Od jąder atomowych do gwiazd neutronowych

Jądra atomowe są bardzo małymi kropelkami materii jądrowej składającej się z nukleonów (protonów i neutronów) związanych ze sobą przez oddziaływania silne. Olbrzymich rozmiarów gęsta materia jądrowa znajduje się we wnętrzach gwiazd neutronowych, których promienie wynoszą około 12 km, a ich masa sięga dwukrotnej masy Słońca. Materia w jądrach atomowych jest zimna (o zerowej temperaturze) i ma w przybliżeniu stałą gęstość. Gęstość materii we wnętrzu gwiazd neutronowych jest kilkukrotnie większa. Jedynym laboratoryjnym sposobem wytworzenia i badania własności materii jądrowej w stanach o różnych gęstościach i temperaturach jest zderzanie ze sobą jąder przyspieszanych w akceleratorach. Głównym celem tych badań jest wyznaczenie równania stanu materii jądrowej oraz związanego z nim diagramu fazowego. Równanie stanu opisuje związek pomiędzy energią (lub ciśnieniem) a gęstościami protonów i neutronów oraz temperaturą. Diagram fazowy pokazuje przy jakich gęstościach i temperaturach następują przejścia fazowe np. pomiędzy stanem ciekłym a gazowym, czy też przejście do plazmy kwarkowo-gluonowej. Ciągle słabo poznanym składnikiem równania stanu materii jądrowej jest tzw. energia symetrii, która ma kluczowe znaczenie dla zrozumienia wielu aspektów fizyki jądrowej i astrofizyki. Wyznacza ona np. granice stabilności jąder atomowych, istotnie wpływa na przebieg wybuchu supernowych, procesy nukleosyntezy oraz rozmiary i strukturę gwiazd neutronowych. W najbliższych latach spodziewamy się znacznego postępu w badaniu tych zagadnień dzięki rozwojowi techniki akceleratorowej i detekcyjnej. Z jednej strony będą to laboratoryjne badania zderzeń jąder odległych od ścieżki stabilności z wykorzystaniem wiązek radioaktywnych, a z drugiej obserwacje astrofizyczne, w szczególności pomiary mas i promieni gwiazd neutronowych. Nowych, wartościowych danych dostarczyć mogą pomiary fal grawitacyjnych powstałych w wyniku zderzenia gwiazd neutronowych.