«Кварковая материя» — не название одного вещества, которое можно налить в пробирку. Так называют несколько экстремальных состояний сильно взаимодействующей материи, где привычное описание через отдельные протоны и нейтроны перестаёт быть самым удобным. Надёжно созданный лабораторный пример — кварк-глюонная плазма в столкновениях тяжёлых ионов.
Совсем другой режим может существовать в глубине нейтронных звёзд: температура там намного ниже, зато плотность огромна. Теория допускает деконфайнмент кварков, strange quark matter и цветовую сверхпроводимость, но наблюдения пока не позволяют уверенно сказать, какая именно фаза находится в ядре реальной звезды.
- Почему в обычном веществе мы не видим свободные кварки
- Кварк-глюонная плазма воспроизводит условия очень ранней Вселенной
- Почему её называют почти идеальной жидкостью
- Нейтронная звезда исследует противоположный угол фазовой диаграммы QCD
- Strange matter и color superconductivity остаются теоретически важными сценариями
- Источники
Почему в обычном веществе мы не видим свободные кварки
Кварки несут цветовой заряд и взаимодействуют через глюоны по законам квантовой хромодинамики, QCD. При низких энергиях действует confinement: попытка растянуть цветовую струну между кварками в итоге выгоднее создаёт новые кварк-антикварковые пары, чем оставляет изолированный кварк.
Поэтому в обычных условиях кварки собраны в бесцветные адроны — протоны, нейтроны, мезоны и другие частицы. Но при достаточно высокой температуре или плотности структура вакуума и коллективное поведение могут измениться, создавая фазу, где кварковые и глюонные степени свободы распространяются на большем масштабе.
Кварк-глюонная плазма воспроизводит условия очень ранней Вселенной
В RHIC и LHC тяжёлые ядра разгоняют почти до скорости света и сталкивают. На крошечном объёме на мгновение возникает температура в триллионы градусов, при которой обычные адроны распадаются на горячую strongly interacting medium. После быстрого расширения система охлаждается и снова адронизуется.
Эту плазму нельзя сфотографировать напрямую до распада. Физики восстанавливают её свойства по тысячам частиц, вылетающих после столкновения: коллективному потоку, подавлению высокоэнергетических струй, тяжёлым кваркам, электромагнитным сигналам и корреляциям.
Почему её называют почти идеальной жидкостью
Ранние ожидания представляли quark-gluon plasma как сравнительно разреженный газ свободных кварков и глюонов. Эксперименты показали сильное коллективное течение, хорошо описываемое релятивистской гидродинамикой с очень малой вязкостью относительно плотности энтропии.
Слово «жидкость» здесь не означает каплю обычной жидкости. Это характеристика коллективного переноса импульса. QGP живёт около 10^-23 секунды и имеет микроскопический размер, но её поведение оказывается настолько согласованным, что гидродинамические переменные имеют физический смысл.
Нейтронная звезда исследует противоположный угол фазовой диаграммы QCD
В ядре массивной нейтронной звезды материя холодна по ядерным масштабам, зато давление сжимает барионы до нескольких ядерных плотностей. Неизвестно, остаются ли там отдельные нейтроны с примесями других частиц или происходит переход к деконфайненной кварковой фазе.
Наблюдения масс около двух солнечных, радиусов, приливной деформируемости при слияниях и рентгеновских данных NICER ограничивают уравнение состояния. Но разные микроскопические модели пока могут давать совместимые макроскопические звёзды, поэтому «кварковое ядро» остаётся гипотезой, а не установленным фактом.
Strange matter и color superconductivity остаются теоретически важными сценариями
Если при высокой плотности присутствует значительная доля strange-кварков, теория допускает strange quark matter и даже гипотетические strange stars. Другая идея — color superconductivity, где кварки образуют пары, аналогично куперовским парам в обычном сверхпроводнике, но за счёт сильного взаимодействия.
Эти состояния интересны потому, что соединяют ядерную физику, физику частиц и астрофизику. Они не делают эксперименты на LHC опасными: тяжёлоионные столкновения происходят в природе при космических лучах на энергиях, сопоставимых и выше лабораторных, а созданная горячая плазма мгновенно расширяется и охлаждается. Главная задача — не «удержать кварковую материю», а по короткому следу восстановить законы QCD в экстремальном режиме.
Фазовая диаграмма QCD сложна ещё и потому, что привычные численные lattice-QCD методы хорошо работают при высокой температуре и малой барионной плотности, но сталкиваются с sign problem при большой плотности. Именно тот режим, который нужен для ядра нейтронной звезды, оказывается вычислительно трудным. Поэтому теория опирается на эффективные модели, ограничения симметрий и связь с наблюдениями.
Будущие данные могут сузить пространство вариантов. Гравитационные волны от слияний дают приливную деформируемость, NICER измеряет массу и радиус пульсаров, а тяжёлоионные эксперименты сканируют разные энергии столкновений в поиске структуры фазового перехода. Ни один канал в одиночку не «увидит кварки в звезде», но их совместимость может указать, требуется ли фазовый переход в уравнении состояния.