В астрономии термин «компактный объект» (или «компактная звезда ») относится ко всем белым карликам , нейтронным звездам и черным дырам . В него также могут войти экзотические звезды , если подтвердится существование таких гипотетических плотных тел. Все компактные объекты имеют большую массу по сравнению с их радиусом, что придает им очень высокую плотность по сравнению с обычной атомной материей .
Компактные объекты часто являются конечными точками звездной эволюции и в этом отношении их еще называют звездными остатками . Состояние и тип звездного остатка зависят прежде всего 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 маленький радиус по сравнению с обычными звездами . Компактный объект, не являющийся черной дырой, можно назвать вырожденной звездой .
В июне 2020 года астрономы сообщили о сужении источника быстрых радиовсплесков (FRB), который теперь может правдоподобно включать в себя «слияния компактных объектов и магнетары , возникающие в результате обычного коллапса ядра сверхновых ». [1] [2]
Обычной конечной точкой звездной эволюции является образование компактной звезды.
Все активные звезды в конечном итоге придут к такому моменту в своей эволюции, когда внешнее радиационное давление ядерных термоядерных процессов внутри нее больше не сможет противостоять вездесущим гравитационным силам. Когда это происходит, звезда разрушается под собственным весом и подвергается процессу звездной смерти . Для большинства звезд это приведет к образованию очень плотного и компактного звездного остатка, также известного как компактная звезда.
Компактные объекты не производят внутренней энергии, но будут — за исключением черных дыр — обычно излучать в течение миллионов лет избыточное тепло, оставшееся от самого коллапса. [3]
Согласно самым последним данным, компактные звезды также могли образоваться во время фазового разделения ранней Вселенной после Большого взрыва . [4] Первоначальное происхождение известных компактных объектов не было установлено с уверенностью.
Хотя компактные объекты могут излучать и, таким образом, остывать и терять энергию, для поддержания своей структуры они не зависят от высоких температур, как это делают обычные звезды. Если исключить внешние возмущения и распад протона , 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 эру вырождения в очень отдаленном будущем.
Несколько более широкое определение компактных объектов может включать более мелкие твердые объекты, такие как планеты , астероиды и кометы , но такое использование встречается реже. Согласно термодинамике, существует удивительное разнообразие звезд и других сгустков горячей материи, но вся материя во Вселенной в конечном итоге должна превратиться в рассеянные холодные частицы или в какую-то форму компактного звездного или субзвездного объекта .
Звезды, называемые белыми или выродившимися карликами, состоят главным образом из выродившегося вещества ; обычно ядра углерода и кислорода в море вырожденных электронов. Белые карлики возникают из ядер звезд главной последовательности и поэтому очень горячие во время формирования. По мере остывания они краснеют и тускнеют, пока в конечном итоге не станут темно- 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 прибавлять массу к тому, что изначально было белым карликом, объект сжимается, а центральная плотность становится еще больше, с более высокими энергиями вырожденных электронов. После того, как масса выродившейся звезды вырастет настолько, что ее радиус сократится всего до нескольких тысяч километров, масса приблизится к пределу Чандрасекара — теоретическому верхнему пределу массы белого карлика, примерно в 1,4 раза превышающему массу Солнца ( М ☉ ).
Если бы материя была удалена из центра белого карлика и медленно сжималась, электроны сначала были бы вынуждены объединяться с ядрами, превращая свои протоны в нейтроны путем обратного бета-распада . Равновесие сместится в сторону более тяжелых ядер, богатых нейтронами, которые не стабильны при обычных плотностях. По мере увеличения плотности эти ядра становятся еще крупнее и менее прочно связанными. При критической плотности около 4 × 10При 14 кг/м 3 – так называемой « нейтронной капельной линии » – атомное ядро будет иметь тенденцию растворяться на несвязанные протоны и нейтроны. При дальнейшем сжатии оно в конечном итоге достигнет точки, в которой плотность материи будет порядка плотности атомного ядра – примерно 2 × 1017 кг/м 3 . При такой плотности вещество будет состоять главным образом из свободных нейтронов со слабым рассеянием протонов и электронов.
В некоторых двойных звездах , содержащих белого карлика, масса переносится от звезды-компаньона к белому карлику, что в конечном итоге приводит к превышению предела Чандрасекара . Электроны реагируют с протонами, образуя нейтроны и, таким образом, больше не создают необходимого давления для сопротивления гравитации, что приводит к коллапсу звезды. Если центр звезды состоит в основном из углерода и кислорода, то такой гравитационный коллапс вызовет неконтролируемый синтез углерода и кислорода, в результате чего возникнет сверхновая типа Ia , которая полностью разнесет звезду до того, как коллапс станет необратимым. Если центр состоит преимущественно 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 начнут вырождаться. Новое равновесие возможно после того, как звезда уменьшится на три порядка , до радиуса от 10 до 20 км. Это нейтронная звезда .
Хотя первая нейтронная звезда не наблюдалась до 1967 года, 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 настолько плотны, коллапс обычной звезды в нейтронную высвободит большое количество гравитационной потенциальной энергии , что может служить возможным объяснением возникновения 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 . Таким образом, они обеспечивают давление вырождения нейтронов , поддерживающее нейтронную звезду от коллапса. Кроме того, отталкивающие нейтрон-нейтронные взаимодействия создают дополнительное давление . Подобно пределу Чандрасекара для белых карликов, существует предельная масса для нейтронных звезд: предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова , при котором этих сил уже недостаточно, чтобы удерживать звезду. Поскольку силы в плотной адронной материи недостаточно изучены, этот предел точно неизвестен, но считается, что он составляет от 2 до 3 M ☉ . Если к нейтронной звезде прибавится масса, в конечном итоге этот предел массы будет достигнут. Что будет дальше, до конца не ясно.
По мере накопления большей массы равновесие против гравитационного коллапса превышает точку предела. Как только давление звезды становится недостаточным, чтобы уравновесить гравитацию, в течение миллисекунд происходит катастрофический гравитационный коллапс. Скорость убегания на поверхности, составляющая уже не менее 1/3 скорости света , быстро достигает скорости света. В этот момент ни энергия, ни материя не могут уйти, и образуется черная дыра . Поскольку весь свет и материя захвачены горизонтом событий , черная дыра кажется действительно черной , за исключением возможности очень слабого излучения Хокинга . Предполагается, что коллапс продолжится внутри горизонта событий.
В классической теории общей теории относительности образуется гравитационная сингулярность , занимающая не более точки . Возможно, произойдет новая остановка катастрофического гравитационного коллапса на размерах, сравнимых с планковской длиной , но при этих длинах не существует известной теории гравитации, которая могла бы предсказать, что произойдет. Добавление любой дополнительной массы к черной дыре приведет к тому, что радиус горизонта событий увеличится линейно 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 дальнейших качественных изменений в структуре, связанных с увеличением массы, не произойдет.
Экзотическая звезда — это гипотетическая компактная звезда, состоящая из чего-то иного, чем электроны , протоны и нейтроны, уравновешенного против гравитационного коллапса давлением вырождения или другими квантовыми свойствами. К ним относятся странные звезды (состоящие из странной материи ) и более спекулятивные звезды-преоны (состоящие из преонов ).
Экзотические звезды являются гипотетическими, но наблюдения, опубликованные рентгеновской обсерваторией Чандра 10 апреля 2002 года, обнаружили две странные звезды-кандидаты, обозначенные RX J1856.5-3754 и 3C58 , которые ранее считались нейтронными звездами. Согласно известным законам физики, первые кажутся намного меньшими, а вторые намного холоднее, чем должны, что позволяет предположить, что они состоят из материала более плотного, чем нейтроний . Однако исследователи встретили эти наблюдения со скептицизмом, заявив, что результаты не были окончательными. [ нужна цитата ]
Если нейтроны достаточно сжать при высокой температуре, они разложатся на составляющие их кварки , образуя так называемую кварковую материю . В этом случае звезда будет сжиматься дальше и становиться плотнее, но вместо полного коллапса в черную дыру возможно, что звезда сможет стабилизироваться и выжить в этом состоянии неопределенно долго, пока не будет добавлена масса. В какой-то степени он стал очень большим нуклоном . Звезду в этом гипотетическом состоянии называют « кварковой звездой » или, точнее, «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 путем наблюдений. [ нужна цитата ]
Преоновая звезда — 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. Преоновые звезды могли возникнуть в результате взрывов сверхновых или Большого взрыва ; однако текущие наблюдения с ускорителей частиц говорят против существования преонов. [ нужна цитата ]
Q-звезды — это гипотетические компактные, более тяжелые нейтронные звезды с экзотическим состоянием вещества, в котором число частиц сохраняется с радиусами, менее чем в 1,5 раза превышающими соответствующий радиус Шварцшильда . Q-звезды еще называют «серыми дырами».
Электрослабая звезда — теоретический тип экзотической звезды, в которой гравитационному коллапсу звезды препятствует радиационное давление, возникающее в результате электрослабого горения , то есть энергии, выделяемой при преобразовании кварков в лептоны посредством электрослабого взаимодействия . Этот процесс происходит в объеме ядра звезды размером примерно с яблоко , содержащем около двух земных масс. [12]
Бозонная звезда — гипотетический астрономический объект , состоящий из частиц, называемых бозонами (обычные звезды состоят из фермионов ). Для существования этого типа звезд должен существовать стабильный тип бозона с отталкивающим самодействием. По состоянию на 2016 год нет никаких существенных доказательств существования такой звезды. Однако их может оказаться возможным обнаружить по гравитационному излучению, испускаемому парой бозонных звезд, находящихся на одной орбите. [13] [14]
На основе обобщенного принципа неопределенности (GUP), предложенного некоторыми подходами к квантовой гравитации, такими как теория струн и дважды специальная теория относительности , недавно изучалось влияние GUP на термодинамические свойства компактных звезд с двумя разными компонентами. [15] Тауфик и др. отметил, что существование поправки к квантовой гравитации 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.
