Neytron ulduzları kainatın ən sıx cisimlərindən biridir. Onlar fövqəlnovaya çevrilmiş çökmüş meqaulduzun nüvəsidirlər, tipik radiusu 10 km-dir – Everest dağının hündürlüyündən bir qədər böyükdür və onların sıxlığı atom nüvələrindən bir neçə dəfə çox ola bilər.

Fiziklər bu kimi ekstremal obyektləri sevirlər, çünki onlardan öz nəzəriyyələrini yeni aləmlərə genişləndirmələrini və onların təsdiq edilib-edilmədiyini və ya pozulmadığını görmək üçün yeni düşüncə və yeni elm tələb edirlər.

Tədqiqatçılar ilk dəfə olaraq neytron ulduzlarının içini öyrənmək üçün qəfəs kvant xromodinamikasından istifadə edərək, ulduzun içindəki səs sürəti üçün yeni maksimum limit əldə etdilər və oradakı təzyiq, temperatur və digər xüsusiyyətlərin bir-biri ilə necə əlaqəli olduğunu daha yaxşı başa düşdülər.

Onların işləri Physical Review Letters jurnalında dərc olunub .

Neytron ulduzları nəhəng sıxlıqdan başqa başqa problemlər də təqdim edir. Onların kiçik ölçüləri teleskoplarla vizual olaraq öyrənməyi qeyri-mümkün edir, çünki onlar bir nöqtədən çox görünmürlər. (Yerə ən yaxın neytron ulduzu 400 işıq ili uzaqdadır.)

Yer kürəsindəki laboratoriyalar öz sıxlığına uyğun, sudan təqribən katrilyon dəfə çox olan və ya ölçülərinə yaxınlaşan kütlə materialları yarada bilmirlər. Hətta onları nəzəri cəhətdən öyrənmək çətindir, çünki müvafiq tənlikləri standart riyazi və ya hesablama üsulları ilə həll etmək mümkün deyil.

Həm hissəcik nəzəriyyəsindən, həm də simulyasiyalardan istifadə edən bu yeni yanaşma neytron ulduzlarının daxili hissəsində yeni, ciddi məhdudiyyətlər müəyyən etmişdir. Xüsusilə, maksimum səs sürəti müəyyən edilmişdir – həddindən artıq yüksək, lakin müəyyəndir – və bu cür ulduzlar əvvəllər düşünüldüyündən daha çox böyüyə bilər.

https://googleads.g.doubleclick.net/pagead/ads?client=ca-pub-0536483524803400&output=html&h=188&slotname=8188791252&adk=1687169288&adf=4054963813&pi=t.ma~as.8188791252&w=750&abgtt=6&fwrn=4&lmt=1740718603&rafmt=11&format=750×188&url=https%3A%2F%2Fphys.org%2Fnews%2F2025-02-equation-state-dense-nuclear-neutron.html&wgl=1&uach=WyJXaW5kb3dzIiwiMTkuMC4wIiwieDg2IiwiIiwiMTMzLjAuNjk0My4xNDEiLG51bGwsMCxudWxsLCI2NCIsW1siTm90KEE6QnJhbmQiLCI5OS4wLjAuMCJdLFsiR29vZ2xlIENocm9tZSIsIjEzMy4wLjY5NDMuMTQxIl0sWyJDaHJvbWl1bSIsIjEzMy4wLjY5NDMuMTQxIl1dLDBd&dt=1740718603447&bpp=1&bdt=230&idt=179&shv=r20250226&mjsv=m202502250101&ptt=9&saldr=aa&abxe=1&cookie=ID%3Df22668bce9793ae4%3AT%3D1735196613%3ART%3D1740718040%3AS%3DALNI_Mb4Xpwl1SO1AcvqroR6xccDm_sheQ&gpic=UID%3D00000f7c5320f40b%3AT%3D1735196613%3ART%3D1740718040%3AS%3DALNI_Mb1dz_DHiT2yDzXLMaB9CDkQl4XGg&eo_id_str=ID%3Dcdf7f2f01784f52d%3AT%3D1735196613%3ART%3D1740718040%3AS%3DAA-Afjb8kbeupLLyQ0QHQmZxpM4v&prev_fmts=0x0&nras=1&correlator=7969155426649&frm=20&pv=1&rplot=4&u_tz=240&u_his=4&u_h=1080&u_w=1920&u_ah=1032&u_aw=1920&u_cd=24&u_sd=1&dmc=8&adx=447&ady=1970&biw=1903&bih=945&scr_x=0&scr_y=0&eid=31090663%2C95331832%2C31090628%2C31090357%2C95350015%2C95353078%2C95353782&oid=2&pvsid=1606265616586914&tmod=587195434&uas=0&nvt=2&ref=https%3A%2F%2Fphys.org%2F&fc=1920&brdim=0%2C0%2C0%2C0%2C1920%2C0%2C1920%2C1032%2C1920%2C945&vis=1&rsz=%7C%7CpeEbr%7C&abl=CS&pfx=0&fu=128&bc=31&bz=1&td=1&tdf=2&psd=W251bGwsbnVsbCxudWxsLDNd&nt=1&ifi=2&uci=a!2&btvi=1&fsb=1&dtd=184

Hər hansı bir maddə kimi, neytron ulduzların da vəziyyət tənliyi, daha dəqiq desək, su üçün olduğu kimi bir faza diaqramı var.

Neytron ulduzunun xassələri kvant xromodinamikası (QCD), proton və neytronların, kvarkların və qluonların qarşılıqlı təsirinə aid olan güclü qüvvə nəzəriyyəsi ilə müəyyən edilir.

Lakin QCD hissəciklərin qarşılıqlı təsirini hesablamağı son dərəcə çətinləşdirir, çünki qüvvə daşıyan bozon, qlüonun özü güclü qüvvə hissəciklərinin əsas kvant sayı olan “rəng” yükünü daşıyır. Sanki elektromaqnit (EM) qüvvəsini ötürən bozon olan fotonun elektrik yükü var idi. (Əvəzində foton elektrik cəhətdən neytraldır.)

Beləliklə, QCD “qeyri-xətti” nəzəriyyə adlanır. QCD həm də asimptotik azadlığın özünəməxsus xüsusiyyətinə malikdir – qüvvə kiçikdir və protonun daxilində olduğu kimi kiçik məsafələrdə mahiyyət etibarilə yox olur, lakin məsafə artdıqca, digər üç qüvvənin əksinə olaraq daha da böyüyür.

Birləşmə böyük olduqda, kvant sahəsi nəzəriyyəçiləri hesablamanı sonsuz sıraya (məsələn, əsas hesablamada tanış olan Teylor seriyası kimi ) parçalamaq və ilk şərtlərdən yalnız birini və ya bir neçəsini hesablamaqdan ibarət olan təlaş nəzəriyyəsi adlanan standart, yaxşı işlənmiş riyazi texnikadan istifadə edə bilmirlər.

Gündəlik anlayışlar üçün Phys.org-a etibar edən 100.000-dən çox abunəçi ilə elm, texnologiya və kosmosda ən son yenilikləri kəşf edin . Pulsuz xəbər bülleteni üçün qeydiyyatdan keçin və mühüm nailiyyətlər, yeniliklər və tədqiqatlar haqqında gündəlik və ya həftəlik yeniləmələr əldə edin .Abunə ol

Perturbasiya nəzəriyyəsi EM-də yaxşı işləyir, çünki EM birləşmə sabitinin ardıcıl səlahiyyətləri, alfa ~ 1/137, sürətlə azalır. Lakin bu, QCD-nin bütün enerji spektri üçün baş vermir.

Beləliklə, Massaçusets Texnologiya İnstitutunun (MIT) Nəzəri Fizika Mərkəzinin aparıcı müəllifi Rayan Abbott və onun həmkarları qurulmuş alternativ şəbəkəli QCD-yə müraciət etdilər.

Orada hissəciklərin qarşılıqlı təsirinin baş verdiyi məkan və zaman diskret şəbəkəyə bölünür və qarşılıqlı təsirlərin dinamikası kompüter vasitəsilə yalnız həmin şəbəkə nöqtələrində hesablanır. Hətta bu texnikanın neytron ulduz sıxlığı ilə bağlı problemləri var.

Ancaq başqa bir sadələşdirmə mümkündür: izospin istifadə edərək, proton və neytronun əks dəyərlərə malik olduğu başqa bir kvant nömrəsi, müvafiq olaraq +1/2 və ya -1/2 (fikir odur ki, proton və neytron eyni hissəciyin izospin vəziyyətləri kimi qəbul edilə bilər, lakin əks izospinlərlə).

İzospinin kvant mexaniki riyaziyyatı kvant mexanikasında və kvant elektrodinamikasında adi hissəcik spininə çox oxşardır. Məlumdur ki, istənilən sıxlıqdakı nüvə maddənin təzyiqi sıfırdan fərqli izospin sıxlığında olan nüvə maddəsindən daha azdır.

Təzyiqdəki bu məhdudiyyətdən istifadə edərək, qrup neytron ulduzunun yüksək sıxlıqlı bölgələrini “qazmağı” və ciddi nəticələr əldə etməyi bacardı. Bunun üçün komanda neytron ulduzunun tam riyazi təsvirini azaldıb, daha sonra işi bir neçə superkompüter üzərində bölərək “bir neçə min GPU saatı” alan geniş qəfəsli QCD modellərini işlətdi.

https://googleads.g.doubleclick.net/pagead/ads?client=ca-pub-0536483524803400&output=html&h=188&slotname=8188791252&adk=1687169288&adf=809300024&pi=t.ma~as.8188791252&w=750&abgtt=6&fwrn=4&lmt=1740718604&rafmt=11&format=750×188&url=https%3A%2F%2Fphys.org%2Fnews%2F2025-02-equation-state-dense-nuclear-neutron.html&wgl=1&uach=WyJXaW5kb3dzIiwiMTkuMC4wIiwieDg2IiwiIiwiMTMzLjAuNjk0My4xNDEiLG51bGwsMCxudWxsLCI2NCIsW1siTm90KEE6QnJhbmQiLCI5OS4wLjAuMCJdLFsiR29vZ2xlIENocm9tZSIsIjEzMy4wLjY5NDMuMTQxIl0sWyJDaHJvbWl1bSIsIjEzMy4wLjY5NDMuMTQxIl1dLDBd&dt=1740718603448&bpp=1&bdt=231&idt=191&shv=r20250226&mjsv=m202502250101&ptt=9&saldr=aa&abxe=1&cookie=ID%3Df22668bce9793ae4%3AT%3D1735196613%3ART%3D1740718602%3AS%3DALNI_Mb4Xpwl1SO1AcvqroR6xccDm_sheQ&gpic=UID%3D00000f7c5320f40b%3AT%3D1735196613%3ART%3D1740718602%3AS%3DALNI_Mb1dz_DHiT2yDzXLMaB9CDkQl4XGg&eo_id_str=ID%3Dcdf7f2f01784f52d%3AT%3D1735196613%3ART%3D1740718602%3AS%3DAA-Afjb8kbeupLLyQ0QHQmZxpM4v&prev_fmts=0x0%2C750x188&nras=1&correlator=7969155426649&frm=20&pv=1&rplot=4&u_tz=240&u_his=4&u_h=1080&u_w=1920&u_ah=1032&u_aw=1920&u_cd=24&u_sd=1&dmc=8&adx=447&ady=3685&biw=1903&bih=945&scr_x=0&scr_y=0&eid=31090663%2C95331832%2C31090628%2C31090357%2C95350015%2C95353078%2C95353782&oid=2&pvsid=1606265616586914&tmod=587195434&uas=0&nvt=2&ref=https%3A%2F%2Fphys.org%2F&fc=1920&brdim=0%2C0%2C0%2C0%2C1920%2C0%2C1920%2C1032%2C1920%2C945&vis=1&rsz=%7C%7CpeEbr%7C&abl=CS&pfx=0&fu=128&bc=31&bz=1&td=1&tdf=2&psd=W251bGwsbnVsbCxudWxsLDNd&nt=1&ifi=3&uci=a!3&btvi=2&fsb=1&dtd=659

Hesablamanın bir çox hissəsi əvvəllər digər tədqiqatçılar tərəfindən aparılmışdı; Abbott hesab edir ki, bütün problemdə superkompüterdə “bir neçə milyon GPU saatı” tələb olunur. Diskret məkan-zaman şəbəkəsində simulyasiya edilən izospin nüvə maddəsini düzəltmək üçün onlar izospin nüvə maddəsi üçün əvvəllər heç vaxt görülməmiş kiçik qəfəslər arasındakı məsafənin yox olduğu “davamlılıq həddini” əldə edə bildilər .

Onlar sıfır temperaturda hər hansı izospin kimyəvi potensialı (sistemin hissəcik sayını əlavə etdikdə və ya azaltdıqda enerji dəyişikliyi) üçün izospin sıx maddənin vəziyyətinin tənliyini əldə etdilər, nəticə ilk dəfə təqdim edildi.

Konformal sahə nəzəriyyəsindən əvvəllər belə bir fikir irəli sürülmüşdü ki, sıxılmış dalğalar kimi hərəkət edən neytron ulduzunda səsin sürəti güclü qarşılıqlı QCD maddəsində maksimum c/√3-ə malikdir, burada c işıq sürətidir. Lakin Abbott və onun qrupu bunu aşan bir səs sürəti tapdılar – qeyri-müəyyən olsa da, daha yüksək idi və diapazon ¾ c-də zirvəyə çatdı.

Abbott və həmkarlarının nəticələri neytron ulduzları ilə bağlı əlavə hesablama tədqiqatlarına pəncərə açır . Keçiricilik və özlülük kimi daha dəqiq hesablamalar mümkün ola bilər və bəlkə də nə vaxtsa astronomik müşahidələri şərh edə və hətta onları proqnozlaşdıra bilər.

Ətraflı məlumat: Ryan Abbott et al, QCD Constraints on Isospin-Dense Matter and the Nuclear Equation of State, Physical Review Letters (2025). DOI: 10.1103/PhysRevLett.134.011903

Jurnal məlumatı: Fiziki baxış məktubları 

© 2025 Science X Network