Кварковая звезда
 | Эта статья нуждается в дополнительных цитатах для проверки . ( март 2024 г. ) |
Кварковая звезда — это гипотетический тип компактной экзотической звезды , в которой чрезвычайно высокая температура ядра и давление вынудили ядерные частицы образовывать кварковую материю — непрерывное состояние материи , состоящее из свободных кварков . [1]
Фон
[ редактировать ] |
Некоторые массивные звезды разрушаются, образуя нейтронные звезды в конце своего жизненного цикла , как это наблюдалось и объяснялось теоретически. При экстремальных температурах и давлениях внутри нейтронных звезд нейтроны обычно разделяются давлением вырождения , стабилизируя звезду и препятствуя дальнейшему гравитационному коллапсу. Однако предполагается, что при еще более экстремальных температуре и давлении давление вырождения нейтронов преодолевается, и нейтроны вынуждены сливаться и растворяться в составляющих их кварках, создавая сверхплотную фазу кварковой материи на основе плотно упакованной кварки. В этом состоянии должно возникнуть новое равновесие, поскольку возникнет новое давление вырождения между кварками, а также отталкивающие электромагнитные силы , которые будут препятствовать полному гравитационному коллапсу .
Если эти идеи верны, то где-то во Вселенной могут возникать и наблюдаться кварковые звезды. Такой сценарий рассматривается как правдоподобный с научной точки зрения, но его невозможно доказать ни наблюдательно, ни экспериментально, поскольку самые экстремальные условия, необходимые для стабилизации кварковой материи, не могут быть созданы ни в одной лаборатории и не наблюдались непосредственно в природе. Стабильность кварковой материи и, следовательно, существование кварковых звезд по этим причинам входит в число нерешенных проблем физики .
Если кварковые звезды могут образовываться, то наиболее вероятным местом для обнаружения материи кварковой звезды будут внутри нейтронных звезд , давление которых превышает внутреннее давление, необходимое для вырождения кварков – точки, 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 бы они существовали, кварковые звезды напоминали бы нейтронные звезды, и их было бы легко принять за них: они образовались бы в результате смерти массивной звезды в сверхновой типа II , были бы чрезвычайно плотными и маленькими и обладали бы очень сильным гравитационным полем. У них также не было бы некоторых особенностей нейтронных звезд, если бы они не содержали оболочку из нейтронной материи, поскольку не ожидается, что свободные кварки будут иметь свойства, соответствующие вырожденной нейтронной материи. Например, они могут быть радиомолчащими или иметь нетипичные размеры, электромагнитные поля или температуру поверхности по сравнению с нейтронными звездами.
История
[ редактировать ]Анализ кварковых звезд был впервые предложен в 1965 советскими физиками Д. Д. Иваненко и Д. Ф. Курджелаидзе . [2] [3] Их существование не подтверждено.
Уравнение состояния кварковой материи неопределенно, как и точка перехода между нейтронно-вырожденной материей и кварковой материей. Теоретическая неопределенность не позволяет делать прогнозы на основе основных принципов . Экспериментально поведение кварковой материи активно изучается с помощью коллайдеров частиц, но это позволяет получить лишь очень горячую (выше 10 12 К ) сгустки кварк-глюонной плазмы размером с атомные ядра, которые распадаются сразу после образования. Условия внутри компактных звезд с чрезвычайно высокой плотностью и температурой значительно ниже 10 12 K не может быть воссоздан искусственно, поскольку не существует известных методов производства, хранения или изучения «холодной» кварковой материи напрямую, как если бы она находилась внутри кварковых звезд. Теория предсказывает, что в этих условиях кварковая материя будет обладать некоторыми специфическими характеристиками. [ нужна ссылка ]
Формирование
[ редактировать ]
Предполагается, что когда нейтронно-вырожденная материя , из которой состоят нейтронные звезды звезды , оказывается под достаточным давлением со стороны собственной гравитации или создавшей ее исходной сверхновой , отдельные нейтроны распадаются на составляющие их кварки ( верхние кварки и нижние кварки ). , образуя так называемую кварковую материю. Это преобразование может быть ограничено центром нейтронной звезды или может преобразовать всю звезду, в зависимости от физических обстоятельств. Такая звезда известна как кварковая звезда. [5] [6]
Стабильность и странная кварковая материя
[ редактировать ]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, полностью состоящие из обычной кварковой материи, будут крайне нестабильными и самопроизвольно перестраиваться. [7] [8]
Было показано, что высокая энергия Ферми, делающая обычную кварковую материю нестабильной при низких температурах и давлениях, может быть существенно снижена за счет превращения достаточного числа верхних и нижних кварков в странные кварки , поскольку странные кварки являются, условно говоря, очень тяжелыми частицами. тип кварковой частицы. [7] Этот вид кварковой материи известен конкретно как странная кварковая материя , и предполагается, что в настоящее время проводятся научные исследования, может ли она на самом деле быть стабильной в условиях межзвездного пространства (т.е. около нуля внешнего давления и температуры). Если это так (известно как предположение Бодмера- Виттена ), кварковые звезды, полностью состоящие из кварковой материи, будут стабильными, если они быстро трансформируются в странную кварковую материю. [9]
Странные звезды
[ редактировать ]Звезды, состоящие из странной кварковой материи , известны как странные звезды. Они образуют отдельный подтип кварковых звезд. [9]
Теоретические исследования показали, что кварковые звезды могут образовываться не только из нейтронных звезд и мощных сверхновых, но и в ходе ранних космических фазовых разделений после Большого взрыва . [7] 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 окажется верным. Такие первозданные странные звезды могли сохраниться и по сей день. [7]
Характеристики
[ редактировать ]Кварковые звезды обладают некоторыми особыми характеристиками, которые отличают их от обычных нейтронных звезд. В физических условиях внутри нейтронных звезд с чрезвычайно высокой плотностью, но температурой значительно ниже 10 12 К., согласно предсказаниям, кварковая материя будет обладать некоторыми специфическими характеристиками. Ожидается, что он будет вести себя как ферми-жидкость и войдет в так называемую фазу цветной сверхпроводимости с блокировкой цветового аромата (CFL) , где «цвет» относится к шести «зарядам», проявляющимся в сильном взаимодействии , вместо двух зарядов. (положительный и отрицательный) в электромагнетизме . При несколько более низких плотностях, соответствующих более высоким слоям ближе к поверхности компактной звезды, кварковая материя будет вести себя как кварковая жидкость, не относящаяся к КЛЛ, фаза, которая еще более загадочна, чем КЛЛ, и может включать цветовую проводимость и/или несколько дополнительных еще неоткрытые фазы. Ни одно из этих экстремальных условий в настоящее время невозможно воссоздать в лабораториях, поэтому на основе прямых экспериментов нельзя сделать никаких выводов об этих фазах. [10]
Если преобразование нейтронно-вырожденной материи в (странную) кварковую материю является полным, кварковую звезду можно в некоторой степени представить как один гигантский адрон . Но этот «адрон» будет связан гравитацией, а не той сильной силой , которая связывает обычные адроны. [ нужна ссылка ]
Наблюдаемые сверхплотные нейтронные звезды
[ редактировать ]По крайней мере, при сделанных выше предположениях вероятность того, что данная нейтронная звезда является кварковой звездой, мала. [ нужна ссылка ] поэтому в Млечном Пути будет лишь небольшая популяция кварковых звезд. Однако если верно то, что сверхплотные нейтронные звезды могут превращаться в кварковые звезды, это делает возможное количество кварковых звезд выше, чем первоначально предполагалось, поскольку наблюдатели будут искать звезду неправильного типа. [ нужна ссылка ]
Нейтронная звезда без отделения кварков и более высоких плотностей не может иметь период вращения короче миллисекунды; даже при невообразимой гравитации такого конденсированного объекта центростремительная сила более быстрого вращения вытолкнула бы материю 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 RX J1856.5-3754 и 3C 58 , которые ранее считались нейтронными звездами. Согласно известным законам физики, первые казались намного меньшими, а вторые намного холоднее, чем должно быть, что позволяет предположить, что они состоят из материала, более плотного, чем нейтронно-вырожденная материя . Однако исследователи встретили эти наблюдения со скептицизмом, заявив, что результаты не были окончательными; [11] а с конца 2000-х годов возможность того, что RX J1856 является кварковой звездой, была исключена.
Еще одна звезда, XTE J1739-285 , [12] наблюдалась группой под руководством Филипа Каарета из Университета Айовы и считалась возможным кандидатом на кварковую звезду.
В 2006 году Ю-Линг Юэ и др. из Пекинского университета предположили, что PSR B0943+10 на самом деле может быть кварковой звездой малой массы. [13]
В 2008 году сообщалось, что наблюдения сверхновых SN 2006gy , SN 2005gj и SN 2005ap также позволяют предположить существование кварковых звезд. [14] Было высказано предположение, что коллапсирующее ядро сверхновой SN 1987A может быть кварковой звездой. [15] [16]
В 2015 году Цзы-Гао Дай и др. из Нанкинского университета предположили, что сверхновая ASASSN-15lh — это новорожденная странная кварковая звезда. [17]
В 2022 году было высказано предположение, что GW190425, которая, вероятно, образовалась в результате слияния двух нейтронных звезд, испускающих при этом гравитационные волны, могла быть кварковой звездой. [18]
Другие предполагаемые кварковые образования
[ редактировать ] | Этот раздел нуждается в дополнительных цитатах для проверки . ( декабрь 2015 г. ) |
Помимо обычной кварковой материи и странной кварковой материи, внутри нейтронных и кварковых звезд гипотетически могут возникать или формироваться другие типы кварк-глюонной плазмы. Сюда входят следующие факторы, некоторые из которых наблюдались и изучались в лабораториях:
- Роберт Л. Джаффе в 1977 году предположил четырехкварковое состояние со странностью (qs qs ).
- Роберт Л. Джаффе в 1977 году предположил H - дибарион , состояние шести кварков с равным количеством верхних, нижних и странных кварков (представленных как uuddss или udsuds).
- Связанные мультикварковые системы с тяжелыми кварками (QQ qq ).
- В 1987 году было впервые предложено пентакварковое состояние с очаровательным антикварком (qqqs c ).
- Пентакварковое состояние с антистранным кварком и четырьмя легкими кварками, состоящее только из верхних и нижних кварков (qqqq s ).
- Легкие пентакварки сгруппированы внутри антидекуплета, самого легкого кандидата Θ. + , который также может быть описан дикварковой моделью Роберта Л. Яффе и Вильчека ( КХД ).
- че ++ и античастица Θ −− .
- Вдвойне странный пентакварк (ssdd u ), член легкого антидекуплета пентакварка.
- Состояние очарованного пентакварка Θ c (3100) (uudd c ) было обнаружено коллаборацией H1. [19]
- Частицы тетракварка могут образовываться внутри нейтронных звезд и в других экстремальных условиях. В 2008, 2013 и 2014 годах тетракварковая частица Z(4430) была обнаружена и исследована в лабораториях на Земле . [20]
См. также
[ редактировать ]
- Деконфайнмент - фаза материи, при которой определенные частицы могут существовать вне связанного состояния.
- Нейтрон – субатомная частица без заряда.
- Нейтронная материя - тип плотной экзотической материи в физике.
- Нейтронные звезды – коллапс ядра массивной звезды.
- Планковская звезда - гипотетический астрономический объект.
- Кварк-новая - Гипотетический сильный взрыв, возникший в результате превращения нейтронной звезды в кварковую звезду.
- Квантовая хромодинамика – Теория сильных ядерных взаимодействий
- Предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова – верхняя граница массы холодных невращающихся нейтронных звезд.
- Вырожденная материя - тип плотной экзотической материи в физике.
- Нейтронная материя - тип плотной экзотической материи в физике.
- Преоновая материя - гипотетические субатомные частицы.
- Материя КХД - Гипотетические фазы материи
- Кварк-глюонная плазма - Фаза квантовой хромодинамики (КХД)
- Кварковая материя - Гипотетические фазы материи.
- Стрейнджлет - Тип гипотетической частицы
- Компактная звезда — классификация в астрономии.
- Экзотическая звезда - Гипотетическая компактная звезда из экзотической материи.
- Магнетар - тип нейтронной звезды с сильным магнитным полем.
- Нейтронная звезда – коллапс ядра массивной звезды.
- Пульсар – быстро вращающаяся нейтронная звезда.
- Звездная черная дыра - Черная дыра, образованная коллапсирующей звездой.
- Белый карлик - тип звездного остатка, состоящий в основном из электронно-вырожденной материи.
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Саттер, Пол (5 октября 2023 г.). «Эти звезды не похожи ни на что другое, что вы когда-либо видели» . Популярная механика . Проверено 6 июля 2024 г.
- ^ Иваненко Дмитрий Д.; Курджелаидзе, Д.Ф. (1965). «Гипотеза о кварковых звездах». Астрофизика . 1 (4): 251–252. Бибкод : 1965Ап......1..251И . дои : 10.1007/BF01042830 . S2CID 119657479 .
- ^ Иваненко Дмитрий Д.; Курджелаидзе, Д.Ф. (1969). «Замечания о кварковых звездах». Lettere al Nuovo Cimento . 2 : 13–16. Бибкод : 1969NCimL...2...13I . дои : 10.1007/BF02753988 . S2CID 120712416 .
- ^ Ф. Душин, П. Гензель, Единое уравнение состояния плотной материи и структуры нейтронной звезды , «Астрон. Астрофиз». 380, 151 (2001).
- ^ Шапиро, Стюарт Л.; Теукольский, Саул А. (2008). Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды: физика компактных объектов . Уайли. ISBN 978-0471873167 .
- ^ Блашке, Дэвид; Седракян, Армен; Гленденнинг, Норман К., ред. (2001). Физика недр нейтронных звезд . Конспект лекций по физике. Том 578. Springer Verlag. дои : 10.1007/3-540-44578-1 . ISBN 978-3-540-42340-9 .
- ^ Jump up to: а б с д Виттен, Эдвард (1984). «Космическое разделение фаз». Физический обзор D . 30 (2): 272–285. Бибкод : 1984PhRvD..30..272W . дои : 10.1103/PhysRevD.30.272 .
- ^ Фархи, Эдвард; Яффе, Роберт Л. (1984). «Странное дело». Физический обзор D . 30 (11): 2379. Бибкод : 1984PhRvD..30.2379F . дои : 10.1103/PhysRevD.30.2379 .
- ^ Jump up to: а б Вебер, Фридолин; Кеттнер, Кристиана; Вайгель, Манфред К.; Гленденнинг, Норман К. (1995). «Звезды странной материи» . Архивировано из оригинала 22 марта 2022 г. Проверено 26 марта 2020 г. в Кумар, Шива; Мэдсен, Джес; Панайоту, Апостолос Д.; Василиадис, Г. (ред.). Международный симпозиум по странностям и кварковой материи, Колимбари, Греция, 1-5 сентября 1994 г. Сингапур: World Scientific. стр. 308–317.
- ^ Алфорд, Марк Г.; Шмитт, Андреас; Раджагопал, Кришна; Шефер, Томас (2008). «Цветовая сверхпроводимость в плотной кварковой материи». Обзоры современной физики . 80 (4): 1455–1515. arXiv : 0709.4635 . Бибкод : 2008РвМП...80.1455А . дои : 10.1103/RevModPhys.80.1455 . S2CID 14117263 .
- ^ Трампер, Иоахим Э.; Бурвиц, Вадим; Хаберл, Фрэнк В.; Завлин, Вячеслав Евгеньевич (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 : 2004НуФС.132..560Т . CiteSeerX 10.1.1.314.7466 . doi : 10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.094 . S2CID 425112 .
- ^ Сига, Дэвид; «Самая быстро вращающаяся звезда может иметь экзотическое сердце». Архивировано 25 августа 2012 г. в Wayback Machine , New Scientist , 20 февраля 2007 г.
- ^ Юэ, Ю-Линг; Цуй, Сяо-Хун; Сюй, Рен-Синь (2006). «Является ли PSR B0943+10 кварковой звездой малой массы?». Астрофизический журнал . 649 (2): L95–L98. arXiv : astro-ph/0603468 . Бибкод : 2006ApJ...649L..95Y . дои : 10.1086/508421 . S2CID 18183996 .
- ^ Чадха, Кулвиндер Сингх; «Вторая сверхновая указывает на кварковые звезды». Архивировано 25 января 2010 г. в Wayback Machine , Astronomy Now Online , 4 июня 2008 г.
- ^ Чан; Ченг; Харко; Лау; Лин; Суен; Тиан (2009). «Может ли компактный остаток SN 1987A быть кварковой звездой?». Астрофизический журнал . 695 (1): 732–746. arXiv : 0902.0653 . Бибкод : 2009ApJ...695..732C . дои : 10.1088/0004-637X/695/1/732 . S2CID 14402008 .
- ^ Парсонс, Пол; «Кварковая звезда может хранить тайну ранней Вселенной». Архивировано 18 марта 2015 г. в Wayback Machine , New Scientist , 18 февраля 2009 г.
- ^ Дай, Цзы-Гао; Ван, Шань-Цинь; Ван, Дж. С.; Ван, Лин-Цзюнь; Ю, Юн-Вэй (31 августа 2015 г.). «Самая яркая сверхновая ASASSN-15lh: признак новорожденной быстро вращающейся странной кварковой звезды» . Астрофизический журнал . 817 (2): 132. arXiv : 1508.07745 . Бибкод : 2016ApJ...817..132D . дои : 10.3847/0004-637X/817/2/132 . S2CID 54823427 .
- ^ «Странная кварковая звезда могла образоваться в результате удачного космического слияния» . Space.com . 16 сентября 2022 г.
- ^ H1 Сотрудничество; Актас, А.; Андреев В.; Антонис, Т.; Асмоне, А.; Бабаев А.; и др. (2004). «Доказательства узкого антиочарованного барионного состояния массы». Буквы по физике Б. 588 (1–2): 17–28. arXiv : hep-ex/0403017 . Бибкод : 2004PhLB..588...17A . дои : 10.1016/j.physletb.2004.03.012 . S2CID 119375207 .
{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка ) - ^ Коберлейн, Брайан (10 апреля 2014 г.). «Как открытие ЦЕРН экзотических частиц может повлиять на астрофизику» . Вселенная сегодня. Архивировано из оригинала 14 апреля 2014 года . Проверено 14 апреля 2014 г. /
Источники и дальнейшее чтение
[ редактировать ]- Блашке, Дэвид; Седракян, Дэвид, ред. (2003). Сверхплотная КХД-материя и компактные звезды . Серия НАТО по науке II: Математика, физика и химия. Том. 197. Спрингер. дои : 10.1007/1-4020-3430-X . ISBN 978-1-4020-3428-2 .
- Блашке, Дэвид; Седракян, Армен; Гленденнинг, Норман К., ред. (2001). Физика недр нейтронных звезд . Конспект лекций по физике. Том 578. Springer Verlag. дои : 10.1007/3-540-44578-1 . ISBN 978-3-540-42340-9 .
- Плессас, Виллибальд; Мателич, Леопольд, ред. (2002). Лекции по кварковой материи . Конспект лекций по физике. Том. 583. Спрингер. дои : 10.1007/3-540-45792-5 . ISBN 978-3-540-43234-0 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Яффе, Роберт Л. (1977). «Возможно, стабильный дигиперон» (PDF) . Письма о физических отзывах . 38 (5): 195–198. Бибкод : 1977PhRvL..38..195J . doi : 10.1103/PhysRevLett.38.195 . ОСТИ 1446298 .
- Интерьер нейтронной звезды/кварковой звезды (изображение для печати)
- Уитфилд, Джон; «Кварковая звезда мерцает» , Nature , 2002, 11 апреля.
- «Дебаты разгорелись по поводу кварковых звезд» , CERN Courier 42 , № 5, июнь 2002 г., стр. 13.
- Бек, Пол; «Желание кварковой звезды» , Popular Science , июнь 2002 г.
- Дрейк; Маршалл; Дрейцлер; Фриман; Фрушоне; Иуда; Кашьяп; Никастро; и др. (2002). «Является ли RX J185635-375 кварковой звездой?». Астрофизический журнал . 572 (2): 996–1001. arXiv : astro-ph/0204159 . Бибкод : 2002ApJ...572..996D . дои : 10.1086/340368 . S2CID 18481546 .
- Криворученко М.И.; «Странные, кварковые и метастабильные нейтронные звезды». Архивировано 16 октября 2013 г. в Wayback Machine , Письма в ЖЭТФ, том. 46, нет. 1, 10 июля 1987 г., страницы 3–6 (страница 6: Возможно, кварковая звезда возрастом 1700 лет в SNR MSH 15–52)
- Ротштейн, Дэйв; «Любопытно, что касается астрономии: какой процесс приведет к образованию кварковой звезды?» , вопрос № 445, январь 2003 г.
- Немиров, Роберт; Боннелл, Джерри; «RX J185635-375: звезда-кандидат в кварки» , Астрономическая фотография дня , Центр космических полетов имени Годдарда НАСА, 14 апреля 2002 г.
- Андерсон, Марк К.: Кварки или необычные нейтронные звезды? , Wired News , 19 апреля 2002 г.
- Бойс, Кевин; И все же, Мартин; «Какие новости о возможной странной кварковой звезде?» , Спросите астрофизика , Центр космических полетов имени Годдарда НАСА, 12 апреля 2002 г.
- Маркит, Миранда; «Видеть «странные» звезды» , physorg.com, 8 февраля 2006 г.
- «Звезды-кварки могут произвести самый большой взрыв» , spacedaily.com, 7 июня 2006 г.
- Нибергал, Брайан: «Эффект Мейснера в странных кварковых звездах» , Вычислительная астрофизика Калгари, Альберта, Университет Калгари
- Сагерт, Ирина; Виетоска, Мирьям; Шаффнер-Билич, Юрген (2006). «Странные экзотические состояния и компактные звезды». Журнал физики Г. 32 (12): С241–С249. arXiv : astro-ph/0608317 . Бибкод : 2006JPhG...32S.241S . CiteSeerX 10.1.1.257.2063 . дои : 10.1088/0954-3899/32/12/S30 . S2CID 15151001 .
- Брайнер, Жанна; «Кварковые звезды участвуют в новой теории ярчайших сверхновых» , Space.com , 3 июня 2008 г. (объявлено о первом в истории свидетельстве коллапса нейтронной звезды в кварковую звезду)
- Крамер, Джон Г.: «Звезды-кварки, колонка AV-114 с альтернативным видом» , журнал Analog Science Fiction & Fact Magazine , ноябрь 2002 г.
