Кварковая звезда — это гипотетический тип компактной экзотической звезды , в которой чрезвычайно высокая температура и давление ядра вынудили ядерные частицы образовывать кварковую материю — непрерывное состояние материи, состоящее из свободных кварков .
Некоторые массивные звезды в конце своего жизненного цикла разрушаются, образуя нейтронные звезды , как это наблюдалось и объяснялось теоретически. При экстремальных температурах и давлениях внутри нейтронных звезд нейтроны обычно разделяются давлением вырождения , стабилизируя звезду и препятствуя дальнейшему гравитационному коллапсу. Однако предполагается, что при еще более экстремальных температуре и давлении давление вырождения нейтронов преодолевается, и нейтроны вынуждены сливаться и растворяться в составляющих их кварках, создавая сверхплотную фазу кварковой материи на основе плотно упакованной кварки. В этом состоянии должно возникнуть новое равновесие, поскольку возникнет новое давление вырождения между кварками, а также отталкивающие электромагнитные силы , которые будут препятствовать полному гравитационному коллапсу .
Если эти идеи верны, то где-то во Вселенной могут возникать и наблюдаться кварковые звезды. Теоретически такой сценарий рассматривается как научно правдоподобный, но его невозможно доказать ни наблюдательно, ни экспериментально, поскольку самые экстремальные условия, необходимые для стабилизации кварковой материи, не могут быть созданы ни в одной лаборатории и не наблюдались непосредственно в природе. Стабильность кварковой материи и, следовательно, существование кварковых звезд по этим причинам входит в число нерешенных проблем физики .
Если кварковые звезды могут образовываться, то наиболее вероятным местом для обнаружения материи кварковой звезды будут внутри нейтронных звезд , давление которых превышает внутреннее давление, необходимое для вырождения кварков – точки, 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 напоминали бы нейтронные звезды, и их было бы легко принять за них: они образовались бы в результате 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 особенностей нейтронных звезд, если бы они не содержали оболочку из нейтронной материи, поскольку не ожидается, что свободные кварки будут обладать свойствами, соответствующими вырожденной нейтронной материи. Например, они могут быть радиомолчащими или иметь нетипичные размеры, электромагнитные поля или температуру поверхности по сравнению с нейтронными звездами.
Анализ кварковых звезд был впервые предложен в 1965 году советскими физиками Д. Д. Иваненко и Д. Ф. Курджелаидзе. [1] [2] Их существование не подтверждено.
Уравнение состояния кварковой материи неопределенно, как и точка перехода между нейтронно-вырожденной материей и кварковой материей. Теоретическая неопределенность не позволяет делать прогнозы на основе основных принципов . Экспериментально поведение кварковой материи активно изучается с помощью коллайдеров частиц, но это позволяет создавать лишь очень горячие (выше 10 12 К ) сгустки кварк-глюонной плазмы размером с атомные ядра, которые распадаются сразу после образования. Условия внутри компактных звезд с чрезвычайно высокой плотностью и температурой значительно ниже 10 12 К невозможно воссоздать искусственно, поскольку не существует известных методов производства, хранения или изучения «холодной» кварковой материи напрямую, как это было бы обнаружено внутри кварковых звезд. Теория предсказывает, что в этих условиях кварковая материя будет обладать некоторыми специфическими характеристиками.
Предполагается, что когда нейтронно-вырожденная материя , из которой состоят нейтронные звезды , подвергается достаточному давлению со стороны собственной гравитации звезды или исходной сверхновой, создавшей ее, отдельные нейтроны распадаются на составляющие их кварки ( верхние кварки 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. [4] [5]
Обычная кварковая материя, состоящая из верхних и нижних кварков, 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 из кварковой материи, тогда как кварковые звезды, полностью состоящие из обычной кварковой материи, будут крайне нестабильными и самопроизвольно перестраиваться. [6] [7]
Было показано, что высокая энергия Ферми, делающая обычную кварковую материю нестабильной при низких температурах и давлениях, может быть существенно снижена за счет превращения достаточного числа верхних и нижних кварков в странные кварки , поскольку странные кварки являются, условно говоря, очень тяжелыми частицами. тип кварковой частицы. [6] Этот вид кварковой материи известен конкретно как странная кварковая материя . Предполагается и является предметом текущих научных исследований, может ли она на самом деле быть стабильной в условиях межзвездного пространства (т.е. около нуля внешнего давления и температуры). Если это так (известно как предположение Бодмера- Виттена ), кварковые звезды, полностью состоящие из кварковой материи, будут стабильными, если они быстро трансформируются в странную кварковую материю. [8]
Звезды, состоящие из странной кварковой материи , известны как странные звезды. Они образуют отдельный подтип кварковых звезд. [8]
Теоретические исследования показали, что кварковые звезды могут образовываться не только из нейтронных звезд и мощных сверхновых, но и в ходе ранних космических фазовых разделений после Большого взрыва . [6] 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 оказаться стабильными, если предположение Бодмера-Виттена окажется верным. Такие первозданные странные звезды могли сохраниться и по сей день. [6]
Кварковые звезды обладают некоторыми особыми характеристиками, которые отличают их от обычных нейтронных звезд.
Согласно предсказаниям, в физических условиях, наблюдаемых внутри нейтронных звезд, с чрезвычайно высокой плотностью, но температурами значительно ниже 10 12 К, кварковая материя будет проявлять некоторые своеобразные характеристики. Ожидается, что он будет вести себя как ферми-жидкость и войдет в так называемую фазу цветной сверхпроводимости с блокировкой цветных ароматов (CFL) , где «цвет» относится к шести «зарядам», проявляющимся в сильном взаимодействии , вместо двух зарядов. (положительный и отрицательный) в электромагнетизме . При несколько более низких плотностях, соответствующих более высоким слоям ближе к поверхности компактной звезды, кварковая материя будет вести себя как кварковая жидкость, не относящаяся к КЛЛ, фаза, которая еще более загадочна, чем КЛЛ, и может включать цветовую проводимость и/или несколько дополнительных еще неоткрытые фазы. Ни одно из этих экстремальных условий в настоящее время невозможно воссоздать в лабораториях, поэтому на основе прямых экспериментов нельзя сделать никаких выводов об этих фазах. [9]
Если преобразование нейтронно-вырожденной материи в (странную) кварковую материю является полным, кварковую звезду можно в некоторой степени представить как один гигантский адрон . Но этот «адрон» будет связан гравитацией, а не той сильной силой , которая связывает обычные адроны.
По крайней мере, при предположениях, упомянутых выше, вероятность того, что данная нейтронная звезда является кварковой звездой, мала, поэтому в Млечном Пути будет лишь небольшая популяция кварковых звезд. Однако если это правда, что сверхплотные нейтронные звезды могут превращаться в кварковые звезды, это делает возможное количество кварковых звезд больше, чем первоначально предполагалось, поскольку наблюдатели будут искать неправильный тип звезды. [ нужна цитата ]
Нейтронная звезда без отделения кварков и более высоких плотностей не может иметь период вращения короче миллисекунды; даже при невообразимой гравитации такого конденсированного объекта центростремительная сила более быстрого вращения вытолкнула бы материю с поверхности, поэтому обнаружение пульсара с периодом миллисекунды или меньше было бы убедительным доказательством существования кварковой звезды.
Наблюдения, опубликованные рентгеновской обсерваторией Чандра 10 апреля 2002 года, 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 меньшими, а вторые - намного холоднее, чем должно быть, что позволяет предположить, что они состоят из материала, более плотного, чем материя, вырожденная нейтронами . Однако исследователи встретили эти наблюдения со скептицизмом, заявив, что результаты не были окончательными; [10] и с конца 2000-х годов была исключена возможность того, что RX J1856 является кварковой звездой.
Другая звезда, XTE J1739-285 , [11] наблюдалась группой под руководством Филипа Каарета из Университета Айовы и считается возможным кандидатом на кварковую звезду.
В 2006 году Ю-Линг Юэ и др. из Пекинского университета предположили, что PSR B0943+10 на самом деле может быть кварковой звездой малой массы. [12]
В 2008 году сообщалось, что наблюдения сверхновых SN 2006gy , SN 2005gj и SN 2005ap также позволяют предположить существование кварковых звезд. [13] Было высказано предположение, что коллапсирующее ядро сверхновой SN 1987A может быть кварковой звездой. [14] [15]
В 2015 году Цзы-Гао Дай и др. из Нанкинского университета предположили, что сверхновая ASASSN-15lh — это новорожденная странная кварковая звезда. [16]
В 2022 году было высказано предположение, что GW190425, которая, вероятно, образовалась в результате слияния двух нейтронных звезд, испускающих при этом гравитационные волны, могла быть кварковой звездой. [17]
Помимо обычной кварковой материи и странной кварковой материи, внутри нейтронных и кварковых звезд теоретически могут возникать или формироваться другие типы кварк-глюонной плазмы. Сюда входят следующие факторы, некоторые из которых наблюдались и изучались в лабораториях:
{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
