Компактный объект
В астрономии термин «компактный объект» (или «компактная звезда» ) объединяет белые карлики , нейтронные звезды и черные дыры . 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]
Формирование
[ редактировать ]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 от термоядерного синтеза 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 достоверно не установлено.
Продолжительность жизни
[ редактировать ]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. черные дыры Однако обычно считается, что окончательно испаряются из-за излучения Хокинга через триллионы лет. Согласно нашим нынешним 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. 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 Согласно термодинамике, .
Белые карлики
[ редактировать ]
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 × 10 14 кг/м 3 – называемая нейтронной капельной линией – атомное ядро имеет тенденцию растворяться на несвязанные протоны и нейтроны. При дальнейшем сжатии в конечном итоге оно достигнет точки, в которой плотность материи будет порядка плотности атомного ядра – примерно 2 × 10. 17 кг/м 3 . При такой плотности вещество будет состоять главным образом из свободных нейтронов со слабым рассеянием протонов и электронов.
Нейтронные звезды
[ редактировать ]
В некоторых двойных звездах, содержащих белого карлика, масса передается 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 [ нужна ссылка ] оказывать 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.
Черные дыры
[ редактировать ]
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 у поверхности, уже не менее 1 ⁄ скорости света , быстро достигает скорости света. В этот момент ни энергия, ни материя не могут уйти, и черная дыра образуется . 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 занимающая гравитационная сингулярность, не более точки образуется . Возможно, произойдет новая остановка катастрофического гравитационного коллапса на размерах, сравнимых с планковской длиной , но на 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.
Альтернативные модели черной дыры
[ редактировать ]- Фаззбол [11]
- Гравастар [11]
- Звезда темной энергии
- Черная звезда
- Магнитосферный вечно коллапсирующий объект
- Темная звезда [11]
- Первичные черные дыры
Экзотические звезды
[ редактировать ]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 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 ссылка ]
Кварковые звезды и странные звезды
[ редактировать ]Если нейтроны достаточно сжать при высокой температуре, они разложатся на составляющие их кварки , образуя так называемую кварковую материю . В этом случае звезда еще больше сожмется и станет 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 ссылка ]
Преоновые звезды
[ редактировать ]Преоновая звезда — предполагаемый тип компактной звезды, состоящей из преонов , группы гипотетических субатомных частиц . Ожидается, что преонные звезды будут иметь огромную плотность , превышающую 10 23 килограмм на кубический метр – промежуточное 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 ссылка ]
Q звезды
[ редактировать ]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».
Электрослабые звезды
[ редактировать ]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
[ редактировать ]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 существенных доказательств существования такой звезды нет. Однако их может оказаться возможным обнаружить по гравитационному излучению, испускаемому парой бозонных звезд, находящихся на одной орбите. [13] [14]
Компактные релятивистские объекты и обобщенный принцип неопределенности
[ редактировать ]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.
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Старр, Мишель (1 июня 2020 г.). «Астрономы только что определили источник мощных радиосигналов из космоса» . ScienceAlert.com . Проверено 2 июня 2020 г.
- ^ Бхандан, Шивани (1 июня 2020 г.). «Главные галактики и прародители быстрых радиовсплесков, локализованные с помощью австралийского следопыта с массивом квадратных километров» . Письма астрофизического журнала . 895 (2): Л37. arXiv : 2005.13160 . Бибкод : 2020ApJ...895L..37B . дои : 10.3847/2041-8213/ab672e . S2CID 218900539 .
- ^ Таурис, ТМ; Дж. ван ден Хеувел, EP (20 марта 2003 г.). Формирование и эволюция компактных звездных источников рентгеновского излучения . arXiv : astro-ph/0303456 . Бибкод : 2006csxs.book..623T .
- ^ Хлопов, Максим Ю. (июнь 2010 г.). «Первичные черные дыры». Исследования в области астрономии и астрофизики . 10 (6): 495–528. arXiv : 0801.0116 . Бибкод : 2010RAA....10..495K . дои : 10.1088/1674-4527/10/6/001 . S2CID 14466173 .
- ^ Хашимото, М.; Ивамото, К.; Номото, К. (1993). «Сверхновые типа II от 8–10 звезд асимптотической ветви гигантов с массой Солнца» . Астрофизический журнал . 414 : Л105. Бибкод : 1993ApJ...414L.105H . дои : 10.1086/187007 .
- ^ Ритосса, К.; Гарсиа-Берро, Э.; Ибен, И. младший (1996). «Об эволюции звезд, образующих электронно-вырожденные ядра, обработанные сжиганием углерода. II. Содержание изотопов и тепловые импульсы в модели Солнца с диаметром 10 М с ядром ONe и приложения к долгопериодическим переменным, классическим новым звездам и коллапсу, вызванному аккрецией». " . Астрофизический журнал . 460 : 489. Бибкод : 1996ApJ...460..489R . дои : 10.1086/176987 .
- ^ Ванахо, С.; и др. (2003). «R-процесс во взрывах сверхновых в результате коллапса ядер O-Ne-Mg». Астрофизический журнал . 593 (2): 968–979. arXiv : astro-ph/0302262 . Бибкод : 2003ApJ...593..968W . дои : 10.1086/376617 . S2CID 13456130 .
- ^ Остерброк, Делавэр (2001). «Кто на самом деле придумал слово сверхновая? Кто первым предсказал нейтронные звезды?». Бюллетень Американского астрономического общества . 33 : 1330. Бибкод : 2001AAS...199.1501O .
- ^ Бааде, В.; Цвики, Ф. (1934). «О сверхновых» . Труды Национальной академии наук . 20 (5): 254–9. Бибкод : 1934PNAS...20..254B . дои : 10.1073/pnas.20.5.254 . ПМЦ 1076395 . ПМИД 16587881 .
- ^ Бааде, В.; Цвики, Ф. (1934). «Космические лучи от сверхновых» . Труды Национальной академии наук . 20 (5): 259–263. Бибкод : 1934PNAS...20..259B . дои : 10.1073/pnas.20.5.259 . ПМК 1076396 . ПМИД 16587882 .
- ^ Перейти обратно: а б с Виссер, М.; Барсело, К.; Либерати, С.; Сонего, С. (2009). «Маленький, темный и тяжелый: но черная ли это дыра?». arXiv : 0902.0346 [ gr-qc ].
- ^ Сига, Д. (4 января 2010 г.). «Экзотические звезды могут имитировать большой взрыв» . Новый учёный . Проверено 18 февраля 2010 г.
- ^ Шютц, Бернард Ф. (2003). Гравитация с нуля (3-е изд.). Издательство Кембриджского университета . п. 143 . ISBN 0-521-45506-5 .
- ^ Паленсуэла, К.; Ленер, Л.; Либлинг, С.Л. (2008). «Орбитальная динамика бинарных бозонных звездных систем». Физический обзор D . 77 (4): 044036. arXiv : 0706.2435 . Бибкод : 2008PhRvD..77d4036P . дои : 10.1103/PhysRevD.77.044036 . S2CID 115159490 .
- ^ Ахмед Фараг Али и А. Тауфик, Int. Дж. Мод. Физ. Д22 (2013) 1350020
Источники
[ редактировать ]- Блашке, Д.; Фредрикссон, С.; Григорян Х.; Озташ, А.; Сандин, Ф. (2005). «Фазовая диаграмма кварковой материи с тремя ароматами при ограничениях компактной звезды». Физический обзор D . 72 (6): 065020. arXiv : hep-ph/0503194 . Бибкод : 2005PhRvD..72f5020B . doi : 10.1103/PhysRevD.72.065020 . S2CID 119356279 .
- Сандин, Ф. (2005). «Компактные звезды в стандартной модели – и за ее пределами». Европейский физический журнал C . 40 (2): 15–22. arXiv : astro-ph/0410407 . Бибкод : 2005EPJC...40...15S . doi : 10.1140/epjcd/s2005-03-003-y . S2CID 119495444 .
- Сандин, Ф. (2005). Экзотические фазы материи в компактных звездах (PDF) (Диссертация). Технологический университет Лулео .
| Базы данных органов управления : Национальные |
|---|
