Nötron yıldızları, evrendeki en yoğun nesnelerden bazılarıdır. Supernova’ya giden, 10 km’lik tipik bir yarıçapa sahip olan çökmüş bir megastarın çekirdeğidir – Mt. Everest’in yüksekliğinden biraz daha fazla – ve yoğunlukları atomik çekirdeklerin birkaç katı olabilir.
Fizikçiler bu gibi aşırı nesneleri severler, çünkü teorilerini yeni alemlere uzatmalarını ve onaylanıp onaylanmadıklarını veya yeni düşünce ve yeni bilim gerektirenleri görmelerini gerektirirler.
Araştırmacılar ilk kez nötron yıldızlarının iç kısmını incelemek için kafes kuantum kromodinamiği kullandılar, yıldız içindeki ses hızı için yeni bir maksimum sınır elde ettiler ve oradaki basınç, sıcaklık ve diğer özelliklerin birbirleriyle nasıl ilişkili olduğunu daha iyi anladılar.
İşleri şurada yayınlandı Fiziksel İnceleme Mektupları.
Nötron yıldızları, humongo yoğunluğun yanı sıra başka zorluklar da sunar. Küçük boyutları, bir noktadan daha fazlası görünmedikleri için teleskoplarla görsel olarak çalışmayı imkansız hale getirir. (Dünyaya en yakın nötron yıldızı 400 ışıkyılı uzaklıktadır.)
Yeryüzündeki laboratuvarlar, yoğunluklarına uygun dökme malzemeler, sudan yaklaşık iki kat katlı veya boyutlarına yaklaşamazlar. İlgili denklemler standart matematiksel veya hesaplama teknikleri ile çözülemediğinden, bunları teorik olarak incelemek bile zordur.
Hem parçacık teorisi hem de simülasyonları kullanarak bu yeni yaklaşım, nötron yıldızlarının iç kısmı üzerinde yeni, titiz kısıtlamalar belirlemiştir. Özellikle, maksimum bir ses hızı – aşırı derecede yüksek ama kesin – ve bu tür yıldızlar daha önce düşünülenden daha büyük büyüyebilir.
Herhangi bir madde gibi, nötron yıldızlarının bir durum denklemi veya daha kesin olarak su için olduğu gibi bir faz diyagramı vardır.
Bir nötron yıldızının özellikleri, protonların ve nötronların, kuarkların ve gluonların etkileşimleriyle ilgili güçlü kuvvet teorisi olan kuantum kromodinamiği (QCD) ile belirlenir.
Ancak QCD, partikül etkileşimlerinin hesaplanmasını son derece zorlaştırır, çünkü kuvvet taşıyan bozon, gluon, kendisi güçlü kuvvet parçacıklarının ana kuantum sayısı olan “renk” yükünü taşır. Sanki elektromanyetik (EM) kuvvetini ileten boronun bir elektrik yükü vardı. (Bunun yerine, foton elektriksel olarak nötrdür.)
Bu nedenle, QCD’ye “doğrusal olmayan” teori denir. QCD ayrıca asimptotik özgürlüğün kendine özgü özelliğine sahiptir – kuvvet küçüktür ve bir proton içindeki gibi küçük mesafelerde kaybolur, ancak diğer üç kuvvetin tam tersi, mesafe arttıkça büyür.
Kuplaj büyük olduğunda, kuantum alan teorisyenleri, hesaplamayı sonsuz bir seriye (temel hesapta tanıdık bir Taylor serisi gibi) ve ilk terimlerden sadece bir veya birkaçını hesaplamayı içeren standart, iyi honlanmış matematiksel tekniklerini kullanamazlar.
Pertürbasyon teorisi EM’de iyi çalışır, çünkü EM bağlantısı sabitinin ardışık güçleri, alfa ~ 1/137, hızlı bir şekilde küçülür. Ancak bu, QCD’nin tüm enerji spektrumu için olmaz.
Bu nedenle, Massachusetts Teknoloji Enstitüsü (MIT) Teorik Fizik Merkezi’nden baş yazar Ryan Abbott ve meslektaşları yerleşik bir alternatif olan QCD’ye döndü.
Orada, parçacık etkileşimlerinin meydana geldiği boşluk ve zaman ayrı bir ızgaraya ayrılır ve etkileşimlerin dinamikleri sadece bir bilgisayar tarafından bu ızgara noktalarında hesaplanır. Bu tekniğin bile nötron yıldız yoğunluklarında sorunları vardır.
Ancak başka bir sadeleştirme mümkündür: Proton ve nötronun sırasıyla +1/2 veya -1/2 zıt değerlerinde sahip olduğu başka bir kuantum sayısı olan Isospin’i kullanarak (proton ve nötronun aynı parçacığın izospin durumları olarak ancak zıt izospinlerle tedavi edilebileceği fikri).
İzospinin kuantum mekanik matematiği, kuantum mekaniğinde ve kuantum elektrodinamiğinde sıradan partikül spinine çok benzer. Herhangi bir yoğunluktaki nükleer maddenin sıfır olmayan izospin yoğunluğundaki nükleer maddeden daha az bir basınca sahip olduğu bilinmektedir.
Bu sınırı basınç üzerinde kullanarak, grup nötron yıldızının yüksek yoğunluklu bölgelerine “delebildi” ve titiz sonuçlar elde edebildi. Bunu yapmak için ekip, bir nötron yıldızının tam matematiksel tanımını azalttı, daha sonra “birkaç bin GPU saat” alan geniş kafes QCD modelleri çalıştırdı ve işi birkaç süper bilgisayar üzerinden ayırdı.
Hesaplamanın birçok kısmı daha önce diğer araştırmacılar tarafından yapılmıştı; Abbott, tüm sorunun bir süper bilgisayar üzerinde “birkaç milyon GPU saati” gerektirdiğini tahmin etti. Ayrık bir uzay-zaman ızgarasında simüle edilen izospin nükleer maddesini düzeltmek için, küçük kafes aralığının kaybolduğu “süreklilik sınırını” elde edebildiler, daha önce izospin nükleer maddesi için hiç yapılmamış bir şey.
Sıfır sıcaklıkta herhangi bir izospin kimyasal potansiyeli (sistemin parçacık sayısını eklerken veya azaltırken enerji değişimi) için bir izospin-yoğun madde denklemi elde ettiler, bu da ilk kez sunulan bir sonuç.
Konformal alan teorisinden, daha önce, sıkıştırılmış dalgalar olarak seyahat eden bir nötron yıldızındaki ses hızının, C/√3’ün güçlü etkileşen QCD maddesinde maksimum C/√3 olduğu öne sürülmüştü, burada C ışık hızıdır. Ancak Abbott ve grubu bunu aşan bir ses hızı buldular – belirsiz olsa da, daha yüksekti, aralık ¾ C’de zirve yapıyor.
Abbott ve meslektaşlarının sonuçları, nötron yıldızlarının konusunun daha fazla hesaplama çalışmalarına bir pencere açıyor. İletkenlik ve viskozite gibi daha rafine hesaplamalar mümkün olabilir ve belki de bir gün astronomik gözlemleri yorumlayabilir ve hatta belki de tahmin edebilir.
