Кварковая звезда — гипотетический тип компактной экзотической звезды , где чрезвычайно высокая температура ядра и давление заставили ядерные частицы образовать кварковую материю , непрерывное состояние материи , состоящее из свободных кварков . [1]
Некоторые массивные звезды коллапсируют, образуя нейтронные звезды в конце своего жизненного цикла , как это было и замечено, и объяснено теоретически. При экстремальных температурах и давлениях внутри нейтронных звезд нейтроны обычно удерживаются отдельно давлением вырождения , стабилизируя звезду и препятствуя дальнейшему гравитационному коллапсу. [2] Однако предполагается, что при еще более экстремальных температуре и давлении давление вырождения нейтронов преодолевается, и нейтроны вынуждены сливаться и растворяться в своих составляющих кварках, создавая сверхплотную фазу кварковой материи , основанную на плотно упакованных кварках. В этом состоянии, как предполагается, возникает новое равновесие, поскольку новое давление вырождения между кварками, а также отталкивающие электромагнитные силы возникнут и будут препятствовать полному гравитационному коллапсу .
Если эти идеи верны, то кварковые звезды могут возникнуть и быть наблюдаемыми где-то во Вселенной. Такой сценарий рассматривается как научно правдоподобный, но не был доказан наблюдательно или экспериментально; экстремальные условия, необходимые для стабилизации кварковой материи, не могут быть созданы ни в одной лаборатории и не наблюдались непосредственно в природе. Устойчивость кварковой материи, а следовательно, и существование кварковых звезд, по этим причинам относятся к нерешенным проблемам физики .
Если кварковые звезды могут образовываться, то наиболее вероятным местом для нахождения кварковой звездной материи будут нейтронные звезды , которые превышают внутреннее давление, необходимое для вырождения кварков — точка, 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 они существуют, кварковые звезды будут напоминать нейтронные звезды и их будет легко спутать с ними: они образуются при смерти массивной звезды в сверхновой типа II , будут чрезвычайно плотными и маленькими и будут обладать очень сильным гравитационным полем. У них также не будет некоторых особенностей нейтронных звезд, если только они не будут содержать оболочку из нейтронной материи, поскольку свободные кварки, как ожидается, не будут иметь свойств, соответствующих вырожденной нейтронной материи. Например, они могут быть радиомолчаливыми или иметь нетипичные размеры, электромагнитные поля или поверхностные температуры по сравнению с нейтронными звездами.
Анализ кварковых звезд был впервые предложен в 1965 году советскими физиками Д.Д. Иваненко и Д.Ф. Курдгелаидзе. [3] [4] Их существование не подтверждено.
Уравнение состояния кварковой материи неопределенно, как и точка перехода между нейтронно-вырожденной материей и кварковой материей. [5] Теоретические неопределенности не позволили делать предсказания из первых принципов . Экспериментально поведение кварковой материи активно изучается с помощью коллайдеров частиц, но это может производить только очень горячие (выше 10 12 К ) сгустки кварк-глюонной плазмы размером с атомное ядро, которые распадаются сразу после образования. Условия внутри компактных звезд с чрезвычайно высокой плотностью и температурой значительно ниже 10 12 К не могут быть воссозданы искусственно, поскольку не существует известных методов непосредственного производства, хранения или изучения «холодной» кварковой материи, как она была бы обнаружена внутри кварковых звезд. Теория предсказывает, что кварковая материя будет обладать некоторыми специфическими характеристиками в этих условиях. [ необходима цитата ]
Предполагается, что когда нейтронно-вырожденная материя , из которой состоят нейтронные звезды , подвергается достаточному давлению со стороны собственной гравитации звезды или изначальной сверхновой, создавшей ее, отдельные нейтроны распадаются на составляющие их кварки ( верхние и нижние кварки ), образуя то, что известно как кварковая материя. Это преобразование может быть ограничено центром нейтронной звезды или может преобразовать всю звезду, в зависимости от физических обстоятельств. Такая звезда известна как кварковая звезда. [7] [8]
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, в то время как кварковые звезды, состоящие полностью из обычной кварковой материи, будут крайне нестабильны и будут спонтанно перестраиваться. [9] [10]
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, относительно говоря, являются очень тяжелым типом кварковых частиц. [9] Этот вид кварковой материи известен как странная кварковая материя , и предполагается и является предметом текущих научных исследований, может ли она на самом деле быть стабильной в условиях межзвездного пространства (т. е. около нулевого внешнего давления и температуры). Если это так (известно как предположение Бодмера- Виттена ), кварковые звезды, полностью состоящие из кварковой материи, были бы стабильными, если бы они быстро трансформировались в странную кварковую материю. [11]
Звезды, состоящие из странной кварковой материи , известны как странные звезды. Они образуют отдельный подтип кварковых звезд. [11]
Теоретические исследования показали, что кварковые звезды могут не только образовываться из нейтронных звезд и мощных сверхновых, они также могли быть созданы в ранних космических фазовых разделениях после Большого взрыва . [9] 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 верно. Такие первичные странные звезды могли бы сохраниться и по сей день. [9]
Кварковые звезды обладают некоторыми особыми характеристиками, которые отличают их от обычных нейтронных звезд. В физических условиях, обнаруженных внутри нейтронных звезд, с чрезвычайно высокой плотностью, но температурой значительно ниже 10 12 К, кварковая материя, как предсказывают, будет проявлять некоторые особые характеристики. Ожидается, что она будет вести себя как ферми-жидкость и войдет в так называемую фазу цветовой сверхпроводимости с блокировкой цвета и аромата (CFL) , где «цвет» относится к шести «зарядам», проявляемым в сильном взаимодействии , вместо двух зарядов (положительного и отрицательного) в электромагнетизме . При несколько более низких плотностях, соответствующих более высоким слоям ближе к поверхности компактной звезды, кварковая материя будет вести себя как не-CFL кварковая жидкость, фаза, которая еще более загадочна, чем CFL, и может включать цветовую проводимость и/или несколько дополнительных, еще не открытых фаз. Ни одно из этих экстремальных условий в настоящее время не может быть воссоздано в лабораториях, поэтому ничего нельзя вывести об этих фазах из прямых экспериментов. [12]
По крайней мере, при упомянутых выше предположениях вероятность того, что данная нейтронная звезда является кварковой звездой, низка, [ требуется цитата ] поэтому в Млечном Пути будет только небольшая популяция кварковых звезд. Однако, если верно, что сверхплотные нейтронные звезды могут превращаться в кварковые звезды, это делает возможное количество кварковых звезд выше, чем первоначально предполагалось, поскольку наблюдатели будут искать неправильный тип звезды. [ требуется цитата ]
Нейтронная звезда без деконфайнмента кварков и более высоких плотностей не может иметь период вращения короче миллисекунды; даже при невообразимой гравитации такого конденсированного объекта центростремительная сила более быстрого вращения выбрасывала бы вещество 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 как RX J1856.5−3754 и 3C 58 , которые ранее считались нейтронными звездами. Основываясь на известных законах физики, первая оказалась намного меньше, а вторая намного холоднее, чем должна быть, что предполагает, что они состоят из материала, более плотного, чем нейтронно-вырожденная материя . Однако эти наблюдения встречены скептически исследователями, которые говорят, что результаты не были окончательными; [13] и с конца 2000-х годов возможность того, что RX J1856 является кварковой звездой, была исключена.
Другая звезда, XTE J1739-285 [14], была обнаружена группой под руководством Филиппа Каарета из Университета Айовы и представлена как возможный кандидат на роль кварковой звезды.
В 2006 году Ю-Лин Юэ и др. из Пекинского университета предположили, что PSR B0943+10 на самом деле может быть кварковой звездой малой массы. [15]
В 2008 году сообщалось, что наблюдения сверхновых SN 2006gy , SN 2005gj и SN 2005ap также предполагают существование кварковых звезд. [16] Было высказано предположение, что коллапсирующее ядро сверхновой SN 1987A может быть кварковой звездой. [17] [18]
В 2015 году Цзы-Гао Дай и др. из Нанкинского университета предположили, что сверхновая ASASSN-15lh — это новорожденная странная кварковая звезда. [19]
В 2022 году было высказано предположение, что GW190425, которая, вероятно, образовалась в результате слияния двух нейтронных звезд, испускающих в процессе гравитационные волны, может быть кварковой звездой. [20]
Помимо обычной кварковой материи и странной кварковой материи, внутри нейтронных звезд и кварковых звезд гипотетически могут возникать или образовываться другие типы кварк-глюонной плазмы. Сюда входят следующие, некоторые из которых наблюдались и изучались в лабораториях:
{{cite journal}}: CS1 maint: numeric names: authors list (link)
