stringtranslate.com

Компактный объект

В астрономии термин компактный объект (или компактная звезда ) относится к белым карликам , нейтронным звездам и черным дырам . Он также может включать экзотические звезды, если существование таких гипотетических плотных тел будет подтверждено. Все компактные объекты имеют большую массу относительно своего радиуса, что дает им очень высокую плотность по сравнению с обычной атомной материей .

Компактные объекты часто являются конечными точками звездной эволюции и в связи с этим также называются звездными остатками . Состояние и тип звездного остатка зависят в первую очередь от массы звезды, из которой он образовался. Неоднозначный термин компактный объект часто используется, когда точная природа звезды неизвестна, но данные свидетельствуют о том, что она имеет очень малый радиус по сравнению с обычными звездами . Компактный объект, который не является черной дырой, можно назвать вырожденной звездой .

В июне 2020 года астрономы сообщили об уточнении источника быстрых радиовсплесков (FRB), который теперь может с большой долей вероятности включать «слияния компактных объектов и магнетары, возникающие в результате нормального коллапса ядра сверхновых ». [1] [2]

Формирование

Обычно конечной точкой звездной эволюции является образование компактной звезды.

Все активные звезды в конечном итоге приходят к точке своей эволюции, когда внешнее давление излучения от ядерного синтеза в ее недрах больше не может противостоять постоянно присутствующим гравитационным силам. Когда это происходит, звезда коллапсирует под собственным весом и проходит процесс звездной смерти . Для большинства звезд это приведет к образованию очень плотного и компактного звездного остатка, также известного как компактная звезда.

Компактные объекты не производят внутреннюю энергию, но, за исключением черных дыр, обычно излучают в течение миллионов лет избыточное тепло, оставшееся после самого коллапса. [3]

Согласно последним данным, компактные звезды могли также образовываться во время фазовых разделений ранней Вселенной после Большого взрыва . [4] Первичное происхождение известных компактных объектов не было определено с точностью.

Продолжительность жизни

Хотя компактные объекты могут излучать, и таким образом охлаждаться и терять энергию, они не зависят от высоких температур для поддержания своей структуры, как это делают обычные звезды. За исключением внешних возмущений и распада протонов , они могут существовать практически вечно. Однако обычно считается, что черные дыры окончательно испаряются из-за излучения Хокинга через триллионы лет. Согласно нашим текущим стандартным моделям физической космологии , все звезды в конечном итоге превратятся в холодные и темные компактные звезды к тому времени, когда Вселенная вступит в так называемую вырожденную эру в очень отдаленном будущем.

Несколько более широкое определение компактных объектов может включать в себя более мелкие твердые объекты , такие как планеты , астероиды и кометы , но такое использование встречается реже. Существует замечательное разнообразие звезд и других скоплений горячей материи, но вся материя во Вселенной должна в конечном итоге закончиться как рассеянные холодные частицы или некая форма компактного звездного или субзвездного объекта, согласно термодинамике .

Белые карлики

Туманность Эскимос освещается белым карликом в ее центре.

Звезды, называемые белыми или вырожденными карликами, состоят в основном из вырожденной материи ; обычно это ядра углерода и кислорода в море вырожденных электронов. Белые карлики возникают из ядер звезд главной последовательности и поэтому очень горячие при формировании. По мере остывания они краснеют и тускнеют, пока в конечном итоге не становятся темными черными карликами . Белые карлики наблюдались в 19 веке, но чрезвычайно высокие плотности и давления, которые они содержат, не были объяснены до 1920-х годов.

Уравнение состояния вырожденной материи является «мягким», что означает, что добавление большей массы приведет к уменьшению объекта. Продолжая добавлять массу к тому, что начинается как белый карлик, объект сжимается, и центральная плотность становится еще больше, с более высокими энергиями вырожденных электронов. После того, как масса вырожденной звезды достаточно вырастет, чтобы ее радиус сократился всего до нескольких тысяч километров, масса будет приближаться к пределу Чандрасекара — теоретическому верхнему пределу массы белого карлика, примерно в 1,4 раза превышающему массу Солнца ( M ☉ ).

Если бы материю извлекли из центра белого карлика и медленно сжали, электроны сначала были бы вынуждены объединиться с ядрами, изменив свои протоны на нейтроны посредством обратного бета-распада . Равновесие сместилось бы в сторону более тяжелых, богатых нейтронами ядер, которые нестабильны при обычных плотностях. По мере увеличения плотности эти ядра становятся еще больше и менее прочно связанными. При критической плотности около 4 × 1014 кг/м 3 – называемая нейтронной капельной линией – атомное ядро ​​будет стремиться раствориться в несвязанных протонах и нейтронах. При дальнейшем сжатии в конечном итоге оно достигнет точки, где плотность материи будет порядка плотности атомного ядра – около 2 × 1017  кг/м 3. При такой плотности материя будет состоять в основном из свободных нейтронов с легким рассеянием протонов и электронов.

Нейтронные звезды

Крабовидная туманностьостаток сверхновой, содержащий Крабовидный пульсар , нейтронную звезду .

В некоторых двойных звездах, содержащих белый карлик, масса передается от звезды-компаньона к белому карлику, в конечном итоге выталкивая его за пределы предела Чандрасекара . Электроны реагируют с протонами, образуя нейтроны, и, таким образом, больше не обеспечивают необходимое давление для сопротивления гравитации, что приводит к коллапсу звезды. Если центр звезды состоит в основном из углерода и кислорода, то такой гравитационный коллапс запустит неуправляемый синтез углерода и кислорода, что приведет к сверхновой типа Ia , которая полностью разнесет звезду на части, прежде чем коллапс станет необратимым. Если центр состоит в основном из магния или более тяжелых элементов, коллапс продолжается. [5] [6] [7] По мере дальнейшего увеличения плотности оставшиеся электроны реагируют с протонами, образуя больше нейтронов. Коллапс продолжается до тех пор, пока (при более высокой плотности) нейтроны не станут вырожденными. Новое равновесие возможно после того, как звезда сожмется на три порядка величины , до радиуса от 10 до 20 км. Это нейтронная звезда .

Хотя первая нейтронная звезда была обнаружена только в 1967 году, когда был открыт первый радиопульсар , нейтронные звезды были предложены Бааде и Цвикки в 1933 году, всего через год после открытия нейтрона в 1932 году. Они поняли, что поскольку нейтронные звезды очень плотные, коллапс обычной звезды в нейтронную звезду высвободит большое количество гравитационной потенциальной энергии , что может стать возможным объяснением сверхновых . [8] [9] [10] Это объяснение сверхновых типов Ib, Ic и II . Такие сверхновые возникают, когда железное ядро ​​массивной звезды превышает предел Чандрасекара и коллапсирует в нейтронную звезду.

Как и электроны, нейтроны являются фермионами . Поэтому они обеспечивают давление вырождения нейтронов , чтобы поддерживать нейтронную звезду от коллапса. Кроме того, отталкивающие взаимодействия нейтронов с нейтронами [ требуется ссылка ] обеспечивают дополнительное давление. Как и предел Чандрасекара для белых карликов, существует предельная масса для нейтронных звезд: предел Толмена–Оппенгеймера–Волкова , где эти силы больше недостаточны, чтобы удерживать звезду. Поскольку силы в плотной адронной материи не очень хорошо изучены, этот предел точно не известен, но считается, что он находится между 2 и 3  M . Если на нейтронную звезду аккрецируется больше массы, в конечном итоге этот предел массы будет достигнут. Что произойдет дальше, не совсем ясно.

Черные дыры

Имитация черной дыры массой в десять солнечных масс на расстоянии 600 км.

По мере накопления массы равновесие против гравитационного коллапса превышает точку разрыва. Как только давление звезды становится недостаточным для уравновешивания гравитации, в течение миллисекунд происходит катастрофический гравитационный коллапс. Скорость убегания на поверхности, уже составляющая не менее 13  скорости света, быстро достигает скорости света. В этот момент никакая энергия или материя не могут вырваться, и образуется черная дыра . Поскольку весь свет и материя оказываются запертыми в горизонте событий , черная дыра кажется действительно черной , за исключением возможности очень слабого излучения Хокинга . Предполагается, что коллапс будет продолжаться внутри горизонта событий.

В классической общей теории относительности сформируется гравитационная сингулярность, занимающая не более точки . Может произойти новая остановка катастрофического гравитационного коллапса на размере, сопоставимом с длиной Планка , но на этих длинах не существует известной теории гравитации, которая могла бы предсказать, что произойдет. Добавление любой дополнительной массы к черной дыре приведет к линейному увеличению радиуса горизонта событий с массой центральной сингулярности. Это вызовет определенные изменения в свойствах черной дыры, такие как уменьшение приливного напряжения вблизи горизонта событий и уменьшение напряженности гравитационного поля на горизонте. Однако никаких дальнейших качественных изменений в структуре, связанных с каким-либо увеличением массы, не произойдет.

Альтернативные модели черных дыр

Экзотические звезды

Экзотическая звезда — это гипотетическая компактная звезда, состоящая из чего-то иного, чем электроны , протоны и нейтроны, уравновешенная против гравитационного коллапса давлением вырождения или другими квантовыми свойствами. К ним относятся странные звезды (состоящие из странной материи ) и более спекулятивные преонные звезды (состоящие из преонов ).

Экзотические звезды являются гипотетическими, но наблюдения, опубликованные рентгеновской обсерваторией Чандра 10 апреля 2002 года, обнаружили двух кандидатов в странные звезды, обозначенные как RX J1856.5-3754 и 3C58 , которые ранее считались нейтронными звездами. Основываясь на известных законах физики, первые выглядели намного меньше, а вторые намного холоднее, чем должны были, что предполагает, что они состоят из материала, более плотного, чем нейтроний . Однако эти наблюдения встречены скептически исследователями, которые говорят, что результаты не были окончательными. [ необходима цитата ]

Кварковые звезды и странные звезды

Если нейтроны достаточно сжаты при высокой температуре, они распадутся на свои составляющие кварки , образуя то, что известно как кварковая материя . В этом случае звезда будет сжиматься еще больше и станет плотнее, но вместо полного коллапса в черную дыру, возможно, что звезда может стабилизироваться и выжить в этом состоянии неопределенно долго, пока не будет добавлена ​​дополнительная масса. Она, в некоторой степени, стала очень большим нуклоном . Звезда в этом гипотетическом состоянии называется « кварковой звездой » или, более конкретно, «странной звездой». Пульсар 3C58 был предложен в качестве возможной кварковой звезды. Считается, что большинство нейтронных звезд содержат ядро ​​из кварковой материи, но это оказалось трудно определить с помощью наблюдений. [ необходима цитата ]

Преонные звезды

Преонная звезда — это предполагаемый тип компактной звезды, состоящей из преонов , группы гипотетических субатомных частиц . Ожидается, что преонные звезды будут иметь огромную плотность , превышающую 10 23 килограмма на кубический метр — промежуточную между кварковыми звездами и черными дырами. Преонные звезды могли возникнуть в результате взрывов сверхновых или Большого взрыва ; однако текущие наблюдения с помощью ускорителей частиц говорят против существования преонов. [ необходима цитата ]

Q-звезды

Q-звезды — гипотетические компактные, более тяжелые нейтронные звезды с экзотическим состоянием материи, в котором число частиц сохраняется при радиусах, меньших 1,5 соответствующего радиуса Шварцшильда . Q-звезды также называют «серыми дырами».

Электрослабые звезды

Электрослабая звезда — это теоретический тип экзотической звезды, в которой гравитационный коллапс звезды предотвращается радиационным давлением, возникающим в результате электрослабого горения , то есть энергии, высвобождаемой при преобразовании кварков в лептоны посредством электрослабой силы . Этот процесс происходит в объеме в ядре звезды размером примерно с яблоко , содержащем около двух масс Земли. [12]

Бозонная звезда

Бозонная звезда — гипотетический астрономический объект , который образован из частиц, называемых бозонами (обычные звезды образованы из фермионов ). Для существования этого типа звезд должен существовать стабильный тип бозона с отталкивающим самовзаимодействием. По состоянию на 2016 год нет существенных доказательств того, что такая звезда существует. Однако может появиться возможность обнаружить их по гравитационному излучению, испускаемому парой со-орбитальных бозонных звезд. [13] [14]

Компактные релятивистские объекты и обобщенный принцип неопределенности

На основе обобщенного принципа неопределенности (GUP), предложенного некоторыми подходами к квантовой гравитации, такими как теория струн и дважды специальная теория относительности , недавно было изучено влияние GUP на термодинамические свойства компактных звезд с двумя различными компонентами. [15] Тауфик и др. отметили, что существование поправки на квантовую гравитацию имеет тенденцию противостоять коллапсу звезд, если параметр GUP принимает значения между масштабом Планка и электрослабым масштабом. Сравнивая с другими подходами, было обнаружено, что радиусы компактных звезд должны быть меньше, а увеличение энергии уменьшает радиусы компактных звезд.

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Старр, Мишель (1 июня 2020 г.). «Астрономы только что сузили круг источников мощных радиосигналов из космоса». ScienceAlert.com . Получено 2 июня 2020 г. .
  2. ^ Бхандан, Шивани (1 июня 2020 г.). «Галактики-хозяева и предшественники быстрых радиовсплесков, локализованные с помощью австралийского квадратного километрового массива Pathfinder». Письма в Astrophysical Journal . 895 (2): L37. arXiv : 2005.13160 . Bibcode : 2020ApJ...895L..37B. doi : 10.3847/2041-8213/ab672e . S2CID  218900539.
  3. ^ Tauris, TM; J. van den Heuvel, EP (20 марта 2003 г.). Формирование и эволюция компактных звездных рентгеновских источников. arXiv : astro-ph/0303456 . Bibcode :2006csxs.book..623T.
  4. ^ Хлопов, Максим Ю. (Июнь 2010). «Первичные черные дыры». Исследования по астрономии и астрофизике . 10 (6): 495–528. arXiv : 0801.0116 . Bibcode :2010RAA....10..495K. doi :10.1088/1674-4527/10/6/001. S2CID  14466173.
  5. ^ Хашимото, М.; Ивамото, К.; Номото, К. (1993). "Сверхновые II типа из звезд асимптотической ветви гигантов с массой 8–10 солнечных масс". The Astrophysical Journal . 414 : L105. Bibcode :1993ApJ...414L.105H. doi : 10.1086/187007 .
  6. ^ Ритосса, К.; Гарсия-Берро, Э.; Ибен, И. младший (1996). «Об эволюции звезд, которые образуют электронно-вырожденные ядра, обработанные сжиганием углерода. II. Изотопное содержание и тепловые импульсы в модели 10 Msun с ядром ONe и приложения к долгопериодическим переменным, классическим новым и коллапсу, вызванному аккрецией». The Astrophysical Journal . 460 : 489. Bibcode :1996ApJ...460..489R. doi : 10.1086/176987 .
  7. ^ Wanajo, S.; et al. (2003). "R-процесс во взрывах сверхновых от коллапса ядер O-Ne-Mg". The Astrophysical Journal . 593 (2): 968–979. arXiv : astro-ph/0302262 . Bibcode : 2003ApJ...593..968W. doi : 10.1086/376617. S2CID  13456130.
  8. ^ Остерброк, Д. Э. (2001). «Кто на самом деле придумал слово «сверхновая»? Кто первым предсказал нейтронные звезды?». Бюллетень Американского астрономического общества . 33 : 1330. Бибкод : 2001AAS...199.1501O.
  9. ^ Baade, W.; Zwicky, F. (1934). "О сверхновых". Труды Национальной академии наук . 20 (5): 254–9. Bibcode :1934PNAS...20..254B. doi : 10.1073/pnas.20.5.254 . PMC 1076395 . PMID  16587881. 
  10. ^ Baade, W.; Zwicky, F. (1934). «Космические лучи от сверхновых». Труды Национальной академии наук . 20 (5): 259–263. Bibcode :1934PNAS...20..259B. doi : 10.1073/pnas.20.5.259 . PMC 1076396 . PMID  16587882. 
  11. ^ abc Visser, M.; Barcelo, C.; Liberati, S.; Sonego, S. (2009). «Маленькая, темная и тяжелая: но черная ли это дыра?». arXiv : 0902.0346 [gr-qc].
  12. ^ Шига, Д. (4 января 2010 г.). «Экзотические звезды могут имитировать большой взрыв». New Scientist . Получено 18.02.2010 .
  13. ^ Шутц, Бернард Ф. (2003). Гравитация от основания вверх (3-е изд.). Cambridge University Press . стр. 143. ISBN 0-521-45506-5.
  14. ^ Palenzuela, C.; Lehner, L.; Liebling, SL (2008). "Орбитальная динамика двойных бозонных звездных систем". Physical Review D. 77 ( 4): 044036. arXiv : 0706.2435 . Bibcode : 2008PhRvD..77d4036P. doi : 10.1103/PhysRevD.77.044036. S2CID  115159490.
  15. ^ Ахмед Фараг Али и А. Тауфик, Int. J. Mod. Phys. D22 (2013) 1350020

Источники