10.7. Кварковые звезды

Анализ состояния барионного вещества показывает, что при больших плотностях вещество ведет себя как газ свободных кварков, так как механизмы “запирающие” кварки в барионах уже не имеют доминирующего значения.

Расчеты состояния нейтронных звезд на основе квантовой хромодинамики, при плотностях превышающих плотности нейтронных звезд, показали, что в недрах таких звезд могут появиться свободные кварки и возможно появление кварковой звезды.Астрофизики в 1989 г. установили, что в центре взорвавшейся сверхновой СН 1987А возник пульсар. Это - самый необычный пульсар из всех известных ранее. Скорость его вращения вокруг собственной оси составляет 2000 , что втрое превышает скорость вращения самого быстрого из известных пульсаров.

Теоретик Гленденинг после анализа более 1400 уравнений состояний нейтронной звезды пришел к выводу: пульсар в центре сверхновой СН 1987А - кварковая звезда. Плотность вещества кварковой звезды должна превышать плотность атомных ядер в 10 - 12 раз. Предполагается, что кварковая звезда состоит из u-, d- и s-кварков, смешанных в равных пропорциях. Если давление пульсара превышает определенный предел, то переход в кварковую материю происходит самопроизвольно. При этом размеры звезды уменьшаются, а скорость вращения в соответствии с законом сохранения момента импульса, возрастает. Кварковые звезды удерживаются как единое тело не силами гравитации, как все обычные звезды, в том числе и нейтронные, а сильными взаимодействиями, которые “запирают” кварки в барионах.Таким образом, кварковые звезды оказываются ближе к образу макроскопического атомного ядра, чем нейтронные звезды.