答えを与えることはできません。比較的寒くて密度の高い環境で QCD を研究するために必要な計算は壊滅的に難しいため、コンピューターですら結果を計算することができません。研究者は過度の単純化と近道に頼らざるを得ません。
他の唯一の選択肢は、天文学者が自ら中性子星を研究することです。残念ながら、中性子星は遠くにあるため暗く、非常に基本的なバルク特性以外の測定は困難です。さらに悪いことに、本当に興味深い物理現象が水面下で起こっています。 「すごいことをやっている研究室があるような気がします」とアルフォード氏は言いました。「でも、できるのは窓から出てくる光を見ることだけです。」
しかし、新世代の実験がオンラインに公開されると、理論家はすぐにこれまでで最高の結果を得ることができるかもしれません。
柔らかいですか、それとも硬いですか？
中性子星の核の中にあるものは何であれ、ルースクォーク、カオン凝縮体、ハイペロン、または単なる通常の古い核子であれ、その物質は太陽の重力を超える圧壊重量に耐えることができなければなりません。そうしないと、星は崩壊してブラックホールになってしまいます。しかし、重力の万力によって圧迫されるとき、材質が異なれば圧縮の度合いも異なり、それによって星が特定の物理的サイズでどれだけ重くなるかが決まります。
外側にこだわった天文学者たちは、中性子星が何でできているかを逆算して解明しています。この目的のためには、握ったときにどの程度ふにゃふにゃか硬さを知るかが役立ちます。そのために、天文学者はさまざまな中性子星の質量と半径を測定する必要があります。
質量の観点から見ると、最も簡単に計量できる中性子星はパルサーです。中性子星は高速で回転し、回転するたびに電波ビームを地球上に掃引します。既知の 2,500 個のパルサーのうち約 10% は連星系に属します。これらのパルサーがパートナーとともに移動するにつれて、地球に衝突するパルスの一定のカチカチ音が変化し、パルサーの動きとその軌道上の位置が変化します。そして、天文学者は軌道上から、ケプラーの法則とアインシュタインの一般相対性理論によって課せられる追加規則を使用して、ペアの質量を解くことができます。
これまでのところ、最大の進歩は、驚くほど重い中性子星の発見である。 2010年、バージニア州国立電波天文台のスコット・ランサム率いるチームは、太陽質量約2個分の重さのパルサーを測定したと発表した。これは、これまでに観測されたものよりもはるかに大きいものだった。このような中性子星が存在し得るかどうかを疑う人もいた。それが実際に起こることは、原子核がどのように振る舞うかについての私たちの理解に計り知れない影響を及ぼしました。 「核物理学者のおかげで、これは史上最も引用された観測パルサー論文のようなものです」とランサム氏は語った。
重力が中性子星を強く圧縮すると主張するいくつかの中性子星モデルによれば、その質量の物体はブラックホールに完全に崩壊するはずである。これは、特にふにゃふにゃになるカオン凝縮体にとっては悪い知らせであり、同様に過度に圧縮されるクォーク物質やハイペロンの一部にとっては悪い前兆となる。この測定は、2013 年に 2 つの太陽質量を持つ別の中性子星が発見されたことで確認されました。
半径はさらに複雑です。アリゾナ大学のフェリアル・エゼルのような天体物理学者は、中性子星の表面で放出されるX線を観察することによって、中性子星の物理的な大きさを計算するさまざまなトリックを考案した。方法の 1 つは、X 線の全体的な放射を調べ、それを使用して表面の温度を推定し、観測された光を放射するために中性子星がどのくらいの大きさになる必要があるかを把握することができます (重力によって歪んだ時空で光がどのように曲がるかを補正します)。あるいは、中性子星の表面上で回転して視界に入ったり見えなくなったりするホットスポットを探すこともできます。中性子星の強い重力場は、これらのホットスポットからの光のパルスを変化させます。星の重力場を理解すれば、その質量と半径を再構築できます。
エゼル氏によると、これらの X 線測定値を額面どおりに受け取れば、中性子星は重い可能性があるものの、予測の範囲内であり、その幅はわずか約 20 ～ 22 キロメートルであることが示唆されています。
中性子星が小さくても大きいということを受け入れることは、「良い意味で、自分を閉じ込めてしまうようなものです」とエゼル氏は言う。相互作用するクォークが詰め込まれた中性子星はこのように見えるが、核子のみで構成される中性子星の半径はより大きくなるだろうと彼女は述べた。
しかし、ラティマー氏は、他の批評家の中でも特に、X線測定に含まれる仮定については懸念を抱いており、これには欠陥があると彼は呼んでいる。彼は、それらが実際の半径を小さく見せていると考えています。
双方とも、紛争の解決が間もなく行われることを期待している。今年6月、スペースXの国際宇宙ステーションへの11回目の補給ミッションでは、中性子星内部構成探査機（NICER）と呼ばれるX線望遠鏡が入った372キログラムの箱が持ち込まれた。現在データを取得しているNICERは、中性子星の表面のホットスポットを監視することで中性子星のサイズを見つけるように設計されている。この実験では、すでに質量が測定されているパルサーを含む、中性子星の半径のより正確な測定結果が得られるはずです。
「私たちはそれをとても楽しみにしています」とブラシュケ氏は語った。たとえ 1 個の中性子星であっても、質量と半径が適切に測定されていれば、その内部構造について考えられる多くの理論が無効になり、そのサイズと重量の特定の組み合わせを生み出すことができる理論だけが機能し続けることになります。
そして今、ついに LIGO が登場しました。
最初のパスとして、8月17日にリードがコーヒーを飲みながら議論した信号は、2つの中性子星ではなく、2つのブラックホールの合体であるかのように処理された。これは不合理ではありませんでした。 LIGO の以前の信号はすべてブラック ホールから来ており、計算の観点からはブラック ホールのほうが扱いやすいものでした。しかし、この信号には軽い天体も含まれており、ブラックホールの合体よりもはるかに長く続きました。 「これが私たちが練習したのと同じ種類のシステムではないことはすぐに明らかです」とリード氏は言いました。
2 つのブラック ホールが一緒に螺旋を描くと、軌道エネルギーが重力波として時空に流れ込みます。しかし、90 秒の長さの新しい LIGO 信号の最後の 1 秒ほどで、それぞれの天体はブラックホールにはできないことを行いました。それは変形しました。二人はお互いの体を伸ばしたり圧迫したりし始め、軌道からエネルギーを奪う潮流を生み出した。これにより、他の場合よりも速く衝突するようになりました。
数か月にわたるコンピューターシミュレーションの実行に必死になった後、LIGO内のリードのグループは、信号に対する潮汐の影響に関する最初の測定結果を発表した。これまでのところ、チームは上限しか設定できません。つまり、潮汐の影響は弱いか、目立たないことさえあります。つまり、中性子星は物理的に小さく、中心の周りに物質がしっかりと保持されているため、潮流に引っ張られにくいということになります。 「最初の重力波測定は、ある意味、X線観測で言われてきたことを裏付けるようなものだと思います」とリード氏は語った。しかし、これが最後の言葉ではありません。彼女は、同じ信号のより洗練されたモデリングにより、より正確な推定値が得られると期待しています。
NICER と LIGO はどちらも中性子星の物質を観察する新しい方法を提供しているため、多くの専門家は、物質が重力にどのように耐えられるかという問題に対して、今後数年で明確な答えが得られるだろうと楽観視しています。しかし、アルフォードのような理論家は、中性子星物質の柔らかさを測定するだけでは、それが何であるかを完全に明らかにすることはできないと警告しています。
おそらく他の署名からさらに多くのことが言えるでしょう。たとえば、中性子星が冷える速度を継続的に観測することで、天体物理学者は、中性子星内部の粒子やそのエネルギーを放射する能力について推測できるようになるはずだ。または、時間の経過とともに回転がどのように遅くなるかを観察すると、内部の粘度を判断するのに役立つ可能性があります。
結局のところ、高密度物質がいつ相を変え、それが何に変化するかを知ることだけでも、価値のある目標だとアルフォード氏は主張する。 「さまざまな条件下で物質の特性をマッピングすることは、一種のことです」と彼は言いました。 物理学。
この記事は Wired.com に転載されたものです。
