Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Не путать с Квазаром .

Кварковая звезда является гипотетическимом типа компактного , экзотических звезд , где чрезвычайно высокая температура ядра и давление заставили ядерные частицы с образованием кварковой материи , непрерывным состоянием материи , состоящие из свободных кварков .

Фон [ править ]

Некоторые массивные звезды коллапсируют, образуя нейтронные звезды в конце своего жизненного цикла , что и наблюдалось, и объяснялось теоретически. При экстремальных температурах и давлениях внутри нейтронных звезд нейтроны обычно разделяются давлением вырождения , стабилизируя звезду и препятствуя дальнейшему гравитационному коллапсу. Тем не менее, она выдвинута гипотеза , что при еще более экстремальных температур и давления, давление вырождения нейтронов преодолено, и нейтроны вынуждены сливаются и растворяются в их кварки, создавая ультра-плотную фазу из кварковой материина основе плотноупакованных кварков. В этом состоянии должно возникнуть новое равновесие, поскольку возникнет новое давление вырождения между кварками, а также отталкивающие электромагнитные силы , препятствующие гравитационному коллапсу.

Если эти идеи верны, кварковые звезды могут встречаться и наблюдаться где-нибудь во Вселенной. Теоретически такой сценарий рассматривается как научно правдоподобный, но невозможно было доказать ни экспериментально, ни экспериментально, потому что очень экстремальные условия, необходимые для стабилизации кварковой материи, не могут быть созданы ни в какой лаборатории, ни наблюдаются непосредственно в природе. По этим причинам стабильность кварковой материи и, следовательно, существование кварковых звезд входят в число нерешенных проблем физики .

Если кварковые звезды могут образовываться, то наиболее вероятным местом для поиска кварковой звездной материи будут нейтронные звезды, которые превышают внутреннее давление, необходимое для вырождения кварков - точку, в которой нейтроны распадаются на форму плотной кварковой материи . Они также могут образоваться, если массивная звезда коллапсирует в конце своей жизни, при условии, что звезда может быть достаточно большой, чтобы коллапсировать за пределы нейтронной звезды, но недостаточно большой, чтобы образовать черную дыру .

Если бы они существовали, кварковые звезды были бы похожи на нейтронные звезды и были бы легко приняты за них: они образовались бы после смерти массивной звезды в сверхновой типа II , были бы чрезвычайно плотными и маленькими и обладали бы очень сильным гравитационным полем. Им также не хватало бы некоторых характеристик нейтронных звезд, если бы они не содержали также оболочку из нейтронной материи, потому что не ожидается, что свободные кварки будут иметь свойства, соответствующие вырожденной нейтронной материи. Например, они могут быть безмолвными или не иметь типичных размеров, электромагнитных полей или температуры поверхности по сравнению с нейтронными звездами.

История [ править ]

Анализ кварковых звезд был впервые предложен в 1965 г. советскими физиками Д.Д. Иваненко и Д.Ф. Курдгелаидзе . [1] [2] Их существование не подтверждено.

Уравнение состояния в кварковой материи является неопределенным, как точка перехода между нейтронно-вырожденной материей и кварковой материей. Теоретические неопределенности не позволяют делать прогнозы из первых принципов . Экспериментально поведение кварковой материи активно изучается с помощью коллайдеров частиц, но они могут производить только очень горячие (выше 10 12  К ) кварк-глюонные плазменные сгустки размером с атомные ядра, которые распадаются сразу после образования. Условия внутри компактных звезд с чрезвычайно высокой плотностью и температурами значительно ниже 10 12  Кневозможно воссоздать искусственно, поскольку нет известных методов производства, хранения или изучения «холодной» кварковой материи напрямую, как это было бы внутри кварковых звезд. Теория предсказывает, что кварковая материя в этих условиях обладает некоторыми специфическими характеристиками.

Формирование [ править ]

Предполагается, что когда нейтронно-вырожденная материя , из которой состоят нейтронные звезды , подвергается достаточному давлению со стороны собственной гравитации звезды или исходной сверхновой, создающей ее, отдельные нейтроны распадаются на составляющие их кварки ( верхние и нижние кварки ). , образуя так называемую кварковую материю . Это преобразование может быть ограничено центром нейтронной звезды или может преобразовать всю звезду, в зависимости от физических обстоятельств. Такая звезда известна как кварковая звезда. [3] [4]

Стабильность и странная кварковая материя [ править ]

Обычная кварковая материя, состоящая из верхних и нижних кварков (также называемых u- и d- кварками), имеет очень высокую энергию Ферми по сравнению с обычной атомной материей и стабильна только при экстремальных температурах и / или давлениях. Это говорит о том, что единственными стабильными кварковыми звездами будут нейтронные звезды с ядром кварковой материи, в то время как кварковые звезды, полностью состоящие из обычной кварковой материи, будут очень нестабильными и растворяться спонтанно. [5] [6]

Было показано, что высокая энергия Ферми, делающая обычную кварковую материю нестабильной при низких температурах и давлениях, может быть существенно снижена путем преобразования достаточного количества верхних и нижних кварков в странные кварки , поскольку странные кварки, условно говоря, являются очень тяжелыми. тип кварковой частицы. [5] Этот вид кварковой материи известен, в частности, как странная кварковая материя. Предполагается, что она является предметом текущих научных исследований, может ли она действительно быть стабильной в условиях межзвездного пространства (то есть около нуля внешнего давления и температуры). Если это так (известный как Бодмер- Виттенпредположение), кварковые звезды, полностью состоящие из кварковой материи, будут стабильными, если они быстро превратятся в странную кварковую материю. [7]

Странные звезды [ править ]

Основная статья: Странная звезда

Кварковые звезды, состоящие из странной кварковой материи , известны как странные звезды и образуют подгруппу в категории кварковых звезд. [7]

Теоретические исследования показали, что кварковые звезды могут образовываться не только из нейтронных звезд и мощных сверхновых, но и на ранних этапах разделения космических фаз после Большого взрыва . [5] Если эти первичные кварковые звезды превратятся в странную кварковую материю до того, как внешние условия температуры и давления ранней Вселенной сделают их нестабильными, они могут стать стабильными, если верно предположение Бодмера – Виттена. Такие первобытные странные звезды могли дожить до наших дней. [5]

Характеристики [ править ]

Кварковые звезды обладают некоторыми особенностями, которые отличают их от обычных нейтронных звезд.

Согласно прогнозам, в физических условиях нейтронных звезд с чрезвычайно высокой плотностью, но температурами значительно ниже 10 12 К, кварковая материя проявляет некоторые специфические характеристики. Ожидается, что он будет вести себя как ферми-жидкость и войдет в так называемую фазу цветной сверхпроводимости с фиксацией аромата (CFL) , где «цвет» относится к шести «зарядам», проявляющимся в сильном взаимодействии , вместо положительного и отрицательные заряды в электромагнетизме. При немного более низких плотностях, соответствующих более высоким слоям, расположенным ближе к поверхности компактной звезды, кварковая материя будет вести себя как кварковая жидкость без CFL, фаза, которая даже более загадочна, чем CFL, и может включать цветную проводимость и / или несколько дополнительных еще неоткрытые фазы. Ни одно из этих экстремальных условий в настоящее время не может быть воспроизведено в лабораториях, поэтому ничего нельзя сделать об этих фазах из прямых экспериментов. [8]

Если преобразование нейтронно-вырожденной материи в (странную) кварковую материю является полным, кварковую звезду можно до некоторой степени представить как один гигантский адрон . Но этот «адрон» будет связан гравитацией, а не сильной силой , связывающей обычные адроны.

Наблюдаемые сверхплотные нейтронные звезды [ править ]

По крайней мере , в предположениях упоминалось выше, вероятность данной нейтронной звезды , являющейся кварковой звезды низкий, [ править ] так в Млечном Пути будет только небольшая популяция кварковых звезд. Однако, если это верно, сверхплотные нейтронные звезды могут превращаться в кварковые звезды, что делает возможное количество кварковых звезд большим, чем предполагалось изначально, поскольку наблюдатели будут искать звезды не того типа. [ необходима цитата ]

Наблюдения, проведенные рентгеновской обсерваторией Чандра 10 апреля 2002 г., обнаружили две возможные кварковые звезды, обозначенные RX J1856.5-3754 и 3C_58 , которые ранее считались нейтронными звездами. Основываясь на известных законах физики, первые казались намного меньше, а вторые - намного холоднее, чем должно быть, что позволяет предположить, что они состоят из материала, более плотного, чем вырожденная нейтронами материя . Однако исследователи скептически относятся к этим наблюдениям, утверждая, что результаты не были окончательными; [9] и с конца 2000-х годов возможность того, что RX J1856 является кварковой звездой, была исключена.

Другая звезда, XTE J1739-285 , [10] наблюдалась группой под руководством Филипа Кааре из Университета Айовы и была заявлена как возможный кандидат в кварковые звезды.

В 2006 году Ю-Лин Юэ и др. Из Пекинского университета предположили, что PSR B0943 + 10 на самом деле может быть маломассивной кварковой звездой. [11]

В 2008 году сообщалось, что наблюдения сверхновых SN 2006gy , SN 2005gj и SN 2005ap также предполагают существование кварковых звезд. [12] Было высказано предположение, что коллапсировавшее ядро ​​сверхновой SN 1987A может быть кварковой звездой. [13] [14]

В 2015 году Zi-Gao Dai et al. из Нанкинского университета предположил, что сверхновая ASASSN-15lh - это новорожденная странная кварковая звезда. [15]

Другие теоретические образования кварков [ править ]

Помимо обычной кварковой материи и странной кварковой материи, другие типы кварк-глюонной плазмы теоретически могут возникать или образовываться внутри нейтронных звезд и кварковых звезд. Это включает в себя следующее, некоторые из которых наблюдались и изучались в лабораториях:

  • Роберт Л. Джаффе, 1977 г., предложил странное четырехкварковое состояние (qs qs ).
  • Роберт Л. Яффа 1977 предложила H дибарионный , состояние шестикваркового с равным количеством повышающего, понижающим и странными кварками (представленным в виде uuddss или udsuds).
  • Связанные многокварковые системы с тяжелыми кварками (QQ qq ).
  • В 1987 г. впервые было предложено пентакварковое состояние с помощью очаровательного антикварка (qqqs c ).
  • Пентакварковое состояние с кварком-антистраном и четырьмя легкими кварками, состоящими только из верхних и нижних кварков (qqqq s ).
  • Легкие пентакварки сгруппированы внутри антидекуплета, самого легкого кандидата, Θ + , который также может быть описан моделью дикварка Роберта Л. Яффе и Вильчека ( КХД ).
  • Θ ++ и античастица Θ −− .
  • Дважды странный пентакварк (ssdd u ), член легкого пентакваркового антидекуплета.
  • Состояние очарованного пентакварка Θ c (3100) (uudd c ) было обнаружено коллаборацией H1. [16]
  • Тетракварковые частицы могут образовываться внутри нейтронных звезд и в других экстремальных условиях. В 2008, 2013 и 2014 годах тетракварковая частица Z (4430) была открыта и исследована в лабораториях на Земле . [17]

См. Также [ править ]

  • Звезда Планка
  • Кварк-нова
  • Квантовая хромодинамика
  • Нейтронные звезды - нейтронное вещество - нейтронно-вырожденное вещество - нейтрон
  • Деконфайнмент
  • Предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова на массу нейтронной звезды.
  • Компактная звезда
    • Экзотическая звезда
    • Нейтронная звезда
    • Пульсар
    • Магнитар
    • белый Гном
    • Звездная черная дыра
  • Вырожденная материя
    • КХД имеет значение
    • Кварк-глюонная плазма
    • Странджлет
    • Кварковая материя
    • Нейтроний
    • Преон материя

Ссылки [ править ]

  1. ^ Иваненко, Дмитрий Д .; Курдгелаидзе, Д. Ф. (1965). «Гипотеза о кварковых звездах». Астрофизика . 1 (4): 251–252. Bibcode : 1965Ap ...... 1..251I . DOI : 10.1007 / BF01042830 . S2CID  119657479 .
  2. ^ Иваненко, Дмитрий Д .; Курдгелаидзе, Д. Ф. (1969). «Замечания о кварковых звездах». Lettere al Nuovo Cimento . 2 : 13–16. Bibcode : 1969NCimL ... 2 ... 13I . DOI : 10.1007 / BF02753988 . S2CID 120712416 . 
  3. ^ Шапиро, Стюарт L .; Теукольский, Саул А. (2008). Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды: физика компактных объектов . Вайли. ISBN 978-0471873167.
  4. ^ Блашке, Дэвид; Седракян, Армен; Гленденнинг, Норман К., ред. (2001). Физика недр нейтронных звезд . Конспект лекций по физике. 578 . Springer-Verlag. DOI : 10.1007 / 3-540-44578-1 . ISBN 978-3-540-42340-9.
  5. ^ a b c d Виттен, Эдвард (1984). «Космическое разделение фаз». Physical Review D . 30 (2): 272–285. Bibcode : 1984PhRvD..30..272W . DOI : 10.1103 / PhysRevD.30.272 .
  6. ^ Фархи, Эдвард; Джаффе, Роберт Л. (1984). «Странное дело». Physical Review D . 30 (11): 2379. Bibcode : 1984PhRvD..30.2379F . DOI : 10.1103 / PhysRevD.30.2379 .
  7. ^ a b Вебер, Фридолин; Кеттнер, Кристиана; Weigel, Manfred K .; Гленденнинг, Норман К. «Звезды странной материи» . Цитировать журнал требует |journal=( помощь )в Кумаре - Шива; Мэдсен, Джес; Panagiotou, Apostolos D .; Вассилиадис, Г. (ред.). Международный симпозиум по странности и Quark Matter, Kolymbari, Греция, 1-5 сентября 1994 . Сингапур: World Scientific. С. 308–317.
  8. ^ Alford, Марк G .; Шмитт, Андреас; Раджагопал, Кришна; Шефер, Томас (2008). «Цветная сверхпроводимость в плотной кварковой материи». Обзоры современной физики . 80 (4): 1455–1515. arXiv : 0709.4635 . Bibcode : 2008RvMP ... 80.1455A . DOI : 10.1103 / RevModPhys.80.1455 . S2CID 14117263 . 
  9. ^ Trümper, Joachim E .; Бурвиц, Вадим; Haberl, Frank W .; Завлин, Вячеслав 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 . CiteSeerX 10.1.1.314.7466 . DOI : 10.1016 / j.nuclphysbps.2004.04.094 . S2CID 425112 .  
  10. ^ Сига, Дэвид; «У самой быстро вращающейся звезды может быть экзотическое сердце» , New Scientist , 20 февраля 2007 г.
  11. ^ Юэ, Ю-Линг; Цуй, Сяо-Хун; Сюй, Жэнь-Синь (2006). «Является ли PSR B0943 + 10 маломассивной кварковой звездой?». Астрофизический журнал . 649 (2): L95 – L98. arXiv : astro-ph / 0603468 . Bibcode : 2006ApJ ... 649L..95Y . DOI : 10.1086 / 508421 . S2CID 18183996 . 
  12. ^ Чадха, Кульвиндер Сингх; «Вторая точка сверхновой звезды - кварк» , Astronomy Now Online , 4 июня 2008 г.
  13. ^ Чан; Ченг; Харко; Лау; Линь; Суен; Тиан (2009). «Может ли компактный остаток SN 1987A быть кварковой звездой?». Астрофизический журнал . 695 (1): 732–746. arXiv : 0902.0653 . Bibcode : 2009ApJ ... 695..732C . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 695/1/732 . S2CID 14402008 . 
  14. ^ Парсонс, Пол; «Кварковая звезда может хранить тайну ранней Вселенной» , New Scientist , 18 февраля 2009 г.
  15. ^ Дай, Цзы-Гао; Ван, Шань-Цинь; Ван, JS; Ван, Лин-Цзюнь; Ю, Юнь-Вэй (2015-08-31). "Самая яркая сверхновая ASASSN-15lh: сигнатура новорожденной быстро вращающейся странной кварковой звезды". Астрофизический журнал . 817 (2): 132. arXiv : 1508.07745 . Bibcode : 2016ApJ ... 817..132D . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 817 / 2/132 . S2CID 54823427 . 
  16. ^ H1 Сотрудничество; Актас, А .; Андреев, В .; Anthonis, T .; Asmone, A .; Бабаев, А .; и другие. (2004). «Доказательства узкого анти-очарованного барионного массового состояния». Физика Письма Б . 588 (1–2): 17–28. arXiv : hep-ex / 0403017 . Bibcode : 2004PhLB..588 ... 17А . DOI : 10.1016 / j.physletb.2004.03.012 .
  17. ^ Koberlein, Брайан (10 апреля 2014). «Как открытие ЦЕРНом экзотических частиц может повлиять на астрофизику» . Вселенная сегодня . Проверено 14 апреля 2014 года ./

Источники и дополнительная литература [ править ]

  • Блашке, Дэвид; Седракян, Дэвид, ред. (2003). Сверхплотное КХД вещество и компактные звезды . Наука НАТО II: математика, физика и химия. 197 . Springer. DOI : 10.1007 / 1-4020-3430-X . ISBN 978-1-4020-3428-2.
  • Блашке, Дэвид; Седракян, Армен; Гленденнинг, Норман К., ред. (2001). Физика недр нейтронных звезд . Конспект лекций по физике. 578 . Springer-Verlag. DOI : 10.1007 / 3-540-44578-1 . ISBN 978-3-540-42340-9.
  • Плессас, Виллибальд; Мателич, Леопольд, ред. (2002). Лекции по кварковой материи . Конспект лекций по физике. 583 . Springer. DOI : 10.1007 / 3-540-45792-5 . ISBN 978-3-540-43234-0.

Внешние ссылки [ править ]

  • Джаффе, Роберт Л. (1977). «Возможно, стабильный дигиперон» (PDF) . Письма с физическим обзором . 38 (5): 195–198. Bibcode : 1977PhRvL..38..195J . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.38.195 . ОСТИ  1446298 .
  • Нейтронная звезда / интерьер кварковой звезды (изображение для печати)
  • Уитфилд, Джон; "Кварковые звезды мерцают" , Природа , 2002 г. 11 апреля.
  • «Споры разгорелись по поводу кварковых звезд» , CERN Courier 42 , # 5, июнь 2002 г., стр. 13
  • Бек, Пол; "Wish Upon a Quark Star" , Popular Science , июнь 2002 г.
  • Дрейк; Маршалл; Драйцлер; Фримен; Fruscione; Иуда; Кашьяп; Никастро; и другие. (2002). «Является ли RX J185635-375 кварковой звездой?». Астрофизический журнал . 572 (2): 996–1001. arXiv : astro-ph / 0204159 . Bibcode : 2002ApJ ... 572..996D . DOI : 10.1086 / 340368 . S2CID  18481546 .
  • Криворученко М.И.; «Странные, кварковые и метастабильные нейтронные звезды» , Письма в ЖЭТФ, т. 46, нет. 1, 10 июля 1987 г., страницы 3-6 (страница 6: возможно, кварковая звезда возрастом 1700 лет в SNR MSH 15-52)
  • Ротштейн, Дэйв; «Интересно насчет астрономии: какой процесс может привести к появлению кварковой звезды?» , вопрос № 445, январь 2003 г.
  • Немирофф, Роберт; Боннелл, Джерри; "RX J185635-375: Кандидат в кварковую звезду" , Astronomy Picture of the Day , Центр космических полетов имени Годдарда НАСА, 2002 г., 14 апреля
  • Андерсон, Марк К .: Кварки или необычные нейтронные звезды? , Wired News , 19 апреля 2002 г.
  • Бойс, Кевин; Тем не менее, Мартин; "Какие новости о возможной Странной Кварковой Звезде?" , Спросите астрофизика , Центр космических полетов имени Годдарда НАСА, 2002 г., 12 апреля.
  • Маркуит, Миранда; «Видеть странные звезды» , Physorg.com, 8 февраля 2006 г.
  • «Звезды кварка могут произвести самый большой взрыв» , spacedaily.com, 7 июня 2006 г.
  • Нибергал, Брайан: «Эффект Мейснера в странных кварковых звездах» , Computational Astro-Physics Calgary Alberta, University of Calgary
  • Сагерт, Ирина; Wietoska, Mirjam; Шаффнер-Белич, Юрген (2006). «Странные экзотические состояния и компактные звезды». Журнал Physics G . 32 (12): S241 – S249. arXiv : astro-ph / 0608317 . Bibcode : 2006JPhG ... 32S.241S . CiteSeerX  10.1.1.257.2063 . DOI : 10.1088 / 0954-3899 / 32/12 / S30 . S2CID  15151001 .
  • Брайнер, Жанна; "Кварковые звезды, участвующие в новой теории ярчайших сверхновых" , Space.com , 3 июня 2008 г. (Объявлено о первом в истории свидетельстве коллапса нейтронной звезды в кварковую звезду)
  • Крамер, Джон Дж.: «Кварковые звезды, альтернативная колонка обзора AV-114» , Analog Science Fiction & Fact Magazine , ноябрь 2002 г.