通過開發一種新的理論聯繫來描述緻密恆星（超新星爆發後的大質量恆星的殘餘物）如何獲得中子，研究人員找到了一種在非常極端的條件下測試核物理特性的方法。
就像ia的搖搖欲墜的本質 大質量恆星或者 中子星 它是一個很小但密度極高的物體，最多可填充三倍 我們太陽的質量 在一個小體積。模型預測中子星的直徑有十幾英里或更多，但它們的確切半徑一直不清楚。
雷佐拉和他在法蘭克福的同事克里斯蒂安·埃克（Christian Ecker）通過對中子星緻密性的新研究使事情變得更加清晰。
難以確定中子星的半徑有幾個原因。一個障礙是所有已知的中子星都離我們太遠，但主要挑戰圍繞著物理學家所說的狀態方程。這描述了中子星內部的密度和壓力，從中可以準確地推斷出半徑和其他屬性。
問題在於中子星內部的條件非常極端，以至於我們對核物理的理解達到了極限。一勺中子星物質的重量可達數十億噸。在巨大的壓力下，原子被壓碎，帶正電的質子與帶負電的電子結合，產生一個充滿了物質的物體。 中子。
但在中子星的中心，奇異的物理學可能會盛行：例如，可能存在稱為超子的“奇怪”物質粒子，或者極端的重力甚至會導致中子聚集在一起並迫使 夸克 它們的顆粒幾乎可以自由流動。然而，沒有辦法測試這一切，因為科學家無法在實驗室中復制中子星內部的條件。 地球。實在是太極端了。
因此，不是只有一個中子星狀態方程，而是有一整套可能的狀態方程，每個模型都有一個描述中子星內部可能條件的模型。
為了估計中子星的緻密程度，雷佐拉和埃克考慮了數万個狀態方程。然而，為了使事情更容易管理，他們在每種情況下只觀察了可能的最大質量的中子星。
“廣義相對論的一個眾所周知的結果是，對於任何狀態方程，都存在最大允許質量，”雷佐拉說。 “任何大於最大措施的措施都會導致 黑洞。我們從觀察中得知，最大允許質量必須在兩到三個太陽質量之間。 ”
Rezzolla和Ecker驚訝地發現中子星的緻密性有一個上限，基於此，中子星的質量與其半徑之比始終小於1/3。
該比率可以用物理學中常用的幾何單位來定義。 廣義相對論 並允許質量用長度而不是重量來表示。
“因為我們對緊湊性設定了上限，所以我們可以對半徑設定下限，”雷佐拉說。 “一旦我們測量了中子星的質量，我們就可以說它的半徑必須大於其質量的三倍。”
雷佐拉和埃克還發現，這個比率適用於所有狀態方程，無論其最大質量如何。乍一看，這似乎令人驚訝，因為人們會自然而然地認為質量更大的中子星將是最緊湊的，因為它們會有更強的引力試圖使它們收縮。相反，中子星內部發揮作用的奇異核物理似乎克服了這一點並平衡了一切。
這種聯繫部分源自量子色動力學（QCD）的原理，它是關於如何 強大的力量 將稱為夸克的粒子結合形成中子等粒子。強力由稱為 膠子 （這個名字來源於夸克將夸克粘在一起的事實）而 QCD 是驅動夸克的量子場論，賦予它們一個奇怪的量子數“色荷”。
雷佐拉和埃克應用某些基於標準 QCD 的假設來推導它們的緊緻性關係——他們將其描述為 QCD 在中子星內部結構上留下“痕跡”。這意味著，如果精確測量中子星的半徑成為可能，那麼任何偏離這一關係的行為都將成為我們對 QCD 的理解出現問題的巨大線索。
“如果我們看到違反這一結果的情況，例如中子星的緻密性大於 1/3，那麼就表明我們使用的 QCD 假設有問題，”雷佐拉說。
我們可能不需要等待太久就能夠對中子星的半徑進行精確觀測，然後可以測試這種連接和 QCD。 Rezzolla 將前景描述為“樂觀”，並引用了 NICER（中子星內部成分探索器）實驗 國際空間站以及測量值 引力波 事件，其中一些涉及黑洞與中子星的合併。迄今為止，只有一個案例，即 GW 170817，有兩顆中子星參與了合併。
“如果我們能看到更多像 GW 170817 這樣的事件，我們就可以對中子星可能的半徑施加更嚴格的限制，”雷佐拉說。
Rezzolla 和 Ecker 的研究發表在預印本論文存儲庫中 arXiv。
