W połowie drogi do czarnej dziury
We Wszechświecie istnieją dwa rodzaje fundamentalnych elementów składowych: fermiony (np. elektrony i kwarki) oraz bozony (np. fotony). Jedyną własnością, która dzieli składniki kosmosu na te dwa obozy, jest to, jak zachowują się, gdy próbujemy połączyć ich stany kwantowe. Określenie "stan kwantowy" po prostu odnosi się do liczb, których używamy do opisania cząstki w danym układzie, jej poziomu energii, momentu pędu, spinu, i tak dalej.
Dwa fermiony nie mogą zajmować tego samego stanu kwantowego. Nigdy nie mogą mieć tego samego zestawu liczb kwantowych w opisie w układzie. Natomiast bozony nie mają takich ograniczeń. Oznacza to, że w przypadku ściśnięcia dwóch fermionów o temperaturze zera absolutnego, oba te fermiony nie mogą zajmować tego samego stanu o zerowej energii. Jeden z nich musi mieć inną konfigurację, np. wyższą energię lub inny spin. Oznacza to także, że cała gromada elektronów, nawet schłodzona do zera absolutnego, nie może mieć zerowej energii, zaś energia tego kłębka cząstek będzie się manifestować jako ciśnienie przeciwstawiające się dalszemu kolapsowi do środka.
Mówi się, że w tego rodzaju sytuacjach cząstki znajdują się w stanie "zdegenerowanym". Kiedy dochodzi do tego np. w jądrze martwej gwiazdy, mamy białego karła. Jeśli jednak grawitacja jest zbyt silna (szczególnie jeśli masa białego karła przekracza 140 procent masy słońca), "ciśnienie degeneracji" elektronu nie może z tą siłą konkurować, a biały karzeł zapada się. Nie jest to jednak jednokierunkowa podróż do katastrofalnej zapaści i zagłady w osobliwości czarnej dziury. Podczas masowej kompresji elektrony mogą zostać wchłonięte przez błądzące protony, tworząc dodatkowe neutrony. Gdy prawie cała materia wnętrza gwiazdy przekształcona zostaje w gęstą zupę neutronową, dalszemu rozpadowi zapobiega ciśnienie degeneracji neutronów, które jest w stanie utworzyć resztkowe jądro kilka razy większe od masy słońca, nie większe od jednak od ziemskiego miasta - gwiazdę neutronową.
Gwiazdy neutronowe również mają ograniczenia wagowe, ale ta liczba jest nieco trudniejsza do określenia, ponieważ nie jesteśmy do końca pewni, jak wygląda ich fizyka, która dzieje się głęboko wewnątrz ich jądra.
Czy zapadający się obiekt masywny zmierza prosto ze stanu gwiazdy neutronowej do czarnej dziury, czy też są jakieś inne przystanki na tej drodze?
Jeśli rozerwiemy garść neutronów, otrzymamy morze kwarków, które same w sobie są fermionami i doskonale nadają się do tworzenia ciśnienia degeneracyjnego. Czy może więc istnieć hipotetyczna gwiazda kwarkowa? Czy natura takie wytwarza?
Trudno to powiedzieć. Tak naprawdę nie znamy fizyki na poziomie kwarkowym zbyt dobrze. Problem polega częściowo na tym, że kwarki są nieśmiałe i wcale nie chcą być widziane pojedynczo - tylko w grupach. Fizyka zgrupowanych kwarków jest potwornie złożona - nie wiemy, czy mogą one tworzyć stabilne struktury w odpowiedniej skali.
Z obserwacji też trudno powiedzieć. Z zewnątrz i z daleka (tj. z Ziemi), gwiazda kwarkowa wyglądałaby niemal jak gwiazda neutronowa: masywny, zwarty obiekt emitujący promieniowanie i utrzymujący szalone, silne pola magnetyczne. Mogą występować niewielkie, prawie niewidoczne różnice w ich sygnaturze elektromagnetycznej, ale nic takiego, co można łatwo wykryć. Być może gwiazdy neutronowe posiadają w swoich ośrodkach jądro oparte na kwarkach, ale, jak to już powiedziano, nie rozumiemy fizyki zbyt dobrze.
Dziwadełka
W literaturze przedmiotu tematem pokrewnym wobec gwiazd kwarkowych są tzw. gwiazdy dziwne. Jeśli ponad 400 neutronów będzie znajdować się obok siebie to nastąpi rozpad na kwarki i zamiana kwarków dolnych d na kwarki dziwne s. Taki twór składający się z trzech typów kwarków - dolnego i górnego (tworzą naszą ziemską materię) oraz dziwnego (wchodzi m.in. w skład nietrwałych cząstek - hiperonów, które uzyskuje się laboratoriach) w jednakowych ilościach nazwano materią kwarkową. Ponieważ żadna substancja w naszym otoczeniu nie zawiera kwarka dziwnego częściej używa się nazwę dziwadełko lub materia dziwna.
Teoretyczna dziwna materia jest bardzo trwała i stabilna, a do utrzymania kwarkowej gwiazdy w całości wcale nie potrzeba siły grawitacji. Gwiazdy dziwne pozostają związane w całość dzięki specyficznym siłom, z jakimi kwarki oddziałują na siebie nawzajem. Nie można wykluczyć, że niektóre obserwowane przez nas gwiazdy neutronowe to w rzeczywistości gwiazdy kwarkowe. Jeśli znajdziemy obiekty o promieniu wyraźnie mniejszym niż dziesięć km to nie jest to gwiazda neutronowa lecz kwarkowa.
Pierwsza podejrzana o dziwność gwiazda to pulsar 3C58 z konstelacji Kasjopei oddalony 10 tysięcy lat świetlnych od Ziemi. Zespół Davida Helfanda z Columbia University określił jej temperaturę na ok. milion stopni. 3C58 jest uważana za pozostałość po wybuchu supernowej z 1181 roku. Jeśli jednak to prawda, to pulsar jako gwiazda neutronowa jest dwa razy za chłodny, jak na swój wiek - twierdzą amerykańscy uczeni. Ponieważ zaś dziwna materia stygnie dużo szybciej, podejrzewają, że mają do czynienia właśnie z gwiazdą kwarkową. Drugim takim obiektem jest RX J1856.5-3754. Znajduje się ona w konstelacji Korony Południowej, jakieś 400 lat świetlnych od Ziemi i emituje znacznie ilości energii w postaci promieni rentgenowskich. Pomiary przeprowadzone przez zespół Jeremy'ego Drake'a z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics wskazują, że powierzchnia gwiazdy ma temperaturę 700 tysięcy stopni, a z tego można wywnioskować, iż ma ona średnicę zaledwie 11 km. Jednak odkrycia dokonane niedawno przez włoskich naukowców wskazują, że to jednak tylko "zwykła" gwiazda neutronowa.
Jeśli gwiazdy kwarkowe rzeczywiście istnieją, to muszą być bardzo rzadkie, ponieważ jest to bardzo wąskie okno pomiędzy warunkami koniecznymi do stworzenia regularnej gwiazdy neutronowej i pełnej czarnej dziury. Więc nawet jeśli użyjemy matematyki i zobaczymy, że gwiazdy kwarkowe są dozwolone przez znane prawa fizyki, jest prawdopodobne, że i tak ich nie znajdziemy.
