原子は陽子、中性子、電子の3つからできている。電子は基本粒子の一種であるが、陽子と中性子はアップ・ダウンのクォークからなる複合粒子である。陽子にはアップが2個、ダウンが1個あり、中性子にはダウンが2個、アップが1個ある。強い力の不思議な性質により、これらのクォークは常に互いに結合しているため、少なくとも何もない真空の中では、電子のように本当に自由な粒子にはなり得ない。しかし、『Nature Communications』誌に掲載された新しい研究によると、中性子星の中心部ではクオークが解放されることがわかった。

中性子星は大きな星の残骸である。中性子星は、恒星の核がブラックホールに崩壊するのを防ぐための最後の手段である。高密度のコアの核燃料を使い果たした後、重力に対抗できるのは中性子の量子圧力だけだ。そして、そこが物事を複雑にしている。

中性子星の単純なモデルでは、そのコアは中性子で満たされており、中性子同士がぶつかり合う可能性がある。中性子同士はものすごいエネルギーでぶつかり合うかもしれないが、それでも中性子であることに変わりはない。中性子の中のクォークは、中性子がバラバラになるにはあまりにも強く結合している。しかし、この重力のエッジで中性子が緩み、クォークが一緒になってクォーク・スープのようなものになると主張する人もいる。このことは、中性子星が高密度のクォーク核を持つ可能性があることを意味する。

残念ながら、中性子星で実験をすることはできないし、地球上で中性子星のような高密度の核物質を作ることもできない。状態方程式は物質のバルク特性を計算する方法であり、中性子星ではその状態方程式はトルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ（TOV)方程式として知られている。唯一の問題は、TOV方程式がとてつもなく複雑な方程式であることで、中性子星にクォークコアがあるかどうかを計算するためにTOV方程式を使った場合、得られる答えは…たぶん…である。

今回の研究では、研究チームは異なるアプローチをとった。状態方程式の計算を繰り返す代わりに、中性子星の質量と大きさに関する観測データを取り、ベイズ統計を適用したのだ。この統計的手法は、観測のパターンを見て、微妙だが強力な方法で可能性の高いシナリオを推定する。この場合、もし中性子星にクォーク核があれば、クォーク核のない中性子星よりもわずかに密度が高くなる。小さな中性子星にはクォークコアがない可能性が高く、最も質量の大きな中性子星にはクォークコアがある可能性が高いので、質量密度関係のシフトがベイズ統計に現れるはずだ。

研究チームは、質量が太陽2個分以上の大質量中性子星は、クォークコアを持つ可能性が80％～90％であることを発見した。本当の問題は、クォーク星が存在するかどうかではなく、クォーク星と通常の中性子星との間の移行がどこにあるのか、ということのようだ。

公平を期すために、この分析はかなり少ないデータサンプルに頼っている。現在のところ、ほとんどの中性子星の質量と半径の両方がわかっていないが、それは時間の経過とともに変わっていくだろう。もっとデータが増えれば、クォーク物質と高密度中性子物質の間の臨界位相シフトを突き止めることができるはずだ。しかし今のところ、いくつかの中性子星は我々が想像していたよりもずっと奇妙であることは間違いない。

論文

• Nature Communications: Strongly interacting matter exhibits deconfined behavior in massive neutron stars

この記事は、BRIAN KOBERLEIN氏によって執筆され、Universe Todayに掲載されたものを、クリエイティブ・コモンズ・ライセンス（表示4.0 国際）に則り、翻訳・転載したものです。元記事はこちらからお読み頂けます。