stringtranslate.com

Экзотическая звезда

Экзотическая звезда — это гипотетическая компактная звезда , состоящая из экзотической материи (чего-то, что не состоит из электронов , протонов , нейтронов или мюонов ) и уравновешенная против гравитационного коллапса давлением вырождения или другими квантовыми свойствами.

Типы экзотических звезд включают в себя

Из различных предложенных типов экзотических звезд наиболее очевидным и понятным является кварковая звезда .

В ньютоновской механике объекты, достаточно плотные, чтобы улавливать любой излучаемый свет, называются темными звездами , [1] [2] [a] в отличие от черных дыр в общей теории относительности . Однако то же название используется для гипотетических древних «звезд», получавших энергию из темной материи .

Экзотические звезды во многом являются теоретическими – отчасти потому, что трудно детально проверить, как могут вести себя такие формы материи, а отчасти потому, что до появления молодой технологии гравитационно -волновой астрономии не существовало удовлетворительных средств обнаружения космических объектов, которые не излучают электромагнитным путем или через известные частицы. Пока невозможно проверить новые космические объекты такого рода, отличив их от известных объектов. Кандидаты на роль таких объектов иногда идентифицируются на основе косвенных данных, полученных из наблюдаемых свойств.

Кварковые звезды и странные звезды

Кварковая звезда — это гипотетический объект, возникший в результате распада нейтронов на составляющие их верхние и нижние кварки под действием гравитационного давления. Ожидается, что она будет меньше и плотнее нейтронной звезды и может существовать в этом новом состоянии бесконечно, если не будет добавлена ​​дополнительная масса. По сути, это один очень большой адрон . Кварковые звезды, содержащие странную материю , называются странными звездами .

На основании наблюдений, опубликованных рентгеновской обсерваторией Чандра 10 апреля 2002 года, два объекта, названные RX J1856.5-3754 и 3C 58 , 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 исследователями со скептицизмом, которые заявили, что результаты не являются окончательными. [ ВОЗ? ] После дальнейшего анализа RX J1856.5−3754 была исключена из списка кандидатов в кварковые звезды. [3]

Электрослабые звезды

Электрослабая звезда — теоретический тип экзотической звезды, в которой гравитационному коллапсу звезды препятствует радиационное давление , возникающее в результате электрослабого горения ; то есть энергия, выделяемая при превращении кварков в лептоны посредством электрослабого взаимодействия . Этот процесс происходит в объеме ядра звезды размером примерно с яблоко и содержащем около двух земных масс. [4]

Предполагается, что стадия жизни звезды, на которой образуется электрослабая звезда, наступает после коллапса сверхновой . Электрослабые звезды плотнее, чем кварковые звезды, и могут образоваться, когда гравитационному притяжению больше не может противостоять давление вырождения кварков , но все еще может противостоять давление электрослабого горения. [5] Эта фаза жизни звезды может длиться более 10 миллионов лет. [4] [5] [6] [7]

Преоновые звезды

Преоновая звезда — предполагаемый тип компактной звезды, состоящей из преонов , группы гипотетических субатомных частиц . Ожидается, что преонные звезды будут иметь огромную плотность , превышающую 1023  кг/м 3 . Они могут иметь большую плотность, чем кварковые звезды, и они будут тяжелее, но меньше, чем белые карлики и нейтронные звезды. [8] Преоновые звезды могли возникнуть в результате взрывов сверхновых или Большого взрыва . Такие объекты в принципе можно было бы обнаружить с помощью гравитационного линзирования гамма -лучей . Звезды-преоны являются потенциальными кандидатами на роль темной материи . Однако текущие наблюдения [9] на ускорителях частиц говорят против существования преонов или, по крайней мере, не ставят их исследование в приоритет, поскольку единственный в настоящее время детектор частиц, способный исследовать очень высокие энергии (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 доказательств, связанных с физикой за пределами Стандартной модели . [ нужны разъяснения ]

Бозонные звезды

Бозонная звезда — это гипотетический астрономический объект, образованный из частиц, называемых бозонами (обычные звезды состоят в основном из протонов и электронов, которые являются фермионами , но также содержат большую долю ядер гелия-4 , которые являются бозонами , и меньшее количество различных более тяжелые ядра, которые могут быть любыми). Для существования этого типа звезд должен существовать стабильный тип бозона с самоотталкивающим взаимодействием; одной из возможных частиц-кандидатов [10] является все еще гипотетический «аксион» (который также является кандидатом на роль еще не обнаруженных частиц «небарионной темной материи» , которые, по-видимому, составляют примерно 25% массы Вселенной). ). Предполагается [11] , что в отличие от обычных звезд (которые излучают излучение из-за гравитационного давления и ядерного синтеза), бозонные звезды будут прозрачными и невидимыми. Огромная гравитация компактной бозонной звезды изгибала бы свет вокруг объекта, создавая пустую область, напоминающую тень горизонта событий черной дыры . Подобно черной дыре, бозонная звезда поглощала бы обычную материю из своего окружения, но из-за прозрачности материя (которая, вероятно, нагревалась бы и излучала бы излучение) была бы видна в ее центре. Моделирование предполагает, что вращающиеся бозонные звезды будут иметь форму тора или «пончика», поскольку центробежные силы придадут бозонной материи такую ​​форму.

По состоянию на 2024 год нет никаких существенных доказательств существования таких звезд. Однако их может стать возможным обнаружить по гравитационному излучению, испускаемому парой бозонных звезд, находящихся на одной орбите, [12] [13] и GW190521 , которая считается самой энергичной сливающейся черной дырой , может быть лобовым столкновением двух бозонных звезд. [14]

Бозонные звезды могли образоваться в результате гравитационного коллапса на начальных стадиях Большого взрыва. [15] По крайней мере теоретически, сверхмассивная бозонная звезда может существовать в ядре галактики, что может объяснить многие наблюдаемые свойства активных галактических ядер . [16]

Бозонные звезды также были предложены в качестве кандидатов на объекты темной материи [17] , и была выдвинута гипотеза, что ореолы темной материи , окружающие большинство галактик , можно рассматривать как огромные «бозонные звезды». [18]

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 исследование этих объектов в деситтеровских и антидеситтеровских пространствах . [19] [20] [21] [22] [23]

Бозонные звезды, состоящие из элементарных частиц со спином 1, были названы звездами Прока . [24]

Бротен, Мохапатра и Чжан (2016) предположили, что может существовать плотная аксионная звезда нового типа, в которой гравитация уравновешивается давлением среднего поля аксионного конденсата Бозе-Эйнштейна . [25] Возможность существования плотных аксионных звезд была оспорена другой работой, которая не подтверждает это утверждение. [26]

Планковские звезды

В петлевой квантовой гравитации звезда Планка является теоретически возможным астрономическим объектом , который создается, когда плотность энергии коллапсирующей звезды достигает плотности энергии Планка . В этих условиях, если предположить, что гравитация и пространство-время квантуются , возникает отталкивающая « сила», вытекающая из принципа неопределенности Гейзенберга . Другими словами, если гравитация и пространство-время квантованы, накопление массы-энергии внутри звезды Планка не может сжаться за пределами этого предела и сформировать гравитационную сингулярность , поскольку это нарушит принцип неопределенности для самого пространства-времени. [27]

Смотрите также

Сноски

  1. ^ Квантовые эффекты могут помешать образованию настоящих черных дыр и вместо этого привести к появлению плотных образований, называемых черными звездами . [2]

Рекомендации

  1. ^ Виссер, Мэтт; Барсело, Карлос; Либерати, Стефано; Сонего, Себастьяно (февраль 2009 г.). «Маленький, темный и тяжелый: но черная ли это дыра?». arXiv : 0902.0346v2 [gr-qc]. Архивировано 26 сентября 2018 года в Wayback Machine.
  2. ^ аб Виссер, Мэтт; Барсело, Карлос; Либерати, Стефано; Сонего, Себастьяно (30 сентября 2009 г.). «Как квантовые эффекты могут создавать черные звезды, а не дыры». Научный американец . № Октябрь 2009 г. Архивировано из оригинала 15 ноября 2013 г. . Проверено 25 декабря 2022 г. Первоначально опубликовано под названием «Черные звезды, а не дыры» .
  3. ^ Трумпер, JE; Бурвиц, В.; Хаберл, Ф.; Завлин В.Е. (июнь 2004 г.). «Загадки RX J1856.5-3754: нейтронная звезда или кварковая звезда?». Ядерная физика Б: Приложения к сборнику трудов . 132 : 560–565. arXiv : astro-ph/0312600 . Бибкод : 2004NuPhS.132..560T. doi :10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.094. S2CID  425112.
  4. ^ Аб Сига, Д. (4 января 2010 г.). «Экзотические звезды могут имитировать Большой взрыв». Новый учёный . Архивировано из оригинала 18 января 2010 года . Проверено 18 февраля 2010 г.
  5. ^ ab «Теоретики предлагают новый способ сиять – и новый тип звезды: «Электрослабую»» (пресс-релиз). Университет Кейс Вестерн Резерв . 15 декабря 2009 г. Архивировано из оригинала 21 февраля 2020 г. . Проверено 16 декабря 2009 г. - через ScienceDaily .
  6. ↑ Виеру, Тюдор (15 декабря 2009 г.). «Новый тип космических объектов: электрослабые звезды». Софтпедия . Архивировано из оригинала 18 декабря 2009 года . Проверено 16 декабря 2009 г.
  7. ^ «Астрономы предсказывают новый класс «электрослабых» звезд» . Обзор технологий . 10 декабря 2009 г. Архивировано из оригинала 19 октября 2012 г. Проверено 16 декабря 2009 г.
  8. ^ Ханнсон, Дж.; Сандин, Ф. (9 июня 2005 г.). «Преоновые звезды: новый класс космических компактных объектов». Буквы по физике Б. 616 (1–2): 1–7. arXiv : astro-ph/0410417 . Бибкод : 2005PhLB..616....1H. doi :10.1016/j.physletb.2005.04.034. S2CID  119063004.
  9. ↑ Уилкинс, Аласдер (9 декабря 2010 г.). «Звезды настолько странные, что на их фоне черные дыры кажутся скучными». ио9 . Архивировано из оригинала 28 марта 2014 года . Проверено 12 сентября 2015 г.
  10. ^ Колб, Эдвард В.; Ткачев, Игорь Иванович (29 марта 1993 г.). «Аксионные минископления и бозе-звезды». Письма о физических отзывах . 71 (19): 3051–3054. arXiv : hep-ph/9303313 . Бибкод : 1993PhRvL..71.3051K. doi : 10.1103/PhysRevLett.71.3051. PMID  10054845. S2CID  16946913.
  11. ↑ Кларк, Стюарт (15 июля 2017 г.). «Боже мой! (Астрономов, впервые взглянувших на черное сердце нашей галактики, может ожидать большой сюрприз)». Новый учёный . п. 29.
  12. ^ Шутц, Бернард Ф. (2003). Гравитация с нуля (3-е изд.). Издательство Кембриджского университета . п. 143. ИСБН 0-521-45506-5.
  13. ^ Паленсуэла, К.; Ленер, Л.; Либлинг, С.Л. (2008). «Орбитальная динамика бинарных бозонных звездных систем». Физический обзор D . 77 (4): 044036. arXiv : 0706.2435 . Бибкод : 2008PhRvD..77d4036P. doi : 10.1103/PhysRevD.77.044036. S2CID  115159490.
  14. ^ Бустильо, Хуан Кальдерон; Санчис-Гуаль, Николя; Торрес-Форне, Алехандро; Шрифт, Хосе А.; Ваджпейи, Ави; Смит, Рори; и другие. (2021). «GW190521 как слияние звезд Прока: потенциальный новый векторный бозон с энергией 8,7 × 10–13 эВ». Письма о физических отзывах . 126 (8): 081101. arXiv : 2009.05376 . doi :10.1103/PhysRevLett.126.081101. hdl : 10773/31565. PMID  33709746. S2CID  231719224.
  15. ^ Мэдсен, Марк С.; Лиддл, Эндрю Р. (1990). «Космологическое образование бозонных звезд». Буквы по физике Б. 251 (4): 507. Бибкод : 1990PhLB..251..507M. дои : 10.1016/0370-2693(90)90788-8.
  16. ^ Торрес, Диего Ф.; Капоцциелло, С.; Ламбиасе, Г. (2000). «Сверхмассивная бозонная звезда в центре галактики?». Физический обзор D . 62 (10): 104012. arXiv : astro-ph/0004064 . Бибкод : 2000PhRvD..62j4012T. doi : 10.1103/PhysRevD.62.104012. S2CID  16670960.
  17. ^ Шарма, Р.; Кармакар, С.; Мукерджи, С. (2008). «Бозонная звезда и темная материя». arXiv : 0812.3470 [gr-qc].
  18. ^ Ли, Джэ Вон; Ко, Ин-гай (1996). «Галактические гало как бозонные звезды». Физический обзор D . 53 (4): 2236–2239. arXiv : hep-ph/9507385 . Бибкод : 1996PhRvD..53.2236L. doi :10.1103/PhysRevD.53.2236. PMID  10020213. S2CID  16914311.
  19. ^ Кумар, С.; Кулшрешта, У.; Кулшрешта, Д.С. (2016). «Заряженные компактные бозонные звезды и оболочки при наличии космологической постоянной». Физический обзор D . 94 (12): 125023. arXiv : 1709.09449 . Бибкод : 2016PhRvD..94l5023K. doi : 10.1103/PhysRevD.94.125023. S2CID  54590086.
  20. ^ Кумар, С.; Кулшрешта, У.; Кулшрешта, Д.С. (2016). «Заряженные компактные бозонные звезды и оболочки при наличии космологической постоянной». Физический обзор D . 93 (10): 101501. arXiv : 1605.02925 . Бибкод : 2016PhRvD..93j1501K. doi : 10.1103/PhysRevD.93.101501. S2CID  118474697.
  21. ^ Клейхаус, Б.; Кунц, Дж.; Ламмерзал, К.; Лист, М. (2010). «Бозонные оболочки, укрывающие заряженные черные дыры». Физический обзор D . 82 (10): 104050. arXiv : 1007.1630 . Бибкод : 2010PhRvD..82j4050K. doi :10.1103/PhysRevD.82.104050. S2CID  119266501.
  22. ^ Хартманн, Б.; Клейхаус, Б.; Кунц, Дж.; Шаффер, И. (2013). «Компактные (A)dS-бозонные звезды и оболочки». Физический обзор D . 88 (12): 124033. arXiv : 1310.3632 . Бибкод : 2013PhRvD..88l4033H. doi : 10.1103/PhysRevD.88.124033. S2CID  118721877.
  23. ^ Кумар, С.; Кулшрешта, У.; Кулшрешта, Д.С.; Кален, С.; Кунц, Дж. (2017). «Некоторые новые результаты о заряженных компактных бозонных звездах». Буквы по физике Б. 772 : 615–620. arXiv : 1709.09445 . Бибкод : 2017PhLB..772..615K. doi :10.1016/j.physletb.2017.07.041. S2CID  119375441.
  24. ^ Брито, Ричард; Кардозо, Витор; Эрдейро, Карлос А.Р.; Раду, Евгений (январь 2016 г.). «Звезды Прока: гравитирующие бозе-эйнштейновские конденсаты массивных частиц со спином 1». Буквы по физике Б. 752 : 291–295. arXiv : 1508.05395 . Бибкод : 2016PhLB..752..291B. doi :10.1016/j.physletb.2015.11.051. hdl : 11573/1284757 . S2CID  119110645. Архивировано из оригинала 25 ноября 2021 года . Проверено 25 июля 2021 г.
  25. ^ Бротен, Эрик; Мохапатра, Абхишек; Чжан, Хун (2016). «Плотные аксионные звезды». Письма о физических отзывах . 117 (12): 121801. arXiv : 1512.00108 . Бибкод : 2016PhRvL.117l1801B. doi : 10.1103/PhysRevLett.117.121801. PMID  27689265. S2CID  34997021. Архивировано из оригинала 28 апреля 2020 года . Проверено 26 сентября 2018 г.
  26. ^ Визинелли, Лука; Баум, Себастьян; Редондо, Хавьер; Фриз, Кэтрин; Вильчек, Франк (2018). «Разбавленные и плотные аксионные звезды». Буквы по физике Б. 777 : 64–72. arXiv : 1710.08910 . Бибкод : 2018PhLB..777...64В. doi :10.1016/j.physletb.2017.12.010. S2CID  56044599.
  27. ^ Ровелли, Карло; Видотто, Франческа (2014). «Планковские звезды». Международный журнал современной физики Д. 23 (12): 1442026. arXiv : 1401.6562 . Бибкод : 2014IJMPD..2342026R. дои : 10.1142/S0218271814420267. S2CID  118917980.

Источники

Внешние ссылки