从中子物质到夸克胶子等离子体的相变

!射线暴：从中子物质到夸克胶子等离子体的相变!
洪碧海!，"，李小波#
（!$丽水学院物理系，浙江丽水"#"%%%；#$上海交通大学物理系，上海#%%%"%；"$丽水学院计算机系，浙江丽水"#"%%%）
摘要：指出快速旋转的新生中子星内部存在着从正常强子物质到夸克胶子等离子体的相变过程，而!射线暴所释放的巨大能量可能正是这种相变过程的结果。

在新诞生的中子星通过偶极电磁辐射和四极引力辐射损失能量而减速时，其中心密度增加，并可能达到&’(的相变密度（原子核密度的) "!%倍）。

这种相变所释放出的能量可以解释!射线暴的强大能量暴发及其聚束效应。

!射线暴位置附近相当致密的气体环境和在其*射线余辉中金属发射线的观测是对这种观点的支持。

我们还给出了一些预言。

关键词：!射线暴（+,-）；夸克胶子等离子体（&+.）；奇异夸克物质（/&0）；超新星（/12345678）
中图分类号：.!9#文献标识码：:文章编号：!%%;<=>9?（#%%)）%#<%%#"<%=
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收稿日期：#%%)<%!<##
作者简介：洪碧海（!?=><），男，浙江松阳人，博士。

!引论
粒子物理学预言在超高的温度和密度下，存在着强子物质的一种新物态，称为夸克胶子等离子体（"#$%&’()#*+ ,)$-.$，简称"/0），在这种状态中，由于超高的温度和密度，原来被囚禁在重子内部的夸克开始摆脱重子结构框架的束缚成为游离的粒子，大量脱禁的夸克和胶子作为带电粒子基元组成等离子体，这就是所谓的夸克胶子等离子体。

后面将要介绍的奇异星就是由一种夸克胶子等离子体即奇异物质组成的天体。

超新星（1#,2%+*3$）爆发是中等质量以上的恒星的主序演化终点处发生的大规模爆发事件，是最激烈的天体物理现象之一。

超新星爆发使原来的恒星解体，把大量的物质抛出形成行星状星云，并可能在恒星原来的位置留下一个致密天体（中子星，奇异星或黑洞）。

超新星爆发在物理学上也具有重要意义，因为它为元素的核合成提供了充分的条件，并产生宇宙线。

爆发后留下的致密天体更是对极端物理条件下的物理现象进行观察和研究的场所。

因此超新星的观测和理论研究一直都是天体物理学中具有广泛兴趣的课题之一。

!射线暴（/$..$4$56#%-7，/46）简称!暴，是发生于天空某一方向的短时标高能!射线暴发现象。

!暴自89世纪:9年代末期发现以来，在高能天体物理领域引起了强烈的兴趣。

长期以来，人们围绕!暴的距离、总能量等问题进行了多方面的论争，提出了各种各样的模型，其中最著名的当推相对论高能粒子的火球模型，而根据火球成因的不同，这些模型又可以分成双中子星并合模型，;5,2%+*3$模型和超新星模型等<大类。

近年来发现的!暴余辉现象引起轰动，尤其是光学余辉的发现使!暴研究再一次成为人们关注的热点课题。

值得注意的是，!暴的余辉观测资料的积累日益显示出!暴和超新星之间的相关性。

后面我们将述及这个相关性为!暴的超新星模型提供了有力的支持。

根据理论上和观测上的多方面证据，这<个分别来源于粒子物理学，恒星天文学和高能天体物理学的对象可能存在着深刻的内在联系。

我们这里将提出一种可能的方案来理解这种联系。

8夸克胶子等离子体（"/0）
从89世纪:9年代到=9年代，粒子物理学最重要的进展当推基本粒子标准模型的建立。

根据这个模型，基本粒子之间存在着>种基本的相互作用，即引力相互作用、电弱相互作用、强相互作用以及@((-粒子之间的A#&$B$相互作用。

从今天的认识状况来看，物理学家对强相互作用的理解已经相当深入，但比起对引力和电弱相互作用的认识还是相当不足。

人们对89世纪C9年代建立起来的量子色动力学（"D E）赋予相当大的信心，认为它是一个成功地刻划了强相互作用基本图景的粒子理论。

根据基本粒子标准模型，夸克是强相互作用的基本粒子。

共有三代六味夸克，第一代为上夸克#和下夸克F，第二代是粲夸克G和奇异夸克-，第三代是顶夸克7和底夸克
H。

其中#、G、7的电荷为电子电量的
8
<
，F、-、H的电荷为电
子电量的’!
<。

上夸克#和下夸克F的质量与奇异夸克-相比可以忽略不计，而G、7、H这三味夸克的质量都在!/2I 以上，与奇异夸克相比可以认为是无穷大。

通常情况下，作为组成核子和其他强相互作用粒子的基石，夸克不能单独存在，总是存在于由8个或<个夸克共同组成的重子中，如质子是由8个#和!个F组成的，而中子是由8个F和!个#组成的。

这称为夸克禁闭现象。

但是，根据用分立的点阵为代表处理时空结构的晶格量子色动力学（)$77@G2 "D E），若温度或密度足够高（温度高于!J9"899K2I，密
度大于J"!9#
9
，其中#
9
!<L!9!>(／G.<是原子核物质的密度），夸克将从重子中游离而出，重子物质之间的界限将变得模糊乃至最后消失，结果会出现一种强相互作用物质的新的存在状态，就是所谓的夸克胶子等离子体（"/0）。

所谓的奇异夸克物质（17%$+(2M#$%&.$772%，简称1"K）就是由上夸克#，下夸克F和奇异夸克-（以及一小部分电子以保持电中性）组成的夸克胶子等离子体。

N@772+（!=O>）［!］根据简单的P2%.@模型提出，与中子物质（组成中子星的主要材料）相比，奇异夸克物质更可能是强子物质的基态，因为#和F夸克费米能高于-，可以通过弱相互作用衰变为奇异夸克-。

同是在!=O>年，P$%;@和Q$R R2［8］用“K S T口袋模型”得出相同的结论。

遗憾的是，根据目前的粒子理论尚无法断言1"K就是强子物质的最低态，但是在相当宽的"D E参数范围内，可以断言奇异物质是比由核子组成的中子物质能量更低的状态［!，8］。

假设1"K是强子物质的绝对基态，自然界中最可能存在的夸克胶子等离子体形态就是由奇异物质组成的奇异星［<］，而超新星爆发之后剩下的中心致密天体可能就是奇异星。

在奇异物质和超新星爆发之间的可能联系对于粒子物理具有重要意义。

粒子物理学家最初试图在建于地球上的相对论性重离子实验室中寻找夸克胶子等离子体［>］，但是，由于奇异物质所需要的极高温度和极大密度等是目前在地球上尚难以实现的极端物理条件，所以虽然理论上对夸克胶子等离子体的许多特性作了推测并对试验数据作了深入的分析，如1G;$R R+2%等人从理论上提出可能存在所谓的奇异强子物质团块（17%$+(2?$F%*+@GD)#-72%）［J］，62+32+#7*等人提出小奇异物质块（17%$+(2)27）［:］的思想，也有一些关于发现"/0的报导，但目前并没有在地球上对这些模型思想给出确凿的证据，夸克胶子等离子体的概念并没有获得实验验证。

在这种情况下，N@772+等人提出了奇异星的概念，并指出超新星的爆发留下的致密天体可能就是奇异星，如
>
8丽水学院学报899J年　
能给出观测证据来判断奇异星是否存在，自然就是对粒子物理标准模型的一个关键性检验。

因此粒子物理学家也对奇异星的理论和观测搜寻投入了很大兴趣。

近几年来在观测上和模型研究上都有许多进展的!暴（!"#）给这个问题的解决提供了新的契机。

我们将在后面说明，!"#可能是从中子物质到由$，%，&三种夸克和少量电子组成的夸克胶子等离子体（即奇异物质）的相变引起的后果。

如果这能被将来的天体物理观测所证实，人们就能够以比地面实验室中所能实现的时标长得多的时标研究这种等离子体的相变过程，并可望对前述的问题有较为深入的理解。

’超新星爆发
由于恒星结构和演化的理论的巨大进展，恒星的行为已经得到深入的理解。

但是仍然存在着一些富于挑战性的问题，例如在恒星主序演化终点处发生核坍缩导致的超新星爆发的具体机制和过程尚不清楚。

一般认为，超新星的爆发开始于大质量恒星在热核演化终点处致密铁核的坍缩［(］。

至今人们尚不能对超新星的爆发给出明确的模型描述，人们的数值模拟也一直在进行之中。

当内核在爆发中被强烈压缩至超过原子核物质密度以后，会发生猛烈的反弹。

目前广泛相信的观点是，这个反弹激波不太可能直接向外传播并把正在向外扩散的包层（)*+),-.)）整个吹散，因为在传播途中发生的原子核解耦和中微子冷却效应使这个激波的能量被大量耗散，最后在半径为/00"10023的圆周附近转化为吸积激波。

这就使超新星爆发的可行性受到了怀疑。

45,&-*等人/678年提出的所谓45,&-*机制［7，6］是解决这个问题的一种可能方案。

这个机制的基本思想是这样的：在恒星坍缩核中产生的中微子在/00"10023高度处将被当地的物质吸收，从而对它们进行强烈的加热，使外传的激波重新获得能量得以继续外传，并最终吹散包层。

但是基于这个机制的数值模拟得到的超新星总能量一般很低，仅为09’"09:;-)（/;-)</08/)=>&），而在超新星@/67(A中观测到的总能量至少为/90;-)。

而且，如果不结合流体力学不稳定性的因素而作超新星模拟，结果对爆发是不太支持的［/0"/1］。

因此，目前关于核坍缩的超新星机制的多数研究都强调在中微子光球层下方或上方发展起来的不稳定区域中B-*+)B C5-*效应的作用。

但是，D)E E F G B F..F等人［/’，/:］发现所谓的B-*+)B C5-*-+)=C$=*及其相应的其他效应并没有强到足以使受到阻滞的瞬间激波得到恢复的程度，虽然这个激波的外向运动确实得到了加强。

因此，判断一次爆发是否能够发生，是否具有足够能量的关键判据可能是在阻滞失速的激波后面的中微子能量是否有足够的能量储备。

从核物质到二味夸克物质和从二味夸克物质到三味的奇异夸克物质（H D）的相变可能就是一
种提高中微子能量储备的有效机制［/8，/I］。

因为每个核子贡献大约’0D)J的能量［/(］，相变的总能量为，
!.C<"#1K’0
6’/
!897K/081
"
"")=>&
，
其中"为内核的质量，"
"
为太阳质量。

因为相变的时标（/0L(&）［/I］远小于中微子扩散的时标（约为098&）［(］，由这
种转变产生的中微子光度$约为!
.C
／098!/08’)=>&／&。

在45,&-*的计算中没有考虑这种相变过程，光度的典型值是M!8K/081)=>&／&。

因此考虑了相变的总光度可达M!/8K /081)=>&／&（约为45,&-*机制典型值的’倍）。

因此，爆发总能量的模拟值应约为09’"09:;-)K’，这就能够解释超新星@/67(A总能量的观测值。

而爆发之后残留的奇异星很可能是裸奇异星［/7］，因为物质的外喷比率很高。

与中子星相比，裸奇异星作为脉冲星的物理对应体在解释脉冲星的观测资料上具有一些明显的优势［/6，10］。

有利于爆发的另外一个因素可能是星体的快速转动。

即使坍缩之前的初始星核并没有快速转动，一个新产生的中子星也可能以相当大的角速度转动［1/］，因为质量在一个N O F*%=F&)2O F=质量附近的典型白矮星的半径（"/98K/0’23）大约为中子星半径（"/023）的"/01倍。

已经有一些间接的观测证据支持存在不对称的核坍缩［1/］，这种不对称性将导致坍缩核的快速旋转。

可惜无论是在观测上还是在理论上，我们对一个初生的中子星能转得多快都知道得很少。

而且，在业已探索过的模型研究中快速旋转的影响还没有被广泛考虑过。

我们可以推测，旋转核中的物质所受的离心力至少应该有两个效应：
（/）使内核的质量增加；（1）使瞬时激波的规模得以增大。

这样两个效应都有利于爆发的最终发生和进行。

第三个效应，尤其是在快速转动的情况下，是星体的中心密度可能会比H N P相变的密度低得多［11］，因此在超新星爆发后留下的中心星更可能是中子星而不是奇异星，这就为后来转动减速之后的相变提供了基本的可能性。

:!射线暴（!"#）
!射线暴（!"#）的发现不仅对10世纪的天体物理学研究提出了严峻的挑战，也可能继续对1/世纪的物理学和天体物理学研究起到推动作用。

尽管人们普遍相信!"#是宇宙距离尺度上的天体，而且近年来频频观测到的相当轰动的余辉（F;C)=>,-Q）现象，尤其是光学余辉可以在相对论火球模型中得到很好的解释，但宇宙距离尺度的想法无法回避!暴的巨大能源机制的问题，而对这个问题的回答目前仍然是很苍白的［1’，1:］。

目前关于!暴人们考虑的主要有’类模型：双中子星并合模型（R O)@?1D)=>)=D-%G ),）［18］；S T.)=*-+F模型（R O)S T.)=*-+FD-%),）［1I］和超新星模型［1(］。

随着!暴余辉的观测资料不断积累，在宇宙中最剧烈
8
1
第1期洪碧海，李小波：!射线暴：从中子物质到夸克胶子等离子体的相变　
的两个高能爆发事件!"#和超新星之间越来越显示出密切的相关性。

超新星爆发的典型能量值为$%&’，而在各向同性辐射的假设下，!"#的爆发能量将超过$((%&’。

有一些支持)*+’,-&./或超新星模型的证据表明，有一些余辉应该发生在相当致密的气体环境之中。

这可能意味着
!"#应该与恒星形成区成协［
01，02］。

34,&等人［
05］
报告了在!"#56(7(2的8射线余辉中可能存在着经过红移的铁离子发射线（统计置信度为5591:）。

;/<</=4等人［1
(］讨论了!暴余辉中产生强铁线的可能机制，
并发现!暴之前几个月爆发的超新星的致密区域中可能存在着大量的铁元素。

这个结果对超新星模型提供了有力的支持。

我们这里试图给出!射线暴的另一种超新星模型。

在>4’=,4?@=’A A /超新星模型中，
一个由于快速旋转而具有超过不旋转中子星的临界质量的中子星成为超新星爆发的产物而遗留下来。

随着这个中子星旋转速度的减慢，其中心密度将持续增长，当密度达到无穷大之后，中子星最终将坍缩为B ’,,黑洞。

这个模型中并没有考虑在中子物质之下还可能存在一个能量更低的物质状态，就是前面述及的奇异物质态。

如果考虑这一点，初生的中子星在坍缩为B ’,,黑洞之前，其中心密度将首先增大到C D E 相变的临界密度，因而将经过从中子物质态到奇异物质态的相变而成为奇异星。

在相变的过程中将释放出巨大的能量（"$(%&’），相应地不可避免地会伴随着剧烈的质量抛射过程，于是剩余质量变得小于坍缩为黑洞所需的临界质量，因而不再能够坍缩形成B ’,,黑洞。

事实上，这种相变被认为是!"#
的能量来源已经有相当长的历史了［1$，10］。

D F ’-G 和E /4的模型［1$］的明显优势是重子物质的污染率很小。

如果考虑
到快速旋转的中子星或奇异星应该是极端非球对称的物理系统而引入聚束效应（#’/H 4-G ’
%%’I =），爆发的总能量可以高达"$(1%&’。

这一点后面还要稍微详细地讨论到。

此外，引力辐射效应还将在快速旋转星体中诱发各种不稳定性，转动动能太多而不稳定的位形通过引力辐射的方式而失去过剩的角动量，直到达到一个稳定的位
形［11，1J ］。

如果刚产生的中子星的转动动能和势能的比值
!K !
／!"!大于引力约束稳定状态所需的临界值!L ’I "(M $J ，那么即使这个比值并不比动力学稳定状态所要求的临界值!N *-"(906大，它也将处于不稳定状态。

也就是说，引力辐射将使某些!"!L ’I 的运动模式失去稳定性。

对(#!!
L ’I #$（即引力约束不稳定但动力学稳定）的系统，引力约束不稳定性的增长时标由下式给出
［0$］#!O $0P $(7#?1$9J $J $(（!?!
L ’I ）?7%，这里#$9J 是以$9J #%为单位的中子星质量，$$(是以$(Q H 为单位的中子星半径。

对一个典型的中子星，
当参数为!"
(90(时，增长时标为#!O "0(L ，当参数为!"(9$7时，增长时标为#!O "6P $(J L ，而对于一个很小的参数!（!?
!
L ’I "(），#!O 可能是非常长的。

对于相应的状态方程，)/L ’-L ’A 等人［17］
发现整体共转的中子星的最小转动周期可以小到(9022H L。

如果#!O "
(9$*,，通常的磁偶极辐射已经不能忽略不计。

对于典型中子星的这种旋转减速的时标#R S 为［06］#R S $
(9$&’(J J )?0
$1，这里"和)分别是中子星的角频率和极冠磁场，而"J K
"／（$(J L ?$），)$1K #／（$($1!）。

由于I &-.’I =4&-效应对磁场的放大，初生中子星的磁场可以强达1P $($7!［1
T ，16］。

因此减速时标#R S 可以是从数小时到数月的量级。

显然，实际的角动量损失时标远远短于恒星的演化历史时标。

刚产生的中子星在旋转减速过程中，中心密度逐渐增大，当达到7"$($(时，中子星将发生相变而变为奇异星。

只有那些质量非常接近临界值的中子星才能快速地旋转，因为在这个狭小的质量范围里半径最小而质量最大（即质
量的细致调节状况）［00］，因此在超新星爆发和相变之间的
时间就会小于引力不稳定性增长时标#!O 或旋转减速时标#R S 。

在相变发生以后，将释放大量的能量（*+=
"72%&’）。

旋转动能和磁能也对中子星经过!暴变为奇异星产生重要影响。

事实上，在极短的时间内把巨大的能量聚集在一个小体积中，不可避免地要导致一个不透明的“火球（%4,’U /A A
）”的爆发［0J ］，因为在这种高温高密的物质状态中双光子的成
对产生和正负电子对产生过程将大量地发生。

由于在初生中子星周围存在着磁多极场或磁偶极场，火球的爆发有显著的不对称性，因此可以合理地假定!"#存在着聚束效应（U ’/H 4-G
’%%’I =），这对于降低!暴异乎寻常的高光度也是相当关键的。

火球的优先膨胀区域是磁场较弱的区域。

此外，伴随着转变过程还会发生一个超大规模的星震（L V +
’,?G 4/-=G
A 4=I F ）［
10］
，因为奇异夸克物质的状态方程比中子星的软得多。

这种可能的星震将在开放磁力线区域产生一个强
电场
*G A "$&·*G A "$)0%+#("$9T P $($T ,H ?$#(($$()$
1(J ，这个电场将促使带电轻子在这个区域中的膨胀扩散。

这里#(是发生星震时(的改变，$是中子星半径。

如果#(
(
"
(-1，则*G A
"$($7>／H 。

事实上，只要内部磁场可高达"$($J !，这样一种成束效应对于能够产生Q 4I Q 速度超过$(((Q H ／L 的非球对称超新星爆发可能是很重要的。

另外，E /4和;V 指出［12］
，在初生中子星和奇异星上方的磁湮灭（/--4F 4A /=4&-
）效应也可能对!暴余辉的光变产生有效的影响。

总之，!"#的能量来源可能有四个方面：
相变释放的能量，引力势能的释放，转动动能的转化，此外还有磁场
储存的能量，尽管磁能也可能起源与星体本身的转动［1T ］。

T
0丽水学院学报
0((7年
!结论和讨论
在本文中我们提出，!暴可能是从快速旋转并在持续减速的中子星到奇异星的"#$相变引起的能量释放现象。

在这个模型中考虑成束效应就可以理解%&’和超新星的良好相关性和!暴的巨大能量问题。

根据这个理论的推论还可以对大质量恒星主序演化之后的遗留天体予以分类：（(）白矮星（对应于质量比较小的恒星）；（)）中子星（对应于大质量恒星而遗留天体高速旋转的情况）或奇异星（对大质量恒星而遗留天体的旋转并不重要的情况）；（*）黑洞（对恒星质量非常大的情况）。

第二种情况的中子星在转动减速的过程中会经历从中子物质到+",的相变过程，%&’的火球就是在这个过程中产生的。

这里还有一个问题，就是如何在观测上把这个模型与其他模型区分出来？也就是说这个模型在观测上给出与其他模型不同的结论是什么？根据-./01.2+0/334模型和我们的模型，在%&’之前某一段时间应该有一次超新星爆发。

因此我们可以在某些发生过超新星爆发的区域监视%&’的出现。

在-./01.2+0/334模型中，%&’之后的残余天体是黑洞，而在我们的模型中残余天体是奇异星。

因此这两种模型是有根本区别的。

在进一步的观测中根据这一点可以区分这两种模型。

因为奇异星可以表现为脉冲星［(5，)6］，根据我们的模型可以在发生%&’的天区中寻找射电脉冲星。

7致谢
北京大学天文学系徐仁新教授通过电话和894.3与洪碧海作了多次富有教益的长篇讨论，并提供了一些原始文献，中国科学院上海天文台林伟鹏研究员帮助查阅了部分文献，并对文章提出多处中肯的修改意见，在此一并表示衷心感谢。

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第)期洪碧海，李小波：!射线暴：从中子物质到夸克胶子等离子体的相变　
!"#金属离子的影响
在含$%&’($)*+·+(&金属离子的色素溶液中，色素溶液没有沉淀生成，说明色素对这些金属离子的稳定性好，但
,-./离子、0+./离子使色素由红色变为黑红色，说明,-./离子、0+./离子对黑李色素的影响较大。

试验结果见表1。

表1黑李色素溶液在金属离子介质中的稳定性
金属离子2/34!/56!/78!/0+./,-./
溶液颜色透明
紫红
透明
紫红
透明
紫红
透明
紫红
透明
黑红
透明
黑红
!"9食盐、淀粉对黑李色素的影响
在黑李色素的水溶液中加入不同浓度的食盐和淀粉，测其$$’6)的吸光度（测定时分别用对应浓度的食盐或淀粉的水溶液作参照），结果表明食盐或淀粉对色素影响不大，结果见表$。

表$食盐、淀粉对色素的影响
浓度／:’’"$&"’!"’."’$"’食盐吸光度／0’"!;1’"!;’’"!<9’"!<<’"!<9’"!;.淀粉吸光度／0’"!$#’"!$9’"!$#’"!$.’"!$1’"!$9
!"<苯甲酸钠的影响
对含苯甲酸钠浓度为’:、’"&:、’"!:、’"$:、&"’:、
!"’:的色素液测定吸光度（用相应浓度的苯甲酸钠水溶液作参照），结果表明，低浓度（!’"$:）苯甲酸钠对色素影响不大；高浓度（"’"$:）苯甲酸钠对色素则有明显的不良影响。

作为食品防腐剂其最大使用浓度一般均在’"!:以
下，所以对食品色素的使用不会有明显的影响。

.结论
（&）以上研究说明美国黑琥珀色素的性质是较稳定的。

该色素色泽亮丽，可广泛用于果酒、饮料及酸性食品的调色或着色。

（!）随着大规模的农业开发种植，黑李的年产量在快速增长，鲜果售价明显下滑，因此，黑李制品的综合开发势在必行。

美国黑琥珀色素可利用黑李果脯、果干生产的下脚料———果皮提取，而且工艺、设备简单，操作安全，因此具有良好的开发前景。

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（上接第!9页）
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第!期蒋益花：美国黑琥珀色素稳定性的研究　。