Materia w gwiazdach neutronowych jest w stanie nadciekłym. To dobra wiadomość dla fizyków teoretycznych: mają wymówkę, by połączyć hydrodynamikę nadciekłą z ogólną teorią względności! Jest to jednak zła wiadomość dla astronomów, ponieważ droga między „budowaniem teorii hydrodynamicznej”, a „możliwością jej wykorzystania” jest długa. W teorii względności należy upewnić się, że sygnały nie poruszają się szybciej niż światło. Jeśli ta zasada zostanie naruszona, problem wartości początkowej jest patologiczny. Masz ładne równania, ale nie możesz ich rozwiązać!
Do tej pory brakowało wiarygodnej teorii relatywistycznej hydrodynamiki gwiazd neutronowych. Nie było jasne, jak połączyć nadciekłość z dysypacją. Relatywistyczna teoria nadciekłości jest dziełem Cartera, podczas gdy relatywistyczna teoria dysypacji jest dziełem Izraela i Stewarta. Jak konsekwentnie łączyć te dwa formalizmy, od dziesięcioleci pozostaje otwartym problemem: wydaje się, że nie mają ze sobą nic wspólnego. W niedawnym artykule „Extending Israel and Stewart hydrodynamics to relativistic superfluids via Carter’s multifluid approach”, L. Gavassino, M. Antonelli i B. Haskell z Centrum Astronomicznego im. M. Kopernika w Warszawie, rozwiązali tę pozorną niespójność.
Wyjściową obserwacją było to, że teoria Cartera może być skonstruowana przy użyciu dowolnej liczby prądów (cząstek, quasicząstek, różnych, innych składników,...). Nazwijmy „Carter(N)” teorią z prądami N. Następnie Gavassino i in. pokazał, że blisko lokalnej równowagi termodynamicznej Carter(N+1) = Carter(N) + dyssypacja Israela-Stewarta.
Dodanie jednego prądu do teorii Cartera, a następnie rozszerzenie o małe odchylenia od równowagi, daje lepkie efekty, które są matematycznie równoważne z teorią Israela-Stewarta. Z drugiej strony łatwo wyprowadzić warunki, w jakich Carter(N+1) jest kauzalna. Stąd równania można rozwiązać!
Czy chcesz włączyć rozpraszanie do teorii nadciekłej? Wystarczy dodać jeszcze jeden prąd! Jaki prąd? To zależy od mikrofizyki... fonony, rotony, fotony lub coś innego. W skorupie gwiazdy neutronowej dodatkowym prądem powinny być bariony nienadciekłe. Co ciekawe, w niektórych modelach ten prąd już tam był. Ludzie używali już w pełni spójnej teorii cieczy nadciekłej, ale nikt nie zdawał sobie z tego sprawy!
Ilustracja: struktura gwiazdy neutronowej.
Tekst: Lorenzo Gavassino
