クォーク星

クォーク星は、非常に高い中心温度と圧力によって核粒子がクォーク物質（自由クォークからなる物質の連続状態）を形成する、仮説上のコンパクトでエキゾチックな星の一種である。^[1]

一部の大質量星は、その寿命の終わりに収縮して中性子星を形成することが観測され、理論的にも説明されている。中性子星内の極端な温度と圧力下では、中性子は通常、縮退圧によって分離されており、星を安定させ、それ以上の重力収縮を妨げている。^[2]しかし、さらに極端な温度と圧力下では、中性子の縮退圧が克服され、中性子は強制的に融合して構成クォークに溶解し、高密度に詰まったクォークに基づくクォーク物質の超高密度相を作り出すという仮説がある。この状態では、クォーク間の新たな縮退圧と反発する電磁力が発生し、完全な重力収縮を妨げるため、新たな平衡が出現すると考えられる。

これらの考えが正しければ、クォーク星は宇宙のどこかに存在し、観測できるかもしれない。このようなシナリオは科学的にはもっともらしいと考えられているが、観測や実験では証明されていない。クォーク物質を安定させるために必要な極めて極端な条件は、いかなる実験室でも作り出すことができず、自然界で直接観測されたこともない。クォーク物質の安定性、ひいてはクォーク星の存在は、これらの理由から物理学における未解決の問題の 1 つとなっている。

クォーク星が形成できるとすれば、クォーク星物質が存在する可能性が最も高い場所は、クォーク縮退（中性子が高密度のクォーク物質に分解するポイント）に必要な内部圧力を超える中性子星の内部だろう。また、大質量星が寿命の終わりに崩壊した場合にも、クォーク星物質が形成される可能性がある。ただし、星が中性子星を超えて崩壊するほど大きくても、ブラックホールを形成するほど大きくない場合が考えられる。

もし存在するなら、クォーク星は中性子星に似ていて、中性子星と間違えられやすい。クォーク星は、 II型超新星爆発で大質量星が死ぬときに形成され、極めて高密度で小型で、非常に強い重力場を持つ。また、自由クォークは縮退した中性子物質と一致する特性を持たないと予想されるため、中性子物質の殻も含まない限り、中性子星の特徴のいくつかを欠くことになる。例えば、中性子星と比較して、電波が届かなかったり、サイズ、電磁場、表面温度が異常であったりする可能性がある。

クォーク星に関する分析は、1965年にソビエトの物理学者DDイヴァネンコとDFクルドゲライゼによって初めて提案されました。^{[3] [4]}クォーク星の存在は確認されていません。

クォーク物質の状態方程式は不確かであり、中性子縮退物質とクォーク物質の間の遷移点も同様である。^{[5]理論上の不確実性により、}第一原理から予測を行うことができない。実験的には、クォーク物質の挙動は粒子加速器で活発に研究されているが、これは原子核サイズの非常に高温 (10 ¹² K以上)のクォーク-グルーオンプラズマ塊しか生成できず、これは形成後すぐに崩壊する。極めて高密度で 10 ¹² Kをはるかに下回る温度のコンパクトな星の内部の状態は、人工的に再現することはできない。なぜなら、クォーク星内部にあるような「冷たい」クォーク物質を直接生成、保存、または研究する方法が知られていないためである。理論では、これらの条件下ではクォーク物質がいくつかの特異な特性を持つことが予測されている。^[要出典]  

中性子星を構成する中性子縮退物質が、星自身の重力または星を作った最初の超新星からの十分な圧力を受けると、個々の中性子が構成クォーク（アップクォークとダウンクォーク）に分解し、クォーク物質と呼ばれるものを形成すると仮定されています。この変換は、物理的な状況に応じて、中性子星の中心部に限定される場合もあれば、星全体を変化させる場合もあります。このような星はクォーク星として知られています。^{[7] [8]}

アップクォークとダウンクォークからなる通常のクォーク物質は、通常の原子物質に比べてフェルミエネルギーが非常に高く、極端な温度や圧力下でのみ安定します。これは、安定したクォーク星はクォーク物質コアを持つ中性子星のみであり、通常のクォーク物質のみからなるクォーク星は非常に不安定で、自発的に再配置することを示唆しています。^{[9] [10]}

通常のクォーク物質を低温・低圧下で不安定にする高いフェルミエネルギーは、十分な数のアップクォークとダウンクォークをストレンジクォークに変換することで大幅に低下することが示されている。ストレンジクォークは、相対的に言えば、非常に重いタイプのクォーク粒子だからである。^[9]この種のクォーク物質は特にストレンジクォーク物質として知られており、星間空間の条件下（つまり、外部圧力と温度がほぼゼロ）で実際に安定するかどうかが推測され、現在科学的調査の対象となっている。これが事実である場合（ボドマー・ウィッテン仮定として知られている）、完全にクォーク物質でできたクォーク星は、ストレンジクォーク物質に素早く変換すれば安定するだろう。^[11]

ストレンジクォーク物質でできた星はストレンジ星として知られています。これらはクォーク星の明確なサブタイプを形成します。^[11]

理論的研究により、クォーク星は中性子星や強力な超新星から生成されるだけでなく、ビッグバン後の初期の宇宙の相分離でも生成される可能性があることが明らかになっています。^[9]これらの原始クォーク星が、初期宇宙の外部温度と圧力条件によって不安定になる前にストレンジクォーク物質に変化した場合、ボドマー・ウィッテンの仮定が成り立つと、安定する可能性があります。このような原始ストレンジ星は今日まで生き残っている可能性があります。^[9]

クォーク星には、通常の中性子星とは異なるいくつかの特別な特性がある。中性子星内部の物理的条件では、密度は極めて高いが温度は 10 ¹² K をはるかに下回るため、クォーク物質はいくつかの特異な特性を示すと予測されている。フェルミ液体として振る舞い、いわゆるカラー超伝導のカラーフレーバーロック (CFL) 相に入ると予想されている。ここで「カラー」とは、電磁気学における 2 つの電荷 (正と負) ではなく、強い相互作用で示される 6 つの「電荷」を指す。密度がわずかに低い、つまりコンパクト星の表面に近い高層では、クォーク物質は非 CFL クォーク液体として振る舞う。この相は CFL よりもさらに謎に満ちており、カラー伝導や、まだ発見されていないいくつかの相が含まれる可能性がある。これらの極端な条件は現在、実験室で再現することができないため、直接の実験からこれらの相について推測することはできない。^[12]

少なくとも上記の仮定の下では、与えられた中性子星がクォーク星である確率は低いので^{[引用が必要]}、天の川銀河にはクォーク星の数は少ないでしょう。しかし、高密度の中性子星がクォーク星に変わる可能性があるとすれば、観測者は間違ったタイプの星を探すことになるため、クォーク星の数は当初考えられていたよりも多くなります。^{[引用が必要]}

クォークや高密度への閉じ込めが解除されていない中性子星は、1 ミリ秒より短い回転周期を持つことはできません。このような凝縮された物体の想像を絶する重力があっても、より高速な回転の向心力によって表面から物質が放出されるため、1 ミリ秒以下の周期のパルサーが検出されれば、クォーク星の強力な証拠となります。

チャンドラX線観測衛星が2002年4月10日に発表した観測結果では、これまで中性子星だと考えられていた2つのクォーク星の可能性がある星RX J1856.5−3754と3C 58が検出されました。既知の物理法則に基づくと、前者は本来よりもずっと小さく、後者は本来よりもずっと冷たく見えたため、中性子縮退物質よりも密度の高い物質で構成されていることが示唆されました。しかし、これらの観測結果は決定的なものではないと述べる研究者らから懐疑的な見方が出ており、^[13] 2000年代後半から、RX J1856がクォーク星である可能性は排除されています。

もう一つの星、XTE J1739-285 ^[14]は、アイオワ大学のフィリップ・カーレット率いるチームによって観測され、クォーク星の候補である可能性があると報告されています。

2006年、北京大学のYou-Ling Yueらは、PSR B0943+10が実際には低質量クォーク星である可能性があると示唆した。 ^[15]

2008年には、超新星SN 2006gy、SN 2005gj、SN 2005apの観測からもクォーク星の存在が示唆されたと報告された。^{[16]超新星}SN 1987Aの崩壊した核はクォーク星である可能性が示唆されている。^{[17] [18]}

2015年、南京大学のZi-Gao Daiらは、超新星ASASSN-15lhは新生ストレンジクォーク星であると示唆した。^[19]

2022年には、2つの中性子星が合体して重力波を放出して形成されたと考えられるGW190425がクォーク星である可能性が示唆された。^[20]

通常のクォーク物質とストレンジクォーク物質とは別に、中性子星やクォーク星の内部では、他の種類のクォークグルーオンプラズマが仮説上発生または形成される可能性があります。これには以下のものが含まれ、その一部は実験室で観察および研究されています。

• ロバート・L・ジャッフェは1977年に、ストレンジネス（qs qs ）を伴う4クォーク状態を提唱した。
• ロバート・L・ジャッフェは1977年に、アップクォーク、ダウンクォーク、ストレンジクォーク（uuddssまたはudsudsと表記）が同数含まれる6クォーク状態であるHダイバリオンを提唱した。
• 重いクォーク (QQ qq )を含む多重クォーク結合系。
• 1987 年に、チャーム反クォーク (qqqs c ) を伴うペンタクォーク状態が初めて提案されました。
• 反ストレンジクォークと、アップクォークとダウンクォークのみからなる 4 つの軽いクォークを持つペンタクォーク状態 (qqqq s )。
• 軽いペンタクォークは反十重項内にグループ化され、最も軽い候補である Θ ^{+は、ロバート・L・ジャッフェとウィルチェックのダイクォークモデル (} QCD )でも記述できます。
• Θ ⁺⁺と反粒子Θ ⁻⁻。
• 二重ストレンジペンタクォーク (ssdd u )、軽いペンタクォーク反12重項のメンバー。
• チャームペンタクォーク_Θc（3100）（uuddc ）状態はH1共同研究によって検出された。^[21]
• テトラクォーク粒子は中性子星内部やその他の極端な条件下で形成される可能性がある。2008年、2013年、2014年にテトラクォーク粒子Z(4430)が地球上の研究室で発見され、調査された。^[22]

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