核パスタ

天体物理学と原子核物理学において、核パス​​タは中性子星の殻内に存在すると仮定されている理論上の縮退物質の一種である。もし存在するなら、核パスタは宇宙で最も強い物質となるだろう。^[1]中性子星の表面と中心部のクォーク・グルーオン・プラズマの間では、物質密度が10 ¹⁴  g/cm ³の場合、核引力とクーロン反発力は同程度の大きさである。この力の競合により、中性子と陽子から構成されるさまざまな複雑な構造が形成される。天体物理学者は、これらの構造の形状がさまざまなタイプのパスタに似ていることから、このような構造を核パスタと呼んでいる。^{[2] [3]}

中性子星は、超新星爆発後に大質量星の残骸として形成される。中性子星は、その前駆星とは異なり、ガスプラズマから構成されていない。むしろ、コンパクトな質量の強力な重力が電子の縮退圧力を克服し、星の内部で電子捕獲を引き起こす。その結果、まばらな陽子と電子が点在する、ほぼ純粋な中性子物質のコンパクトな球体が形成され、前駆星の数千分の1の空間を満たす。^[4]

表面では圧力が十分に低いため、ヘリウムや鉄などの従来の原子核は互いに独立して存在でき、原子核同士のクーロン反発によって押しつぶされることはありません。 ^{[5]中心部では圧力が非常に高いため、このクーロン反発では個々の原子核を支えることができず、理論上の}クォーク・グルーオン・プラズマなどの超高密度物質が存在するはずです。^[要出典]

核パスタの形成には、少量の陽子の存在が不可欠です。陽子と中性子の間の核引力は、2つの陽子または2つの中性子の核引力よりも大きいです。中性子が陽子の電気的反発に対して通常の原子の重い核を安定させるように作用するのと同様に、陽子はパスタ相を安定させるように作用します。陽子の電気的反発、核間の引力、および星のさまざまな深さでの圧力の間の競争が、核パスタの形成につながります。^[6]

中性子星では核パスタは観測されていないが、その相は中性子星の内殻に存在すると理論づけられており、表面の通常物質と中心部の超高密度物質との間の遷移領域を形成している。すべての相は非晶質で、不均一な電荷分布を持つと予想される。^[2]この遷移領域の上部に向かって、圧力が十分に高くなるため、通常核ははるかに大きな半球状の集合体に凝縮される。これらの形成物は、中性子含有量が高く、核子の数が数十から数百に及ぶため、星の外では不安定である。この半球状の相はニョッキ相として知られている。^[7]

地殻のより深い層で予想されるように、ニョッキ相が圧縮されると、ニョッキ内の陽子の電気的反発は個々の球体の存在を維持するのに十分ではなく、それらは長い棒状に押しつぶされます。棒の長さによっては、何千もの核子を含むことができます。これらの棒はスパゲッティ相として知られています。さらに圧縮されると、スパゲッティ相の棒は融合して、ラザニア相と呼ばれる原子核物質のシートを形成します。ラザニア相をさらに圧縮すると、外核の均一な原子核物質が得られます。内地殻のより深くに進むと、原子核パスタの穴は、ブカティーニ相またはアンチスパゲッティ相と呼ばれる円筒形から、スイスチーズ相と呼ばれる散在する球状の穴に変化します。^[6]原子核は地殻と核の境界面で消え、恒星の液体中性子核に移行します。

パスタ相はホモロジー群によって特徴付けられる興味深い位相的性質も有する。^[8]

1.4太陽質量（M☉ ）で半径12kmの典型的な中性子星の場合 、地殻の核パスタ層の厚さは約100m、質量は約0.01M☉になります 。_質量で言えば、これは中性子星の地殻のかなりの部分を占めます。^{[9] [10]}

• 中性子星の合体

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