Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Экзотическая звездой является гипотетической компактной звездой состоит из чего - то, кроме электронов , протонов , нейтронов или мюонов , и сбалансированного против гравитационного коллапса по давлению вырождения или других квантовых свойствами. Экзотические звезды включают кварков звезд (состоящие из кварков ) и , возможно , странные звезда (состоящих из странной кварковой материи , а конденсат из вверх , вниз и странных кварки ), а также спекулятивные звезда преонных (состоящие изпреоны , которые являются гипотетическими частицами и «строительными блоками» кварков, должны быть разложены на составляющие субчастицы). Из предложенных различных типов экзотических звезд наиболее хорошо изученной и изученной является кварковая звезда .

Экзотические звезды в значительной степени теоретические - отчасти потому, что трудно детально проверить, как могут вести себя такие формы материи, а отчасти потому, что до появления новой технологии гравитационно-волновой астрономии не существовало удовлетворительных средств обнаружения космических объектов, которые не излучают. электромагнитно или через известные частицы. Таким образом, пока невозможно проверить новые космические объекты этой природы, отличив их от известных объектов. Кандидаты в такие объекты иногда выявляются на основе косвенных свидетельств, полученных из наблюдаемых свойств.

Кварковые звезды и странные звезды [ править ]

Основные статьи: Кварковая звезда и Странная звезда

Кварковая звезда является гипотетический объект , который является результатом разложения нейтронов на составляющие их вверх и вниз кварков под гравитационным давлением. Ожидается, что она будет меньше и плотнее нейтронной звезды , и может выживать в этом новом состоянии бесконечно долго, если не добавляется дополнительная масса. По сути, это очень большой адрон . Кварковые звезды, содержащие странную материю , называются странными звездами .

На основании наблюдений, опубликованных 10 апреля 2002 г. рентгеновской обсерваторией Чандра , в качестве кандидатов в кварковые звезды были предложены два объекта, обозначенные как RX J1856.5-3754 и 3C58 . Первые оказались намного меньше, а вторые - намного холоднее, чем ожидалось для нейтронной звезды, что позволяет предположить, что они состоят из материала, более плотного, чем нейтроний . Однако эти наблюдения были встречены скептицизмом исследователей, которые заявили, что результаты не были окончательными. [ кто? ] После дальнейшего анализа RX J1856.5-3754 был исключен из списка кандидатов в кварковые звезды. [1]

Электрослабые звезды [ править ]

Основная статья: Электрослабая звезда

Электрослабая звезда теоретический типа экзотической звезды , в которой гравитационный коллапс звезды предотвращаются с помощью светового давления в результате электрослабого горения ; то есть энергия, выделяемая при преобразовании кварков в лептоны за счет электрослабой силы . Этот процесс происходит в объеме в ядре звезды размером примерно с яблоко и содержит примерно две массы Земли. [2]

Теоретически стадия жизни звезды, на которой образуется электрослабая звезда, наступает после коллапса сверхновой . Электрослабые звезды более плотные, чем кварковые, и могут образовываться, когда гравитационное притяжение больше не может противостоять давлению вырождения кварков , но все же может противостоять радиационному давлению электрослабого горения. [3] Эта фаза жизни звезды может длиться более 10 миллионов лет. [2] [3] [4] [5]

Преонские звезды [ править ]

Основная статья: Преонская звезда

Преонная звезда является предлагаемым типом компактной звезды сделана из преонов , группа гипотетических элементарных частиц . Можно было бы ожидать, что преонные звезды будут иметь огромную плотность , превышающую 10 23 кг / м 3 . Они могут иметь большую плотность, чем кварковые и нейтронные звезды, хотя они будут меньше, но тяжелее белых карликов и нейтронных звезд. [6] Преонные звезды могли образоваться в результате взрывов сверхновых или Большого взрыва . Такие объекты могут быть обнаружены в принципе через гравитационного линзирования от гамма - лучей . Звезды Преона - потенциальные кандидаты втемная материя . Тем не менее, текущие наблюдения [7] от ускорителей частиц выступают против существования преонов, или по крайней мере не приоритета их расследования, так как единственный детектор частиц в состоянии в настоящее время для изучения очень высоких энергий ( Большой адронный коллайдер ) не предназначен специально для этого и его исследовательская программа направлена ​​на другие области, такие как изучение бозона Хиггса , кварк-глюонной плазмы и данных, относящихся к физике, выходящей за рамки Стандартной модели .

В общей теории относительности, если звезда коллапсирует до размера, меньшего, чем ее радиус Шварцшильда , горизонт событий будет существовать на этом радиусе, и звезда превратится в черную дыру . Таким образом, размер преонной звезды может варьироваться от примерно 1 метра с абсолютной массой 100 Земель до размера горошины с массой, примерно равной массе Луны .

Бозонные звезды [ править ]

Бозонный звезда является гипотетическим астрономическим объектом , который образуется из частиц , называемых бозонами (обычные звезды образуются из основном протоны, которые являются фермионами , но также состоит из ядер гелия-4, которые являются бозонами ). Для существования такого типа звезд должен существовать стабильный тип бозона с самоотталкивающим взаимодействием; одна возможная частица-кандидат [8] - это все еще гипотетический «аксион» (который также является кандидатом на еще не обнаруженные частицы «небарионной темной материи» , которые, по-видимому, составляют примерно 25% массы Вселенной. ). Это теоретически [9]что в отличие от обычных звезд (которые излучают радиацию из-за гравитационного давления и ядерного синтеза), бозонные звезды будут прозрачными и невидимыми. Огромная гравитация компактной бозонной звезды искривляет свет вокруг объекта, создавая пустую область, напоминающую тень горизонта событий черной дыры . Подобно черной дыре, бозонная звезда будет поглощать обычную материю из своего окружения, но прозрачность означает, что это вещество (которое, вероятно, будет нагреваться и испускать излучение) будет видно в ее центре. Моделирование также предполагает, что вращающиеся бозонные звезды будут иметь форму пончика, поскольку центробежные силы придают такую ​​форму бозонной материи.

По состоянию на 2018 год нет серьезных доказательств того, что такие звезды существуют. Однако их можно будет обнаружить по гравитационному излучению пары бозонных звезд, вращающихся на одной орбите. [10] [11]

Бозонные звезды могли образоваться в результате гравитационного коллапса на начальных стадиях Большого взрыва. [12] По крайней мере теоретически, сверхмассивная бозонная звезда может существовать в ядре галактики, что может объяснить многие наблюдаемые свойства активных ядер галактик . [13]

Бозонные звезды также были предложены в качестве кандидатов на объекты темной материи [14], и была выдвинута гипотеза, что ореолы темной материи, окружающие большинство галактик, можно рассматривать как огромные «бозонные звезды». [15]

Компактные бозонные звезды и бозонные оболочки часто изучаются с использованием таких полей, как массивные (или безмассовые) комплексные скалярные поля, калибровочное поле U (1) и гравитация с коническим потенциалом. Наличие в теории положительной или отрицательной космологической постоянной облегчает изучение этих объектов в пространствах де Ситтера и анти-де Ситтера . [16] [17] [18] [19] [20]

Браатен, Мохапатра и Чжан предположили, что может существовать новый тип плотных аксионных звезд, в которых гравитация уравновешивается давлением среднего поля аксионного конденсата Бозе-Эйнштейна. [21] Возможность существования плотных аксионных звезд была поставлена ​​под сомнение в других работах, которые не подтверждают это утверждение. [22]

Звезды Планка [ править ]

Основная статья: звезда Планка

В петлевой квантовой гравитации звезда Планка - это теоретически возможный астрономический объект, который создается, когда плотность энергии коллапсирующей звезды достигает плотности энергии Планка . В этих условиях, при условии гравитации и пространства - время являются квантуются , возникает отталкивающее «сила» , производное от Гейзенберга принципа неопределенности . Другими словами, если квантовать гравитацию и пространство-время, накопление массы-энергии внутри звезды Планка не может коллапсировать за пределами этого предела, чтобы сформировать гравитационную сингулярность, потому что это нарушило бы принцип неопределенности для самого пространства-времени.[23]

См. Также [ править ]

  • Темная звезда [24] [25]
  • Экзотическая материя
  • Глюбол
  • Q звезда
  • Квази-звезда

Ссылки [ править ]

  1. ^ Truemper, JE; Burwitz, V .; Haberl, F .; Завлин, В.Е. (июнь 2004 г.). «Загадки RX J1856.5-3754: нейтронная звезда или кварковая звезда?». Nuclear Physics B: Proceedings Supplements . 132 : 560–565. arXiv : astro-ph / 0312600 . Bibcode : 2004NuPhS.132..560T . DOI : 10.1016 / j.nuclphysbps.2004.04.094 . S2CID  425112 .
  2. ^ a b Сига, Д. (4 января 2010 г.). «Экзотические звезды могут имитировать Большой взрыв» . Новый ученый . Проверено 18 февраля 2010 года .
  3. ^ a b «Теоретики предлагают новый способ сиять - и новый вид звезды:« Электрослабое » » . ScienceDaily . 15 декабря 2009 . Проверено 16 декабря 2009 года .
  4. ↑ Виеру, Тюдор (15 декабря 2009 г.). «Новый тип космических объектов: электрослабые звезды» . Софтпедия . Проверено 16 декабря 2009 года .
  5. ^ "Астрономы предсказывают новый класс" электрослабой "звезды" . Обзор технологий . 10 декабря 2009 . Проверено 16 декабря 2009 года .
  6. ^ Hannson, J .; Сандин, Ф. (9 июня 2005 г.). «Преонные звезды: новый класс космических компактных объектов». Физика Письма Б . 616 (1–2): 1–7. arXiv : astro-ph / 0410417 . Bibcode : 2005PhLB..616 .... 1H . DOI : 10.1016 / j.physletb.2005.04.034 . S2CID 119063004 . 
  7. ^ Wilkins, Алистер (9 декабря 2010). «Звезды такие странные, что заставляют черные дыры выглядеть скучно» . io9 . Проверено 12 сентября 2015 года .
  8. ^ Кольб, Эдвард У .; Ткачев Игорь Иванович (29 марта 1993 г.). «Миникластеры Аксиона и бозе-звезды». Письма с физическим обзором . 71 (19): 3051–3054. arXiv : hep-ph / 9303313 . Bibcode : 1993PhRvL..71.3051K . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.71.3051 . PMID 10054845 . S2CID 16946913 .  
  9. Рианна Кларк, Стюарт (15 июля 2017 г.). «Holy Moley! (Астрономы, впервые взглянувшие на черное сердце нашей галактики, могут быть очень удивлены)». Новый ученый : 29.
  10. Перейти ↑ Schutz, Bernard F. (2003). Гравитация с нуля (3-е изд.). Издательство Кембриджского университета . п. 143 . ISBN 0-521-45506-5.
  11. ^ Palenzuela, C .; Lehner, L .; Либлинг, SL (2008). «Орбитальная динамика двойных бозонных звездных систем». Physical Review D . 77 (4): 044036. arXiv : 0706.2435 . Bibcode : 2008PhRvD..77d4036P . DOI : 10.1103 / PhysRevD.77.044036 . S2CID 115159490 . 
  12. ^ Мадсен, Марк S .; Лиддл, Эндрю Р. (1990). «Космологическое образование бозонных звезд». Физика Письма Б . 251 (4): 507. Bibcode : 1990PhLB..251..507M . DOI : 10.1016 / 0370-2693 (90) 90788-8 .
  13. ^ Торрес, Диего Ф .; Capozziello, S .; Ламбиас, Г. (2000). «Сверхмассивная бозонная звезда в центре Галактики?». Physical Review D . 62 (10): 104012. arXiv : astro-ph / 0004064 . Bibcode : 2000PhRvD..62j4012T . DOI : 10.1103 / PhysRevD.62.104012 . S2CID 16670960 . 
  14. ^ Sharma, R .; Кармакар, С .; Мукерджи, С. (2008). «Бозонная звезда и темная материя». arXiv : 0812.3470 [ gr-qc ].
  15. ^ Ли, Джэ Вон; Ко, Ин-гай (1996). "Галактические гало как бозонные звезды". Physical Review D . 53 (4): 2236–2239. arXiv : hep-ph / 9507385 . Bibcode : 1996PhRvD..53.2236L . DOI : 10.1103 / PhysRevD.53.2236 . PMID 10020213 . S2CID 16914311 .  
  16. ^ Кумар, S .; Kulshreshtha, U .; Кульшрешта, DS (2016). «Заряженные компактные бозонные звезды и оболочки при наличии космологической постоянной». Physical Review D . 94 (12): 125023. arXiv : 1709.09449 . Bibcode : 2016PhRvD..94l5023K . DOI : 10.1103 / PhysRevD.94.125023 . S2CID 54590086 . 
  17. ^ Кумар, S .; Kulshreshtha, U .; Кульшрешта, DS (2016). «Заряженные компактные бозонные звезды и оболочки при наличии космологической постоянной». Physical Review D . 93 (10): 101501. arXiv : 1605.02925 . Bibcode : 2016PhRvD..93j1501K . DOI : 10.1103 / PhysRevD.93.101501 . S2CID 118474697 . 
  18. ^ Kleihaus, B .; Kunz, J .; Lammerzahl, C .; Лист, М. (2010). «Бозонные оболочки, содержащие заряженные черные дыры». Physical Review D . 82 (10): 104050. arXiv : 1007.1630 . Bibcode : 2010PhRvD..82j4050K . DOI : 10.1103 / PhysRevD.82.104050 . S2CID 119266501 . 
  19. ^ Hartmann, B .; Kleihaus, B .; Kunz, J .; Шаффер, И. (2013). «Компактные (A) dS бозонные звезды и оболочки». Physical Review D . 88 (12): 124033. arXiv : 1310.3632 . Bibcode : 2013PhRvD..88l4033H . DOI : 10.1103 / PhysRevD.88.124033 . S2CID 118721877 . 
  20. ^ Кумар, S .; Kulshreshtha, U .; Кульшрешта, DS; Kahlen, S .; Кунц, Дж. (2017). «Некоторые новые результаты о заряженных компактных бозонных звездах». Физика Письма Б . 772 : 615–620. arXiv : 1709.09445 . Bibcode : 2017PhLB..772..615K . DOI : 10.1016 / j.physletb.2017.07.041 . S2CID 119375441 . 
  21. ^ Браатен, Эрик; Мохапатра, Абхишек; Чжан, Хун (2016). «Плотные аксионные звезды» . Письма с физическим обзором . 117 (12): 121801. arXiv : 1512.00108 . Bibcode : 2016PhRvL.117l1801B . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.117.121801 . PMID 27689265 . S2CID 34997021 .  
  22. ^ Визинелли, Лука; Баум, Себастьян; Редондо, Хавьер; Фриз, Кэтрин; Вильчек, Франк (2018). «Разбавленные и плотные звезды аксиона». Физика Письма Б . 777 : 64–72. arXiv : 1710.08910 . Bibcode : 2018PhLB..777 ... 64V . DOI : 10.1016 / j.physletb.2017.12.010 . S2CID 56044599 . 
  23. ^ Ровелли, Карло; Видотто, Франческа (2014). «Звезды Планка». Международный журнал современной физики D . 23 (12): 1442026. arXiv : 1401.6562 . Bibcode : 2014IJMPD..2342026R . DOI : 10.1142 / S0218271814420267 . S2CID 118917980 . 
  24. ↑ Маленький, темный и тяжелый: но разве это черная дыра? . Виссер, Мэтт; Барсело, Карлос; Либерати, Стефано; Сонего, Себастьяно (февраль 2009 г.)
  25. ^ Как квантовые эффекты могут создавать черные звезды, а не дыры
  • Йохан Ханссон, Иерархия космических компактных объектов - без черных дыр . Acta Physica Polonica B, Vol. 38, стр. 91 (2007). PDF
  • Йохан Ханссон и Фредрик Сандин, Наследие наблюдений за преонными звездами - исследование новой физики за пределами LHC .
  • JE Хорват, Ограничения на сверхплотные преонные звезды и сценарии их образования . Astrophys. Космические науки. 307, 419 (2007).
  • Фредрик Сандин, Экзотические фазы вещества в компактных звездах (2007). PDF
  • Статья в Nature News: Расщепление кварка (ноябрь 2007 г.).
  • «Новый способ сиять, новый вид звезды» . SpaceDaily . 16 декабря 2009 . Проверено 16 декабря 2009 года .

Внешние ссылки [ править ]

  • Аннотация: Являются ли Q-звезды серьезной угрозой для кандидатов в черные дыры звездных масс? . Миллер, JC; Шахбаз, Т .; Нолан, штат Луизиана (1997)
  • Аннотация: Нет наблюдательного доказательства горизонта событий черной дыры . Abramowicz, Marek A .; Клузняк, Влодек; Ласота, Жан-Пьер (2002)
  • New Scientist, выпуск 2643: «Могут ли преонные звезды раскрыть скрытую реальность?» (6 февраля 2008 г.)
  • New Scientist, выпуск 2472: «Микрозвезды могут избежать судьбы черной дыры» (6 ноября 2008 г.)
  • Дай, Де-Чанг; Лю, Артур; Старкман, Гленн; Стойкович, Деян (2010). «Электрослабые звезды: как природа может извлечь выгоду из основного топлива стандартной модели». Журнал космологии и физики астрономических частиц . 2010 (12): 004. arXiv : 0912.0520 . Bibcode : 2010JCAP ... 12..004D . DOI : 10.1088 / 1475-7516 / 2010/12/004 . S2CID  118417017 .