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]
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.
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 .
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.
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.
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 1 ⁄ 3 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.
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 ]
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 ]
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 — 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».
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 — 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]
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.
