Hiukkasfysiikan Standardimalli kuvaa kolmea luonnon neljästä perusvuorovaikutuksesta: sähkömagnetismia sekä heikkoa ja vahvaa ydinvoimaa. Näistä laskennallisesti ylivoimaisesti vaikeimmin hallittava on vahva ydinvoima, jota vastaavaa Standardimallin osaa kutsutaan nimellä kvanttiväridynamiikka, tuttavallisemmin QCD. Kyseisen teorian monimutkaisuus on seurausta voiman nimestäkin pääteltävissä olevasta asiasta: se on pienillä energioilla eli suurilla etäisyyksillä erittäin vahva. Tästä johtuen esimerkiksi hadronien roolia teorian matalan energian eksitaatioina ei ole pystytty johtamaan analyyttisesti, vaan teorian ns. confinement- eli värivankeusominaisuus on alunperin päätelty havaintojen perusteella ja vasta myöhemmin pystytty numeerisesti mallintamaan tietokonesimulaatioiden avulla.

QCD-teorian toinen hyvin perustavanlaatuinen ominaisuus – vuorovaikutuksen voimakkuuden heikkeneminen suurien energioiden ja pienien etäisyyksien rajalla, ns. asymptoottinen vapaus – antaa mahdollisuuden käyttää analyyttistä häiriöteorian koneistoa tietyissä, hyvin rajatuissa tilanteissa. Yksi esimerkki tästä on kuuluisa ennuste, jonka mukaan riittävän kuumissa tai tiheissä olosuhteissa tavallinen vahvasti vuorovaikuttava aine, siis hadronikaasu tai ydinaine, käy läpi olomuodonmuutoksen faasiin, jossa vapausasteet ovat värivankeudestaan vapautuineita kvarkkeja ja gluoneja. Riittävä on kuitenkin varsin venyvä käsite: tässä tapauksessa se tarkoittaa jopa n. 10¹² Kelvin-asteen lämpötiloja tai vastaavasti äärimmäisen korkeita tiheyksiä.

Korkeissa lämpötiloissa kvarkkien ja gluonien muodostamaa eksoottista ainetta kutsutaan kvarkkigluoniplasmaksi. Niin hämmästyttävältä kuin se kuulostaakin, tätä ainetta on onnistuttu tuottamaan hyvin lyhyiksi ajanjaksoiksi törmäyttämällä lähes valonnopeutta kulkevia raskaita atomiytimiä toisiinsa: näitä ns. relativistisia raskasionitörmäyksiä on tutkittu mm. BNL:n RHIC- sekä CERN:n LHC-kiihdyttimissä. QCD:n faasidiagramman toiselle laidalle – hyvin korkeiden baryonitiheyksien ja niihin nähden matalien lämpötilojen alueelle – on huomattavasti hankalampaa yltää maanpäällisissä kiihdyttimissä, mutta motivaatiota tutkimukselta ei puutu. Tiheän kvarkkiaineen muodostamiseen vaadittavia, monta kertaa ydinaineen saturaatiotiheyden 0.16 baryonia/fm³ ylittäviä tiheyksiä voidaan nimittäin saavuttaa hyvin mielenkiintoisessa paikassa: supernovaräjähdysten myötä muodostuneiden neutronitähtien sisällä.

Kvarkkiaineen mahdollista olemassaoloa neutronitähtien ytimissä on pohdittu jo useiden vuosikymmenten ajan, mutta selkeää ”savuavaa asetta” kvarkkiytimien olemassaololle ei lukuisista yrityksistä huolimatta ole löydetty. Tehtävän vaikeus on helppo ymmärtää, kun muistetaan neutronitähtien olevan meistä vähintään satojen valovuosien päässä sijaitsevia, läpimitaltaan pääkaupunkiseudun kokoisia äärimmäisen tiheitä palloja. Toivoa herättää kuitenkin se, että neutronitähtipopulaation kaikkein perustavanlaatuisimmalla ominaisuudella – niiden massojen ja säteiden muodostamalla ns. MR-käyrällä – on yksikäsitteinen vastaavuus neutronitähtiaineen tilanyhtälön kanssa. Jos pystymme määrittämään tarkan MR-käyrän, saamme siis sivutuotteena tietää, miten tiheän QCD-aineen paine riippuu systeemin tiheydestä.

Aivan viime vuosina neutronitähtiaineen tutkimuksessa on tehty useita merkittäviä edistysaskeleita. Havaintopuolelta mainittakoon entistä tarkemmat sädemittaukset, useammat yli kahden auringon massan neutronitähtien olemassaoloon viittaavat havainnot, sekä ensi kertaa elokuussa 2017 havaittu kahden neutronitähden törmäyksestä lähtöisin ollut gravitaatioaaltosignaali, joka antoi osviittaa siitä, kuinka paljon toisiaan kiertävien tähtien muoto muuttuu ennen varsinaista yhteentörmäystä. Teoriapuolella on puolestaan tehty lukuisia edistysaskeleita – merkittäviltä osin suomalaisvoimin (ks. esim. [1])  – kylmän ja tiheän ydin- ja kvarkkiaineen termodynaamisten ominaisuuksien selvittämisessä. Työsarkaa kuitenkin riittää, sillä hiukkas- ja ydinfysiikan kannalta kaikkein monimutkaisin tiheysalue juuri ydin- ja kvarkkiaineen välisen faasitransition lähellä on vielä pitkälti hämärän peitossa.

Perinteisesti neutronitähtiaineen ominaisuuksia on ennustettu erilaisilla fenomenologisilla ydinfysiikan malleilla. Viimeisten vuosien aikana niille on kuitenkin ilmaantunut varsin erilaisista lähtökohdista ponnistava suomalaishaastaja. Yhdessä Aleksi Kurkelan (CERN ja Stavangerin yliopisto) sekä muiden yhteistyökumppaniemme kanssa olemme nimittäin osoittaneet, että interpoloimalla neutronitähtiaineen tilanyhtälöä matalan ja korkean tiheyden tunnettujen rajojen välillä on mahdollista johtaa sille hyvin rajattuja ja täysin malliriippumattomia ennusteita [2]. Hyvin pian ensimmäisten gravitaatioaaltomittausten raportoimisen jälkeen johdimme yhdessä Eemeli Annalan ja Tyler Gordan kanssa – molemmat silloin Helsingin yliopiston tutkijoita – siihen asti tarkimman malliriippumattoman ennusteen tilanyhtälölle, josta sittemmin muodostui standardireferenssi kyseiselle suureelle [3]. Hivenen myöhemmin ymmärsimme lähestymistapamme kykenevän muuhunkin: oikein sovellettuna se antaa mahdollisuuden johtaa erittäin hyödyllisiä rajoja monille neutronitähtiaineen ominaisuuksille aina äänen nopeudesta lähtien. Aivan erityisesti voimme esittää seuraavan kysymyksen: muistuttaako aine neutronitähtien keskustassa ominaisuuksiltaan enemmän ydin- vai kvarkkiainetta? Vastausta kysymykseen lähdimme etsimään yhteistyössä Joonas Nättilän (Columbian yliopisto) kanssa, jonka erikoisalaa ovat neutronitähtien sädemittaukset.

Projektimme lopputulos julkaistiin aivan hiljattain Nature Physics –lehdessä [4]: löysimme vahvaa näyttöä sille, että ainakin kaikkein massiivisimpien neutronitähtien ytimistä todella löytyy kvarkkiainetta. Käymällä läpi n. puoli miljoonaa satunnaisesti generoitua tilanyhtälöä ja poistamalla joukosta havaintoihin yhteensopimattomat yksilöt näimme, että mahdollisten tilanyhtälöiden joukosta lähes kaikki ennustavat massiivisten neutronitähtien ytimien käyttäytyvän kvarkkiaineen tavoin. Tämän lisäksi pystyimme rajaamaan tilanyhtälön käytöksen hyvin tarkkaan siinä tapauksessa, että kvarkkiainetta ei löydy lainkaan: äänen nopeuden täytyy tällöin saavuttaa ydinaineessa lähes valonnopeuden arvo, ja faasitransition ydin- ja kvarkkiaineen välillä tulee olla vahvasti ensimmäistä kertaluokkaa.

Erityisen mielenkiintoinen tilanne syntyy silloin, jos oletetaan, ettei äänen nopeus tiheässä QCD-aineessa milloinkaan ylitä ultrarelativistisen kaasun arvoa c/√3, jota sen tiedetään hyvin korkeilla tiheyksillä lähestyvän alapuolelta. Tällöin neutronitähtien kvarkkiytimet ovat nimittäin todella kookkaita, ja niiden säteet voivat parhaassa tapauksessa kattaa jopa puolet koko tähdestä. Koska äänen nopeus jää tämän rajan alle kaikissa tunnetuissa fysikaalisissa systeemeissä – mukaanlukien kuuma kvarkkigluoniplasma – on houkuttelevaa spekuloida sillä ajatuksella, että luonto käyttäytyy näin myös korkeiden tiheyksien rajalla. Tällöin tuloksistamme seuraa, että deconfinement-faasitransitio on hyvin suurella todennäköisyydellä vain pehmeä ”crossover”, eikä QCD:n faasidiagrammasta tarvitse lainkaan löytyä ns. kriittistä pistettä.

Kvarkkiydinten olemassaolon varmistuminen olisi valtavan iso edistysaskel neutronitähtien tutkimukselle, ja toisaalta kaikki tiheän QCD-aineen käytöstä rajaavat havainnot kullanarvoisia vahvan ydinvoiman fyysiikalle. Koska interpolaatiomenetelmällä johdetut tulokset tarkentuvat automaattisesti uusien teoreettisten tai kokeellisten tulosten ilmaantuessa, on odotettavissa, että jo lähivuodet tulevat antamaan osviittaa siitä, saavatko uudessa artikkelissamme esitetyt havainnot vahvistusta. Aivan erityisesti meitä kiinnostaa nähdä, pitääkö tekemämme otaksuma äänen nopeuden käytöksestä paikkansa. Paljon on siis pelissä, ja olo vähän kuin Anders Tegnellillä juuri ennen vasta-ainetestien valmistumista: kunpa luonto toimisi meidän ennustamallamme tavalla!

Aleksi Vuorinen
Apulaisprofessori, Projektipäällikkö, Suurenergiafenomelogia (High Energy Phenomenology in the LHC era)
Fysiikan osasto ja Fysiikan tutkimuslaitos (linkkejä asiaan liittyvään uutisointiin)

[1] T. Gorda, A. Kurkela, P. Romatschke, S. Säppi, A. Vuorinen, ”Next-to-Next-to-Next-to-Leading Order Pressure of Cold Quark Matter: Leading Logarithm”, Physical Review Letters 121 (2018) 20, 202701. https://arxiv.org/abs/1807.04120

[2] A. Kurkela, E. Fraga, J. Schaffner-Bielich, A. Vuorinen, ”Constraining neutron star matter with Quantum Chromodynamics”, Astrophysical Journal 789 (2014) 127 https://arxiv.org/abs/1402.6618

[3] E. Annala, T. Gorda, A. Kurkela, A. Vuorinen, ”Gravitational-wave constraints on the neutron-star-matter Equation of State”, Physical Review Letters 120 (2018) 17, 172703 https://arxiv.org/abs/1711.02644

[4] E. Annala, T. Gorda, A. Kurkela, J. Nättilä, A. Vuorinen, ”Evidence for quark-matter cores in massive neutron stars”, Nature Physics (2020)