Компактная звезда - Compact star

«Компактный объект» перенаправляется сюда. Относительно категориального понятия в математике см. Компактный объект (математика).
Не путать с карликовая звезда.

В астрономия, период, термин компактная звезда (или же компактный объект) относится к белые карлики, нейтронные звезды, и черные дыры. Он вырастет, чтобы включить экзотические звезды если подтвердится существование таких гипотетических плотных тел. Все компактные объекты имеют высокую масса относительно их радиуса, что дает им очень высокий плотность, по сравнению с обычным атомный иметь значение.

Компактные звезды часто являются конечными точками звездная эволюция, и в этом отношении также называются звездные остатки. Состояние и тип звездного остатка зависит в первую очередь от массы звезды, из которой он образовался. Неоднозначный термин компактная звезда часто используется, когда точная природа звезды неизвестна, но данные свидетельствуют о том, что у нее очень маленький радиус по сравнению с обычным звезды. Компактную звезду, не являющуюся черной дырой, можно назвать вырожденная звезда. 1 июня 2020 года астрономы сообщили о сужении источника Быстрые радиопередачи (FRB), которые теперь могут включать «слияние компактных объектов и магнетары возникает в результате нормального обрушения активной зоны сверхновые ".[1][2]

Формирование

Обычная конечная точка звездная эволюция это образование компактной звезды.

Большинство звезд в конечном итоге дойдут до той точки в своей эволюции, когда внешнее радиационное давление от ядерных синтезов внутри их внутренней части больше не сможет противостоять вездесущим гравитационным силам. Когда это происходит, звезда коллапсирует под собственным весом и подвергается процессу звездная смерть. Для большинства звезд это приведет к образованию очень плотного и компактного звездного остатка, также известного как компактная звезда.

Компактные звезды не производят внутренней энергии, но будут - за исключением черных дыр - обычно излучать в течение миллионов лет избыточное тепло, оставшееся от самого коллапса.[3]

Согласно последним представлениям, компактные звезды также могли образовываться во время разделение фаз ранней Вселенной после Большой взрыв.[нужна цитата ] Исконное происхождение известных компактных объектов точно не установлено.

Продолжительность жизни

Хотя компактные звезды могут излучать, остывать и терять энергию, они не зависят от высоких температур для поддержания своей структуры, как это делают обычные звезды. Исключение внешних нарушений и распад протона, они могут сохраняться практически вечно. Черные дыры однако обычно считается, что они в конечном итоге испаряются Радиация Хокинга через триллионы лет. Согласно нашим текущим стандартным моделям физическая космология, все звезды в конечном итоге превратятся в холодные и темные компактные звезды, к тому времени, когда Вселенная войдет в так называемый дегенеративная эпоха в очень далеком будущем.

Несколько более широкое определение компактные объекты часто включает более мелкие твердые объекты Такие как планеты, астероиды, и кометы. Существует удивительное разнообразие звезд и других сгустков горячего вещества, но вся материя во Вселенной должна в конечном итоге превратиться в некую форму компактного звездного или субзвездного объекта, согласно современным теоретическим интерпретациям. термодинамика.

Белые карлики

Основная статья: белый Гном
В Эскимосская туманность освещен белым карликом в центре.

Звёзды назвали белые или выродившиеся карлики состоят в основном из дегенеративная материя; обычно ядра углерода и кислорода в море вырожденных электронов. Белые карлики возникают из ядер звезды главной последовательности и поэтому очень горячие, когда образуются. По мере остывания они будут краснеть и тускнеть, пока в конечном итоге не станут темными черные карлики. Белые карлики наблюдались в 19 веке, но чрезвычайно высокая плотность и давление, которое они содержат, не были объяснены до 1920-х годов.

В уравнение состояния поскольку вырожденная материя «мягкая», это означает, что добавление большей массы приведет к уменьшению объекта. Продолжая добавлять массу к тому, что начиналось как белый карлик, объект сжимается, а центральная плотность становится еще больше, с более высокими энергиями вырожденных электронов. После того, как масса вырожденной звезды вырастет настолько, что ее радиус уменьшится до нескольких тысяч километров, масса приблизится к Предел Чандрасекара - теоретический верхний предел массы белого карлика, примерно в 1,4 раза превышающий масса Солнца (M☉ ).

Если бы вещество было удалено из центра белого карлика и медленно сжималось, электроны сначала были бы вынуждены объединиться с ядрами, изменяя их протоны к нейтроны к обратный бета-распад. Равновесие сместится в сторону более тяжелых, более богатых нейтронами ядер, которые нестабильны при обычных плотностях. По мере увеличения плотности эти ядра становятся еще больше и менее прочно связаны. При критической плотности около 4×1014 кг / м3 - называется "капельная линия нейтронов »- атомное ядро ​​будет иметь тенденцию растворяться на несвязанные протоны и нейтроны. При дальнейшем сжатии, в конце концов, он достигнет точки, в которой материя будет порядка плотности атомного ядра - примерно 2×1017 кг / м3. При такой плотности материя будет состоять в основном из свободных нейтронов с рассеянием света на протонах и электронах.

Нейтронные звезды

Основная статья: Нейтронная звезда
В Крабовидная туманность это остаток сверхновой содержащий Крабовый пульсар, а нейтронная звезда.

В определенных двойные звезды содержащего белый карлик, масса передается от звезды-компаньона к белому карлику, в конечном итоге подталкивая его к Предел Чандрасекара. Электроны реагируют с протонами с образованием нейтронов и, таким образом, больше не обеспечивают необходимое давление, чтобы противостоять гравитации, вызывая коллапс звезды. Если центр звезды состоит в основном из углерода и кислорода, то такой гравитационный коллапс воспламенит неконтролируемый синтез углерода и кислорода, что приведет к Сверхновая типа Ia это полностью разнесет звезду на части до того, как коллапс станет необратимым. Если центр состоит в основном из магния или более тяжелых элементов, коллапс продолжается.[4][5][6] По мере дальнейшего увеличения плотности оставшиеся электроны вступают в реакцию с протонами с образованием новых нейтронов. Коллапс продолжается до тех пор, пока (при более высокой плотности) нейтроны не станут вырожденными. Новое равновесие возможно после того, как звезда уменьшится на три порядки величины, в радиусе от 10 до 20 км. Это нейтронная звезда.

Хотя первую нейтронную звезду не наблюдали до 1967 г., когда появились первые радиосигналы. пульсар было обнаружено, нейтронные звезды были предложены Бааде и Цвикки в 1933 году, всего через год после того, как нейтрон был обнаружен в 1932 году. Они поняли, что из-за такой плотности нейтронных звезд, при коллапсе обычной звезды в нейтронную звезду высвободится большое количество гравитационной потенциальной энергии, обеспечивая возможное объяснение сверхновые.[7][8][9] Это объяснение сверхновых типов Ib, Ic, и II. Такие сверхновые возникают, когда железное ядро ​​массивной звезды превышает предел Чандрасекара и коллапсирует в нейтронную звезду.

Подобно электронам, нейтроны фермионы. Поэтому они предоставляют давление нейтронного вырождения чтобы поддержать нейтронную звезду от коллапса. Кроме того, отталкивающие нейтрон-нейтронные взаимодействия[нужна цитата ] обеспечивают дополнительное давление. Как и предел Чандрасекара для белых карликов, существует предельная масса нейтронных звезд: Предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова, где этих сил уже недостаточно, чтобы удерживать звезду. Поскольку силы в плотной адронной материи изучены недостаточно, этот предел точно не известен, но считается, что он находится между 2 и 3.M☉. Если на нейтронную звезду образуется больше массы, в конечном итоге этот предел массы будет достигнут. Что будет дальше, не совсем понятно.

Черные дыры

Основные статьи: Черная дыра и Звездная черная дыра
Смоделированная черная дыра десяти солнечных масс на расстоянии 600 км.

По мере накопления массы равновесие против гравитационного коллапса превышает точку разрыва. Как только давление звезды становится недостаточным, чтобы уравновесить гравитацию, за миллисекунды происходит катастрофический гравитационный коллапс. В скорость убегания на поверхности, уже по крайней мере1⁄3 скорость света, быстро достигает скорости света. В этот момент никакая энергия или материя не могут уйти, и черная дыра сформировалась. Потому что весь свет и материя заключены в ловушку горизонт событий, черная дыра действительно выглядит чернить, за исключением возможности очень слабого Радиация Хокинга. Предполагается, что коллапс продолжится внутри горизонта событий.

В классической теории общая теория относительности, а гравитационная сингулярность занимая не более точка сформируется. Возможна новая остановка катастрофического гравитационного коллапса с размером, сопоставимым с Планковская длина, но такой длины нет известной теории гравитации, чтобы предсказать, что произойдет. Добавление дополнительной массы к черной дыре вызовет линейное увеличение 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 силы гравитационного поля на горизонте. Однако дальнейших качественных изменений структуры, связанных с увеличением массы, не будет.

Альтернативные модели черной дыры

Экзотические звезды

Основная статья: Экзотическая звезда

An экзотическая звезда гипотетическая компактная звезда, состоящая не из электроны, протоны, и нейтроны сбалансирован против гравитационный коллапс к давление вырождения или другие квантовые свойства. К ним относятся странные звезды (состоит из странное дело ) и более умозрительные Преон звезды (состоит из преоны ).

Экзотические звезды являются гипотетическими, но наблюдения, опубликованные Рентгеновская обсерватория Чандра 10 апреля 2002 г. обнаружены две странные звезды-кандидаты, обозначенные RX J1856.5-3754 и 3C58, которые ранее считались нейтронными звездами. Основываясь на известных законах физики, первые казались намного меньше, а вторые - намного холоднее, чем следовало бы, что позволяет предположить, что они состоят из материала более плотного, чем нейтроний. Однако исследователи скептически относятся к этим наблюдениям, утверждая, что результаты не были окончательными.[нужна цитата ]

Кварковые звезды и странные звезды

Основная статья: Кварковая звезда

Если нейтроны достаточно сжаты при высокой температуре, они разложатся на составляющие кварки, формируя так называемый кварковая материя. В этом случае звезда будет еще больше сокращаться и становиться плотнее, но вместо полного коллапса в черную дыру возможно, что звезда сможет стабилизироваться и выжить в этом состоянии бесконечно, пока не будет добавляться масса. В какой-то степени он стал очень большим нуклон. Звезда в этом гипотетическом состоянии называется "кварковая звезда "или, точнее," странная звезда ". Пульсар 3C58 был предложен в качестве возможной кварковой звезды. Считается, что большинство нейтронных звезд содержат ядро ​​из кварковой материи, но оказалось, что это трудно определить наблюдательными методами.[нужна цитата ]

Преонские звезды

А Preon Star это предложил тип компактной звезды из преоны, группа гипотетический субатомные частицы. Ожидается, что звезды Преона будут иметь огромные плотности, более 1023 килограмм на кубический метр - промежуточное звено между кварковыми звездами и черными дырами. Преонные звезды могли происходить из сверхновая звезда взрывы или Большой взрыв; однако текущие наблюдения на ускорителях частиц говорят против существования преонов.[нужна цитата ]

Q звезды

Основная статья: Q звезда

Q звезды представляют собой гипотетические компактные, более тяжелые нейтронные звезды с экзотическим состоянием вещества, в котором сохраняется число частиц с радиусами менее чем в 1,5 раза больше соответствующего радиуса Шварцшильда. Q-звезды еще называют «серыми дырами».

Электрослабые звезды

Основная статья: Электрослабая звезда

An электрослабая звезда это теоретический тип экзотическая звезда, в результате чего гравитационный коллапс звезды предотвращается радиационное давление в результате электрослабое горение, то есть энергия, выделяемая при преобразовании кварки к лептоны сквозь электрослабая сила. Этот процесс происходит в объеме в ядре звезды размером примерно с яблоко, содержащий около двух земных масс.[11]

Бозонная звезда

А бозонная звезда это гипотетический астрономический объект который образован из частиц, называемых бозоны (общепринятый звезды сформированы из фермионы ). Для существования такого типа звезд должен существовать стабильный тип бозона с самодействием отталкивания. По состоянию на 2016 год нет никаких существенных доказательств того, что такая звезда существует. Однако, возможно, станет возможным их обнаружить по гравитационному излучению пары бозонных звезд, вращающихся на одной орбите.[12][13]

Компактные релятивистские объекты и обобщенный принцип неопределенности

На основе обобщенного принципа неопределенности (GUP), предложенного некоторыми подходами к квантовой гравитации, такими как теория струн и двойная специальная теория относительности, недавно было изучено влияние GUP на термодинамические свойства компактных звезд с двумя различными компонентами.[14] Tawfik et al. отметил, что существование поправки на квантовую гравитацию имеет тенденцию сопротивляться коллапсу звезд, если параметр GUP принимает значения между масштабом Планка и электрослабым масштабом. По сравнению с другими подходами было обнаружено, что радиусы компактных звезд должны быть меньше, а увеличение энергии уменьшает радиусы компактных звезд.

Рекомендации

  1. ^ Старр, Мишель (1 июня 2020 г.). «Астрономы только что выяснили источник этих мощных радиосигналов из космоса». ScienceAlert.com. Получено 2 июн 2020.
  2. ^ Бхандан, Шивани (1 июня 2020 г.). "Галактики-хозяева и прародители быстрых радиовсплесков, локализованные с помощью системы Pathfinder" Австралийский квадратный километр ". Письма в астрофизический журнал. 895 (2): L37. arXiv:2005.13160. Bibcode:2020ApJ ... 895L..37B. Дои:10.3847 / 2041-8213 / ab672e. S2CID  218900539. Получено 2 июн 2020.
  3. ^ Таурис, Т. М .; Я. ван ден Хеувел, Э. П. (20 марта 2003 г.). Формирование и эволюция компактных звездных рентгеновских источников.. arXiv:Astro-ph / 0303456. Bibcode:2006csxs.book..623T.
  4. ^ Хашимото, М .; Iwamoto, K .; Номото, К. (1993). «Сверхновые типа II от звезд ветви гигантов с асимптотической массой 8–10». Астрофизический журнал. 414: L105. Bibcode:1993ApJ ... 414L.105H. Дои:10.1086/187007.
  5. ^ Ritossa, C .; Гарсия-Берро, Э .; Ибен, И., младший (1996). "Об эволюции звезд, которые образуют электронно-вырожденные ядра, образовавшиеся в результате сжигания углерода. II. Изотопное содержание и тепловые импульсы в диапазоне 10 Mсолнце Модель с ONe-ядром и приложения к долгопериодическим переменным, классическим новым звездам и коллапсу, вызванному аккрецией ". Астрофизический журнал. 460: 489. Bibcode:1996ApJ ... 460..489R. Дои:10.1086/176987.
  6. ^ Wanajo, S .; и другие. (2003). «R-процесс при взрывах сверхновых в результате коллапса ядер O-Ne-Mg». Астрофизический журнал. 593 (2): 968–979. arXiv:Astro-ph / 0302262. Bibcode:2003ApJ ... 593..968Вт. Дои:10.1086/376617. S2CID  13456130.
  7. ^ Остерброк, Д. Э. (2001). «Кто на самом деле придумал слово« сверхновая »? Кто первым предсказал нейтронные звезды?». Бюллетень Американского астрономического общества. 33: 1330. Bibcode:2001AAS ... 199.1501O.
  8. ^ Baade, W .; Цвикки, Ф. (1934). "На сверхновой". Труды Национальной академии наук. 20 (5): 254–9. Bibcode:1934ПНАС ... 20..254Б. Дои:10.1073 / pnas.20.5.254. ЧВК  1076395. PMID  16587881.
  9. ^ Baade, W .; Цвикки, Ф. (1934). "Космические лучи из сверхновых звезд". Труды Национальной академии наук. 20 (5): 259–263. Bibcode:1934ПНАС ... 20..259Б. Дои:10.1073 / pnas.20.5.259. ЧВК  1076396. PMID  16587882.
  10. ^ а б c Visser, M .; Barcelo, C .; Liberati, S .; Сонего, С. (2009). «Маленький, темный и тяжелый: но разве это черная дыра?». arXiv:0902.0346 [hep-th ].
  11. ^ Шига, Д. (4 января 2010 г.). «Экзотические звезды могут имитировать Большой взрыв». Новый ученый. Получено 2010-02-18.
  12. ^ Шутц, Бернард Ф. (2003). Гравитация с земли вверх (3-е изд.). Издательство Кембриджского университета. п.143. ISBN  0-521-45506-5.
  13. ^ Palenzuela, C .; Lehner, L .; Либлинг, С. Л. (2008). «Орбитальная динамика двойных бозонных звездных систем». Физический обзор D. 77 (4): 044036. arXiv:0706.2435. Bibcode:2008ПхРвД..77д4036П. Дои:10.1103 / PhysRevD.77.044036. S2CID  115159490.
  14. ^ Ахмед Фараг Али и А. Тауфик, Int. J. Mod. Phys. D22 (2013) 1350020

Источники