导读：
人类认识物质组成的基本单元是一个循序渐进的过程。如今我们知道质子、中子等核子是组成原子核的基本单元，与核外电子一起构建起了我们身处的物质世界。但宇宙中却可能存在一些“ 奇异”的致密星体，它们的基本组成单元跟质子、中子不太一样。
那么，为什么天上有些星星可能是“奇异”的？它们能通过观测来确认吗？本期赛先生天文为你深度解读“奇异星”的来龙去脉。
撰文 | 徐仁新（北京大学）
责编 | 韩越扬、吕浩然
若言“青树翠蔓，蒙络摇缀，参差披拂”这些幽美的景物，甚至包括记小石潭者柳宗元，都只不过是由若干原子堆积起来的不同形式，你一定会顿失诗情画意。不过，这确实言简意赅地表述了一个物理事实：构成日常生活中物质的基本单元都是原子或分子。当然，地球之外的宏观物体也类似。虽说物质中相当一部分原子电离后的状态被列为固、液、气之外的“第四态” （图1），但成分上并无本质差异。
图1：各类物质状态，图片来源：Pixabay
那么，是否存在与原子、分子这些基本单元根本不一样的物质呢？这里将介绍一种“奇异物质”，以及由它组成的星体——“奇异星”。当然，奇异星的观测认 证有待进一步努力。
从原子到核子：回顾恒星能源的探索历程
宇观的天文学与微观的亚原子物理学这两个学科之间的互动可谓源远流长。顺应这一发展趋势的“粒子天体物理学”，如今也越来越受到重视。
1897年，汤姆逊 （Joseph John Thomson）发现电子，第一次告诉我们：古老哲学思辨中不可分割的单元“原子”其实是由正负电荷组成的，而其中前者几乎占所有质量。1908年左右，欧内斯特·卢瑟福 （Ernest Rutherford）证明α放射性本质上是二次电离的氦离子，并建议盖革 （Geiger）和马斯登 （Sir Ernest Marsden）用α粒子轰击薄的金箔。基于 α粒子大角度散射的实验现象，卢瑟福于1911年提出了经典的原子“核式结构模型”：原子由体积小带正电荷的核以及核外电子所构成。这是人类文明史上了不起的进步！
该发现对天文学家的触动也是很深的。19世纪40年代初发现的能量守恒原理，引出了一个严肃的话题 [1]：太阳如何发光？推而广之，璀璨星空中点点繁星的能量来源是什么？迈尔 （Julius Robert Mayer）几乎在思考能量守恒律的同时尝试给出了第一个答案——俘获陨星释放化学能。不过，人们很快意识到，这不足以解释太阳巨大的能量释放。
1854年赫尔曼·冯·亥姆霍兹 （Hermann von Helmholtz）提出 （随后被第一代开尔文男爵威廉·汤姆森，即William Thomson发展）所谓的Helmholtz-Kelvin理论：太阳缓慢收缩释放的引力能转变成光和热。尽管该理论流行半个多世纪，但存在两个致命的弱点：
1，为定量解释光能，太阳得每年收缩约35米，但如何设计并实现观测检验？
2，理论推测太阳仅存在约两千万年，远短于地质学家和古生物学家估计的地球年龄。
1903年，Jones认为太阳中的氦可能是其内部的镭衰变产生的 （亨利·贝可勒尔，Henri Becquerel于1896年发现放射性），放射能提供发光，但该设想仍停留在定性层面，且亦缺乏观测检验。受卢瑟福原子有核模型的影响，亚瑟·斯坦利·爱丁顿 （Arthur Stanley Eddington）于1920年在英国科学促进会 （British Association）年会上提出一个新看法 [2]：恒星内部氢原子核结合成更复杂元素时会释放足够的能量 （不过他错误地认为氦核由四个质子和两个电子组成）。直到1939年，汉斯·贝特 (Hans Bethe）发表的氢核聚变论文算是最终澄清了恒星的能源问题 [3]。
如此，算是解决恒星内部能源的一切问题了吗？这还没完！
有别于普通恒星的另类——“白矮星”也让天文学家迷惑不解。1926年，拉尔夫·霍华德·福勒爵士 （Sir Ralph Howard Fowler）提出电子量子简并压抵抗白矮星自引力，而爱丁顿那年出版的与文献 [2]同名的专著却深刻地影响了一位年轻人——苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡 （Subrahmanyan Chandrasekhar）。考虑相对论能动量关系 （而不是福勒采用的非相对论形式），20岁的钱德拉塞卡发现在高密度时物态趋软，进而得出结论：当白矮星的质量过大、自引力过强时，是不能稳定存在的 [4]。后人称白矮星极限质量为“钱德拉塞卡极限” （约1.4倍太阳质量）。
超过这一极限会咋样？比钱德拉塞卡年长两岁多的列夫·达维多维奇·朗道 （Lev Davidovich Landau）于1929至1931访问欧洲期间思考过这个问题，并给出这样一个推测：引力塌缩可将原子核挤成一片，形成一个“巨原子核” [5]。这里笔者要强调两点：
1，恒星能源是朗道专研的动机之一，但他错误地认为致密核心的形成及引力能提供足够能量 [6]；
2，朗道的“巨原子核”是“中子星”的原型，却是在发现中子之前提出的 [7]。1932年2月，詹姆斯·查德威克 （James Chadwick）在 Nature 论文中给出了中子存在的证据，之后人们很快澄清了原子核的基本组成单元：质子和中子 （而非此前认为的质子和电子）。
延伸阅读：
这段历史告诉我们：朗道意识到“巨原子核”内会存在极高能的简并电子气，进而提出电子和质子“紧密结合” （即后来发现的中子）时系统趋于稳定的观点。从现代意义上讲，普通中子星本质上是“核子星”，只因高密电子环境导致极丰中子罢了：
e - + p + → n 0 + v e。
可否有其他途径也能有效地清除这些“高能电子”？朗道时代的答案应该是否定的，因为那时认为核子和电子是基本粒子。虽然1967年发现的脉冲星很快被公认为是真实存在的中子星，但是当1960年代人们认识到包括核子在内的强子是由更基本的夸克组成的时候，除掉电子的途径或不唯一。
奇异夸克与奇异星
今天我们知道核子是质子、中子的统称，它们组成了原子核。而亚核子的探索则始于“奇异粒子”的发现。1947年，罗切斯特 （George Rochester）和巴特勒 （Clifford Charles Butler）在研究宇宙线跟铅板相互作用时，依据照片上出现的“V型轨迹”，判定存在一种新的电中性粒子 [8]。后续的研究发现，这类粒子具有“奇怪”的行为：协同快产生，单独慢衰变。为此，西岛和彦和默里·盖尔曼 （Murray Gell-Mann）于1953年提出奇异数 S 概念来解释这种奇怪行为。
其实，奇异数本质上反映了存在核子中没有的、新的一味 （价）夸克 （参与强相互作用的基本粒子，质子和中子都由夸克组成），名曰 “奇异夸克”。而后续的实验和理论研究也随之构建起了现今我们熟悉的粒子物理标准模型。该模型认为自然界存在六味夸克 （图2）：依据质量分为轻夸克 （u、d、s；<0.1GeV）和重夸克 （c、t、b；>1GeV）。
想必罗切斯特和巴特勒当年肯定不会知道，他们的发现会敲开亚核子世界的大门，让人类对基本粒子认识有了质的飞跃！2019年 Nature 杂志收集了“10 extraordinary papers” （“十大非凡的科学论文”），文献 [8]作为高能物理领域的代表而被列入。
图2：六味夸克，图片来源：wikipedia.org
所以，说到这里，我们再回到朗道的问题：密度够高时，核子会被“压碎”吗？
要回答这个问题我们首先要找哪儿的密度高，物理学家当然先想到中子星的核心。事实上，自上世纪六十年代后期以来，一个近乎已成定论的论点被重新推敲：被称为宇宙灯塔的脉冲星，到底是不是中子星？致密的中子星中心核子会不会不复存在，进而转变为游离夸克？科学界将以夸克为基本单元组成的物质称为夸克物质，那么极端的脉冲星/中子星是否可以全部由夸克物质组成？由夸克物质组成的星体称为 “夸克星”。
延伸阅读：
值得一提的是：夸克物质可以是两味 （u和d）的，也可以是三味 （u、d和s）的。考虑到质子和中子是非奇异的 （即不含s价夸克），其结构分别为{uud}、{udd}，解禁后形成两味ud夸克物质看起来比较自然。为粗略地了解这种物质属性，我们暂且忽略夸克之间的相互作用。鉴于夸克是自旋1/2的费米子，两味夸克物质可简单地看作ud两个自由度的理想费米气；易于计算出费米能 EF≈3ℏcn1/3≈400MeV，远高于s夸克的静能 m s≈100 MeV。事实上，以爱德华·威滕（ Edward Witten） 等为代表的一批学者据此推测：部分ud夸克弱作用转化为s夸克而形成的三味夸克物质可能更稳定。
这里涉及一个关键问题：夸克之间的强作用可被合理地忽略吗？描述强力的基本理论是量子色动力学 （QCD）。尽管渐近自由使得微扰QCD成功地描述能标大于几倍GeV的高能现象，但低能QCD一直是个挑战。致密星内部涉及的能标跟 EF相当，显著低于1GeV。若此处的强相互作用依然显著 （类似于原子核情形），则夸克因之间的强耦合将会在位型空间凝聚、成团，即：一定数目 （如6、9 、12、18等）的三味夸克因自身强耦合而被局域于夸克集团内 [9]。
奇子 （strangeon）则是对奇异夸克集团的另一种称呼。可见，奇异星其实包括奇异夸克星和奇子星两类，只不过夸克在前者中游离、后者中局域于奇子罢了。尽管这两类物质基本单元有异，但奇异数都非零，故统称为“奇异物质”。
像脉冲星/中子星这类致密星结构的探讨可简便地总结在所谓的轻味三角形 （图3）中。三角形内任一点代表价夸克成分的一种占比，至up、down和strange边的高度依次表征上、下和奇异夸克的数密度。将普通原子核 （点A）挤成一片后会到哪个新的位置？朗道提出巨原子核应该位于n点，但处于三角形中心的s点也是候选之一。不过，跟点n类似，点s处也是清除“高能电子”的，都体现了朗道的初衷。
图3：轻味三角形。正常重子物质位于A点，被超新星爆发压缩后如果走向n点则为中子星、如果至中心的s点则为奇异星。在s点，物质的基本单元若为夸克则为奇异夸克星、若为奇子则为奇子星。奇子为等量u、d、s组成的类似核子的单元。
能确认奇异星的存在吗？
所以，脉冲星这类致密星的本质到底是啥？会是奇异星中的奇异夸克星、奇子星么？
它的解答涉及若干极端天体物理现象背后的深层次物理，必将丰富人们关于低能强作用表现方面的认识。在打开引力波窗口的今天，解答致密天体的本质这一议题已经被提至多信使天文学的议事日程，与脉冲星、超新星、伽马射线暴和快速射电暴的研究，甚至暗物质和宇宙线探测等都息息相关。
值得一提的是，奇子星确实是脉冲星的有力候选。类似于夸克星，奇子星表面自束缚，质量半径关系显著区别于普通中子星，且物态硬、极限质量高。未来若发现质量大于2.3倍太阳质量的脉冲星将是奇子星存在的有力证据。此外，低温奇子物质处于固态，其积累的弹性能和引力能在星震过程中突然释放，可表现为爆发现象。总之，虽有些观测支持，但奇子星观测认证乃悬而未决。
作者简介：
徐仁新，北京大学物理学院天文学系教授。1997年获北京大学理学博士学位后留校任讲师、副教授（1999年）、教授（2002年）。从事脉冲星等高能天体物理研究，关注致密物质状态及其若干天体物理表现、宇宙早期强子化相变等科学问题。研究工作围绕FAST、HXMT、SKA、eXTP、LHAASO、CSST等大科学工程展开。
制版编辑 | -小圭月-
参考文献：（滑动预览）
1. “Reluctant Pioneer of Nuclear Astrophysics: Eddington and the Problem of Stellar Energy”, Helge Kragh [arXiv:2111.02096].
2. “The internal constitution of the stars”，A. S. Eddington，Nature 106 (1920) 14-20.
3. “Energy Production in Stars”，H. A. Bethe，Phys. Rev. 55 (1939) 434-456.
4. “The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs”，S. Chandrasekhar, ApJ. 74 (1931) 81-82
5. “On the Theory of Stars”，L. D. Landau, Phys. Zs. Sowjet. 1 (1932) 285.
6. “Origin of Stellar Energy”，L. D. Landau，Nature 141 (1938) 333-334.
7. “Lev Landau and the concept of neutron stars”，D. G. Yakovlev, P. Haensel, G. Baym, Ch. Pethick，Physics-Uspekhi 56 (2013) 289-295.
8. “Evidence for the exsistence of new unstable elementary particles”, G. D. Rochester & C. C. Butler, Nature 160 (1947) 855-857
9. “Solid Quark Stars?”, R. X. Xu, ApJ. 596 (2003) L59-L62
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