Atome bestehen aus drei Dingen: Protonen, Neutronen und Elektronen. Elektronen sind eine Art Elementarteilchen, Protonen und Neutronen sind jedoch zusammengesetzte Teilchen aus Up- und Down-Quarks. Protonen haben 2 Höhen und 1 Senke, während Neutronen 2 Tiefen und 1 Senke haben. Aufgrund der merkwürdigen Natur der starken Kraft sind diese Quarks immer aneinander gebunden, sodass sie niemals wirklich freie Teilchen wie Elektronen sein können, zumindest nicht im Vakuum des leeren Raums. Aber eine neue Studie in Naturkommunikation stellt fest, dass sie sich im Herzen von Neutronensternen befreien können.
Neutronensterne sind die Überreste großer Sterne. Sie sind ein letzter Versuch, zu verhindern, dass ein Sternkern in ein Schwarzes Loch kollabiert. Nachdem der gesamte Kernbrennstoff eines dichten Kerns verbraucht ist, ist das Einzige, was der Schwerkraft entgegenwirken kann, der Quantendruck der Neutronen. Und da wird es kompliziert.
Das einfache Modell eines Neutronensterns geht davon aus, dass sein Kern mit Neutronen gefüllt ist, die kurz davor stehen, in sich selbst zusammenzufallen. Sie mögen mit enormer Energie gegeneinander stoßen, aber sie sind immer noch Neutronen. Die darin enthaltenen Quarks sind viel zu fest gebunden, als dass die Neutronen auseinanderbrechen könnten. Einige haben jedoch argumentiert, dass sich Neutronen an diesem Gravitationsrand lösen können, sodass ihre Quarks zu einer Art Quarksuppe zusammenfließen können. Dies würde bedeuten, dass Neutronensterne einen dichten Quarkkern haben könnten.
Leider können wir keine Experimente mit Neutronensternen durchführen und auch nicht die Art dichter Kernmaterie eines Neutronensterns auf der Erde erzeugen, aber wir haben durch ihre Zustandsgleichung eine gewisse Vorstellung davon, wie sich dichte Kernmaterie verhält. Eine Zustandsgleichung ist eine Methode zur Berechnung der Masseneigenschaften eines Materials. Für Neutronensterne ist diese Zustandsgleichung als Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Gleichung (TOV) bekannt. Das einzige Problem besteht darin, dass der TOV eine unglaublich komplexe Gleichung ist, und wenn man damit berechnet, ob Neutronensterne einen Quarkkern haben, erhält man die Antwort … vielleicht.
Für diese neue Studie wählte das Team einen anderen Ansatz. Anstatt die Zustandsgleichungen zu berechnen, nutzten sie Beobachtungsdaten zur Masse und Größe von Neutronensternen und wandten die Bayes’sche Statistik an. Diese statistische Methode untersucht Beobachtungsmuster und extrapoliert wahrscheinliche Szenarien auf subtile, aber wirkungsvolle Weise. Wenn Neutronensterne in diesem Fall einen Quarkkern haben, sind sie etwas dichter als Neutronensterne ohne Quarkkern. Da kleine Neutronensterne wahrscheinlich keine Quarkkerne haben, während die massereichsten Neutronensterne dies wahrscheinlich tun, sollte sich in der Bayes’schen Analyse eine Verschiebung in der Masse-Dichte-Beziehung zeigen.
Das Team fand heraus, dass massereiche Neutronensterne, also solche mit Massen von mehr als zwei Sonnen, eine Wahrscheinlichkeit von etwa 80–90 % haben, Quarkkerne zu haben. Es scheint, dass die eigentliche Frage nicht darin besteht, ob Quarksterne existieren, sondern vielmehr darin, wo der Übergang zwischen Quarksternen und regulären Neutronensternen verläuft.
Um fair zu sein, stützte sich diese Analyse auf eine relativ kleine Datenstichprobe. Derzeit kennen wir weder die Masse noch den Radius der meisten Neutronensterne, aber das wird sich mit der Zeit ändern. Mit mehr Daten sollten wir in der Lage sein, die kritische Phasenverschiebung zwischen Quark-Materie und dichter Neutronen-Materie zu bestimmen. Aber im Moment können wir ziemlich sicher sein, dass einige Neutronensterne viel seltsamer sind, als wir es uns vorgestellt haben.