Экзотическая звезда - Exotic star

An экзотическая звезда это гипотетический компактная звезда состоит из чего-то другого, кроме электроны, протоны, нейтроны, или же мюоны и уравновешивается гравитационный коллапс к давление вырождения или другие квантовые свойства. Экзотические звезды включают кварковые звезды (состоит из кварки ) и, возможно, странных звезд (состоящих из странная кварковая материя, а конденсат из вверх, вниз и странные кварки ), а также умозрительные Преон звезды (состоит из преоны, которые являются гипотетическими частицами и «строительными блоками» кварков, если бы кварки были разложимый на составляющие субчастицы). Из различных предложенных типов экзотических звезд наиболее хорошо изученным и понятным является кварковая звезда.

Экзотические звезды носят в основном теоретический характер - отчасти потому, что трудно детально проверить, как могут вести себя такие формы материи, а отчасти потому, что до появления новых технологий гравитационно-волновая астрономия не существовало удовлетворительных средств обнаружения космических объектов, которые не излучают электромагнитным путем 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

Основные статьи: Кварковая звезда и Странная звезда

А кварковая звезда гипотетический объект, который возникает в результате разложения нейтроны в их составляющие вверх и вниз кварки под гравитационным давлением. Ожидается, что он будет меньше и плотнее, чем нейтронная звезда, и может выживать в этом новом состоянии бесконечно долго, если не добавляется дополнительная масса. По сути, это очень большой нуклон. Кварковые звезды, содержащие странное дело называются странные звезды.

На основании наблюдений, опубликованных Рентгеновская обсерватория Чандра 10 апреля 2002 г. два объекта, обозначенные RX J1856.5-3754 и 3C58, были предложены в качестве кандидатов в кварковые звезды. 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 являются окончательными.[ВОЗ? ] После дальнейшего анализа RX J1856.5-3754 был исключен из списка кандидатов в кварковые звезды.[1]

Электрослабые звезды

Основная статья: Электрослабая звезда

An электрослабая звезда представляет собой теоретический тип экзотических звезд, в которых гравитационный коллапс звезды предотвращается радиационное давление в результате электрослабое горение; то есть энергия, выделяемая при преобразовании кварки в лептоны сквозь электрослабая сила. Этот процесс происходит в объеме в ядре звезды размером примерно с яблоко и содержащий около двух масс Земли.[2]

Теоретически стадия жизни звезды, на которой образуется электрослабая звезда, наступает после сверхновая звезда крах. Электрослабые звезды более плотные, чем кварковые, и могут образовываться, когда кварк давление вырождения больше не выдерживает гравитационное притяжение, но все еще может выдерживать давление электрослабого горящего излучения.[3] Эта фаза жизни звезды может длиться более 10 миллионов лет.[2][3][4][5]

Преонские звезды

Основная статья: Преонская звезда

А Preon Star представляет собой предлагаемый тип компактной звезды из преоны, группа гипотетические субатомные частицы. Ожидается, что звезды Преона будут иметь огромные плотности, более 1023 кг / м3. Они могут иметь большую плотность, чем кварковые звезды и нейтронные звезды, хотя они будут меньше, но тяжелее белых карликов и нейтронных звезд.[6] Звезды Преона могли происходить из сверхновая звезда взрывы или Большой взрыв. Такие объекты в принципе могут быть обнаружены через гравитационное линзирование из гамма излучение. Звезды Преона - потенциальные кандидаты в темная материя. Однако текущие наблюдения[7] из ускорители частиц выступают против существования преонов или, по крайней мере, не уделяют первоочередного внимания их исследованиям, поскольку единственный детектор частиц в настоящее время может исследовать очень высокие энергии ( Большой адронный коллайдер ) не разработан специально для этого, и его исследовательская программа направлена ​​на другие области, такие как изучение бозон Хиггса, кварк-глюонная плазма и доказательства, связанные с физика за пределами Стандартной модели.

В общей теории относительности, если звезда коллапсирует до размера меньше ее Радиус Шварцшильда, горизонт событий будет существовать в этом радиусе, и звезда станет черная дыра. Таким образом, размер преонной звезды может варьироваться от примерно 1 метра с абсолютной массой в 100 Земель до размера горошины с массой, примерно равной массе Земли. Луна.

Бозонные звезды

А бозонная звезда это гипотетический астрономический объект который образован из частиц, называемых бозоны (общепринятый звезды образуются в основном из протонов, которые фермионы, но также состоят из ядер гелия-4, которые бозоны ). Для существования такого типа звезд должен существовать стабильный тип бозона с самоотталкивающим взаимодействием; одна возможная частица-кандидат[8]все еще гипотетический "аксион" (который также является кандидатом в еще не обнаруженные «небарионная темная материя» частицы, которые, по-видимому, составляют примерно 25% массы Вселенной). 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 черной дыры. горизонт событий. 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 никаких существенных доказательств существования таких звезд. Однако, возможно, станет возможным их обнаружить по гравитационному излучению пары бозонных звезд, вращающихся на одной орбите.[10][11]

Бозонные звезды могли образоваться в результате гравитационного коллапса во время первичных стадий Большого взрыва.[12] По крайней мере теоретически, сверхмассивная бозонная звезда может существовать в ядре галактики, что может объяснить многие наблюдаемые свойства активные галактические ядра.[13]

Бозонные звезды также были предложены в качестве кандидатов темная материя объекты,[14]и была выдвинута гипотеза, что ореолы темной материи окружает большинство галактики 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 положительной или отрицательной космологической постоянной в теории облегчает изучение этих объектов в де Ситтер и пространства 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 оспорена другими работами, которые не подтверждают это утверждение. [22]

Звезды Планка

Основная статья: Звезда Планка

В петля квантовой гравитации, Звезда Планка - теоретически возможная астрономический объект который создается, когда плотность энергии коллапсирующей звезды достигает Планковская плотность энергии. В этих условиях, полагая сила тяжести и пространство-время находятся квантованный возникает отталкивающая «сила», происходящая от Гейзенберга принцип неопределенности. Другими словами, если квантовать гравитацию и пространство-время, накопление массы-энергии внутри звезды Планка не может коллапсировать сверх этого предела, поскольку это нарушит принцип неопределенности для самого пространства-времени.[23]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Truemper, J.E .; 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:2004НуФС.132..560Т. Дои:10.1016 / j.nuclphysbps.2004.04.094. S2CID  425112.
  2. ^ а б Шига, Д. (4 января 2010 г.). «Экзотические звезды могут имитировать Большой взрыв». Новый ученый. Получено 18 февраля 2010.
  3. ^ а б «Теоретики предлагают новый способ сиять - и новый вид звезд: электрослабое'". ScienceDaily. 15 декабря 2009 г.. Получено 16 декабря 2009.
  4. ^ Виеру, Тюдор (15 декабря 2009 г.). "Новый тип космических объектов: электрослабые звезды". Софтпедия. Получено 16 декабря 2009.
  5. ^ "Астрономы предсказывают новый класс" электрослабой "звезды". Обзор технологий. 10 декабря 2009 г.. Получено 16 декабря 2009.
  6. ^ Hannson, J .; Сандин, Ф. (9 июня 2005 г.). «Преонные звезды: новый класс космических компактных объектов». Письма по физике B. 616 (1–2): 1–7. arXiv:Astro-ph / 0410417. Bibcode:2005ФЛБ..616 .... 1Ч. Дои:10.1016 / j.physletb.2005.04.034. S2CID  119063004.
  7. ^ Уилкинс, Аласдер (9 декабря 2010 г.). «Звезды такие странные, что заставляют черные дыры выглядеть скучно». io9. Получено 12 сентября 2015.
  8. ^ Колб, Эдвард У .; Ткачев Игорь Иванович (29 марта 1993 г.). «Миникластеры Аксиона и бозе-звезды». Письма с физическими проверками. 71 (19): 3051–3054. arXiv:hep-ph / 9303313. Bibcode:1993ПхРвЛ..71.3051К. Дои:10.1103 / PhysRevLett.71.3051. PMID  10054845. S2CID  16946913.
  9. ^ Кларк, Стюарт (15 июля 2017 г.). «Holy Moley! (Астрономы, впервые взглянувшие на черное сердце нашей галактики, могут быть очень удивлены)». Новый ученый: 29.
  10. ^ Шутц, Бернард Ф. (2003). Гравитация с нуля (3-е изд.). Издательство Кембриджского университета. п.143. ISBN  0-521-45506-5.
  11. ^ Palenzuela, C .; Lehner, L .; Либлинг, С. Л. (2008). «Орбитальная динамика двойных бозонных звездных систем». Физический обзор D. 77 (4): 044036. arXiv:0706.2435. Bibcode:2008ПхРвД..77д4036П. Дои:10.1103 / PhysRevD.77.044036. S2CID  115159490.
  12. ^ Madsen, Mark S .; Лиддл, Эндрю Р. (1990). «Космологическое образование бозонных звезд». Письма по физике B. 251 (4): 507. Bibcode:1990ФЛБ..251..507М. Дои:10.1016/0370-2693(90)90788-8.
  13. ^ Торрес, Диего Ф .; Capozziello, S .; Ламбиас, Г. (2000). «Сверхмассивная бозонная звезда в центре Галактики?». Физический обзор D. 62 (10): 104012. arXiv:Astro-ph / 0004064. Bibcode:2000ПхРвД..62дж4012Т. Дои: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". Физический обзор D. 53 (4): 2236–2239. arXiv:hep-ph / 9507385. Bibcode:1996ПхРвД..53.2236Л. Дои:10.1103 / PhysRevD.53.2236. PMID  10020213. S2CID  16914311.
  16. ^ Kumar, S .; Kulshreshtha, U .; Кульшрешта, Д. С. (2016). «Заряженные компактные бозонные звезды и оболочки при наличии космологической постоянной». Физический обзор D. 94 (12): 125023. arXiv:1709.09449. Bibcode:2016ПхРвД..94л5023К. Дои:10.1103 / PhysRevD.94.125023. S2CID  54590086.
  17. ^ Kumar, S .; Kulshreshtha, U .; Кульшрешта, Д. С. (2016). «Заряженные компактные бозонные звезды и оболочки при наличии космологической постоянной». Физический обзор D. 93 (10): 101501. arXiv:1605.02925. Bibcode:2016PhRvD..93j1501K. Дои:10.1103 / PhysRevD.93.101501. S2CID  118474697.
  18. ^ Kleihaus, B .; Kunz, J .; Lammerzahl, C .; Лист, М. (2010). «Бозонные оболочки, содержащие заряженные черные дыры». Физический обзор D. 82 (10): 104050. arXiv:1007.1630. Bibcode:2010PhRvD..82j4050K. Дои:10.1103 / PhysRevD.82.104050. S2CID  119266501.
  19. ^ Hartmann, B .; Kleihaus, B .; Kunz, J .; Шаффер, И. (2013). «Компактные (A) dS бозонные звезды и оболочки». Физический обзор D. 88 (12): 124033. arXiv:1310.3632. Bibcode:2013ПхРвД..88л4033Х. Дои:10.1103 / PhysRevD.88.124033. S2CID  118721877.
  20. ^ Kumar, S .; Kulshreshtha, U .; Кульшрешта, Д. С .; Kahlen, S .; Кунц, Дж. (2017). «Некоторые новые результаты о заряженных компактных бозонных звездах». Письма по физике B. 772: 615–620. arXiv:1709.09445. Bibcode:2017ФЛБ..772..615К. Дои:10.1016 / j.physletb.2017.07.041. S2CID  119375441.
  21. ^ Браатен, Эрик; Мохапатра, Абхишек; Чжан, Хун (2016). "Плотные аксионные звезды". Письма с физическими проверками. 117 (12): 121801. arXiv:1512.00108. Bibcode:2016ПхРвЛ.117л1801Б. Дои: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». Письма по физике B. 777: 64–72. arXiv:1710.08910. Bibcode:2018ФЛБ..777 ... 64В. Дои: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. Дои: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

внешняя ссылка