Кварковая звезда - Quark star

А кварковая звезда это гипотетический тип компактный, экзотическая звезда, где чрезвычайно высокая внутренняя температура и давление вынудили ядерные частицы формировать кварковая материя, непрерывный состояние дела состоящий из бесплатных кварки.

Фон

Немного массивные звезды свернуть, чтобы сформироваться нейтронные звезды в конце их жизненный цикл, как было замечено и объяснено теоретически. При экстремальных температурах и давлениях внутри нейтронных звезд нейтроны обычно разделяются давление вырождения, стабилизирующий звезду и препятствующий дальнейшему гравитационному коллапсу. Однако предполагается, что при еще более экстремальных температурах и давлениях давление вырождения нейтронов преодолевается, и нейтроны вынуждены сливаться и растворяться в составляющих их кварках, создавая сверхплотный фаза из кварковая материя на основе плотно упакованных кварков. В этом состоянии должно возникнуть новое равновесие, как новое давление вырождения между кварками, а также отталкивающее электромагнитные силы, произойдет и затруднит гравитационный коллапс.

Если эти идеи верны, кварковые звезды могут возникать и быть наблюдаемыми где-нибудь во Вселенной. Теоретически такой сценарий рассматривается как научно правдоподобный, но его невозможно было доказать экспериментально и экспериментально, потому что очень экстремальные условия, необходимые для стабилизации кварковой материи, не могут быть созданы ни в какой лаборатории, ни наблюдаются непосредственно в природе. Стабильность кварковой материи и, следовательно, существование кварковых звезд по этим причинам относится к числу основных нерешенные проблемы физики.

Если кварковые звезды могут образовываться, то наиболее вероятным местом для поиска кварковой звездной материи будет внутри нейтронные звезды которые превышают внутреннее давление, необходимое для кварковое вырождение - точка, в которой нейтроны распадаться в виде плотной кварковая материя. Они также могут образоваться, если массивная звезда рушится в конце своей жизни, при условии, что звезда может быть достаточно большой, чтобы коллапсировать за пределы нейтронной звезды, но недостаточно большой, чтобы образовать черная дыра.

Если бы они существовали, кварковые звезды были бы похожи на нейтронные звезды и были бы легко приняты за них: они образовались бы в результате гибели массивной звезды в Сверхновая типа II, быть чрезвычайно плотными и маленькими и обладать очень сильным гравитационным полем. Им также не хватало бы некоторых характеристик нейтронных звезд, если бы они не содержали также оболочку из нейтронной материи, потому что не ожидается, что свободные кварки будут иметь свойства, соответствующие вырожденной нейтронной материи. Например, они могут быть безмолвными или не иметь типичных размеров, электромагнитных полей или температуры поверхности по сравнению с нейтронными звездами.

История

Анализ кварковых звезд был впервые предложен советскими физиками в 1965 году. Иваненко Д.Д. и Д. Ф. Курдгелаидзе.[1][2] Их существование не подтверждено.

В уравнение состояния из кварковая материя неопределенна, как и точка перехода между нейтронно-вырожденной материей и кварковой материей. Теоретические неопределенности не позволили сделать прогнозы первые принципы. Экспериментально поведение кварковой материи активно изучается с помощью коллайдеров частиц, но они могут производить только очень горячие (выше 1012 K ) кварк-глюонная плазма капли размером с атомное ядро, которые распадаются сразу после образования. Условия внутри компактных звезд с чрезвычайно высокой плотностью и температурами значительно ниже 1012 K невозможно воссоздать искусственно, поскольку нет известных методов производства, хранения или изучения «холодной» кварковой материи напрямую, как это было бы внутри кварковых звезд. Теория предсказывает, что кварковая материя в этих условиях обладает некоторыми специфическими характеристиками.

Формирование

Предполагается, что когда нейтронно-вырожденное вещество, что составляет нейтронные звезды, находится под достаточным давлением со стороны звезды сила тяжести или начальный сверхновая звезда создавая это, человек нейтроны разбиться на их составляющие кварки (до кварков и вниз кварки ), образуя то, что известно как кварковая материя. Это преобразование может быть ограничено центром нейтронной звезды или может преобразовать всю звезду в зависимости от физических условий. Такая звезда известна как кварковая звезда.[3][4]

Стабильность и странная кварковая материя

Обычная кварковая материя, состоящая из верхних и нижних кварков (также называемых ты и d кварков) имеет очень высокий Энергия Ферми по сравнению с обычным атомным веществом и стабильна только при экстремальных температурах и / или давлениях. Это говорит о том, что единственными стабильными кварковыми звездами будут нейтронные звезды с ядром кварковой материи, в то время как кварковые звезды, полностью состоящие из обычной кварковой материи, будут очень нестабильными и растворяться спонтанно.[5][6]

Было показано, что высокая энергия Ферми, делающая обычную кварковую материю нестабильной при низких температурах и давлениях, может быть существенно снижена путем преобразования достаточного количества верхних и нижних кварков в странные кварки, поскольку странные кварки, условно говоря, являются очень тяжелыми кварковыми частицами.[5] Этот вид кварковой материи известен как странная кварковая материя и это предположение и предмет текущих научных исследований, может ли он действительно быть устойчивым в условиях межзвездного пространства (то есть около нуля внешнего давления и температуры). Если это так (известный как Bodmer–Виттен предположение), кварковые звезды, полностью состоящие из кварковой материи, будут стабильными, если они быстро превратятся в странную кварковую материю.[7]

Странные звезды

Основная статья: Странная звезда

Кварковые звезды из странная кварковая материя известны как странные звезды и образуют подгруппу в категории кварковых звезд.[7]

Теоретические исследования показали, что кварковые звезды могут образовываться не только из нейтронных звезд и мощных сверхновых звезд, но и в самом начале. космическое разделение фаз после Большой взрыв.[5] 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 верно предположение Бодмера – Виттена. Такие первобытные странные звезды могли дожить до наших дней.[5]

Характеристики

Кварковые звезды обладают некоторыми особенностями, которые отличают их от обычных нейтронных звезд.

В физических условиях нейтронных звезд с чрезвычайно высокой плотностью, но температурами значительно ниже 1012 K, кварковая материя, по прогнозам, проявляет некоторые специфические характеристики. Ожидается, что он будет вести себя как Ферми жидкость и войти в так называемую фазу блокировки вкуса и аромата (CFL) цветная сверхпроводимость, где «цвет» относится к шести «зарядам», выставленным в сильное взаимодействие, вместо положительного и отрицательного зарядов в электромагнетизм. При несколько более низких плотностях, соответствующих более высоким слоям ближе к поверхности компактной звезды, кварковая материя будет вести себя как кварковая жидкость без CFL, фаза, которая даже более загадочна, чем CFL, и может включать цветную проводимость и / или несколько дополнительных еще неоткрытые фазы. Ни одно из этих экстремальных условий в настоящее время не может быть воспроизведено в лабораториях, поэтому ничего нельзя сделать об этих фазах из прямых экспериментов.[8]

Если преобразование нейтронно-вырожденной материи в (странную) кварковую материю является полным, кварковая звезда до некоторой степени может быть представлена ​​как единый гигантский адрон. Но этот «адрон» будет связан силой тяжести, а не силой сильная сила связывающий обычные адроны.

Наблюдаемые сверхплотные нейтронные звезды

По крайней мере, в предположениях, упомянутых выше, вероятность того, что данная нейтронная звезда является кварковой звездой, мала,[нужна цитата ] так что в Млечном Пути будет лишь небольшая популяция кварковых звезд. Однако, если это верно, сверхплотные нейтронные звезды могут превращаться в кварковые звезды, что делает возможное количество кварковых звезд большим, чем предполагалось изначально, поскольку наблюдатели будут искать звезды не того типа.[нужна цитата ]

Наблюдения, опубликованные Рентгеновская обсерватория Чандра 10 апреля 2002 г. обнаружены две возможные кварковые звезды, 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 должно быть, что позволяет предположить, что они состоят из материала более плотного, чем нейтронно-вырожденное вещество. Однако исследователи скептически относятся к этим наблюдениям, утверждая, что результаты не были окончательными;[9] а с конца 2000-х годов вероятность того, что RX J1856 - кварковая звезда была исключена.

Еще одна звезда, XTE J1739-285,[10] был замечен группой во главе с Филипом Кааре из Университет Айовы и заявлен как возможный кандидат в кварковые звезды.

В 2006 году You-Ling Yue et al., Из Пекинский университет, Предполагается, что PSR B0943 + 10 на самом деле может быть кварковой звездой с малой массой.[11]

В 2008 году сообщалось, что наблюдения сверхновых SN 2006gy, SN 2005gj и SN 2005ap также предполагают существование кварковых звезд.[12] Было высказано предположение, что коллапсировавшее ядро ​​сверхновой SN 1987A может быть кварковой звездой.[13][14]

В 2015 году Zi-Gao Dai et al. из Нанкинского университета предположил, что Supernova АСАССН-15лх новорожденная странная кварковая звезда.[15]

Другие теоретические образования кварков

Помимо обычной кварковой материи и странной кварковой материи, другие типы кварк-глюонной плазмы теоретически могут возникать или образовываться внутри нейтронных звезд и кварковых звезд. Это включает в себя следующее, некоторые из которых наблюдались и изучались в лабораториях:

  • Роберт Л. Джаффе 1977 г. предложил четырехкварк состояние со странностью (qsqs).
  • Роберт Л. Джаффе 1977 предложил H дибарион, состояние из шести кварков с равным количеством верхних, нижних и странных кварков (представленных как uuddss или udsuds).
  • Связанные многокварковые системы с тяжелыми кварками (QQqq).
  • В 1987 г. пентакварк состояние было впервые предложено с очаровательным антикварком (qqqsc).
  • Состояние пентакварка с кварком-антистраном и четырьмя легкими кварками, состоящими только из верхних и нижних кварков (qqqqs).
  • Свет пентакварки сгруппированы в антидекуплет, самый легкий кандидат, Θ+, которая также может быть описана дикварковой моделью Роберта Л. Яффе и Вильчека (QCD ).
  • Θ++ и античастица Θ−−.
  • Вдвойне странно пентакварк (ssddты), член легкого пентакваркового антидекуплета.
  • Зачарованные пентакварк Θc(3100) (uuddc) состояние было обнаружено коллаборацией H1.[16]
  • Тетракварковые частицы могут образовываться внутри нейтронных звезд и в других экстремальных условиях. В 2008, 2013 и 2014 годах тетракварковая частица Z (4430) была открыта и исследована в лабораториях на земной шар.[17]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Иваненко, Дмитрий Д .; Курдгелаидзе, Д. Ф. (1965). «Гипотеза о кварковых звездах». Астрофизика. 1 (4): 251–252. Bibcode:1965Ap ...... 1..251I. Дои:10.1007 / BF01042830. S2CID  119657479.
  2. ^ Иваненко, Дмитрий Д .; Курдгелаидзе, Д. Ф. (1969). «Замечания о кварковых звездах». Lettere al Nuovo Cimento. 2: 13–16. Bibcode:1969NCimL ... 2 ... 13I. Дои:10.1007 / BF02753988. S2CID  120712416.
  3. ^ Шапиро, Стюарт Л .; Теукольский, Саул А. (2008). Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды: физика компактных объектов. Вайли. ISBN  978-0471873167.
  4. ^ Блашке, Дэвид; Седракян, Армен; Гленденнинг, Норман К., ред. (2001). Физика недр нейтронных звезд. Конспект лекций по физике. 578. Springer-Verlag. Дои:10.1007/3-540-44578-1. ISBN  978-3-540-42340-9.
  5. ^ а б c d Виттен, Эдвард (1984). «Космическое разделение фаз». Физический обзор D. 30 (2): 272–285. Bibcode:1984ПхРвД..30..272Вт. Дои:10.1103 / PhysRevD.30.272.
  6. ^ Фархи, Эдвард; Джаффе, Роберт Л. (1984). «Странное дело». Физический обзор D. 30 (11): 2379. Bibcode:1984ПхРвД..30.2379Ф. Дои:10.1103 / PhysRevD.30.2379.
  7. ^ а б Вебер, Фридолин; Кеттнер, Кристиана; Weigel, Manfred K .; Гленденнинг, Норман К. "Звезды странной материи". Цитировать журнал требует | журнал = (помощь) в Кумар, Шива; Мэдсен, Джес; Panagiotou, Apostolos D .; Вассилиадис, Г. (ред.). Международный симпозиум по странностям и кварковой материи, Колимбари, Греция, 1-5 сентября 1994 г.. Сингапур: World Scientific. С. 308–317.
  8. ^ Олфорд, Марк Дж .; Шмитт, Андреас; Раджагопал, Кришна; Шефер, Томас (2008). «Цветная сверхпроводимость в плотной кварковой материи». Обзоры современной физики. 80 (4): 1455–1515. arXiv:0709.4635. Bibcode:2008РвМП ... 80.1455А. Дои:10.1103 / RevModPhys.80.1455. S2CID  14117263.
  9. ^ Trümper, Joachim E .; Бурвиц, Вадим; Haberl, Frank W .; Завлин, Вячеслав Е. (июнь 2004 г.). «Загадки RX J1856.5-3754: нейтронная звезда или кварковая звезда?». Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. 132: 560–565. arXiv:Astro-ph / 0312600. Bibcode:2004НуФС.132..560Т. CiteSeerX  10.1.1.314.7466. Дои:10.1016 / j.nuclphysbps.2004.04.094. S2CID  425112.
  10. ^ Шига, Дэвид; «У самой быстро вращающейся звезды может быть экзотическое сердце», Новый ученый, 2007 20 февраля
  11. ^ Юэ, Ю-Линг; Цуй, Сяо-Хун; Сюй, Жэнь-Синь (2006). «Является ли PSR B0943 + 10 маломассивной кварковой звездой?». Астрофизический журнал. 649 (2): L95 – L98. arXiv:Astro-ph / 0603468. Bibcode:2006ApJ ... 649L..95Y. Дои:10.1086/508421. S2CID  18183996.
  12. ^ Чадха, Кульвиндер Сингх; «Вторая сверхновая указывает на кварковые звезды», Астрономия сейчас онлайн, 2008 04 июня
  13. ^ Чан; Ченг; Харко; Лау; Линь; Суен; Тиан (2009). «Может ли компактный остаток SN 1987A быть кварковой звездой?». Астрофизический журнал. 695 (1): 732–746. arXiv:0902.0653. Bibcode:2009ApJ ... 695..732C. Дои:10.1088 / 0004-637X / 695/1/732. S2CID  14402008.
  14. ^ Парсонс, Пол; «Кварковая звезда может хранить тайну ранней Вселенной», Новый ученый, 2009 18 февраля
  15. ^ Дай, Цзы-Гао; Ван, Шань-Цинь; Wang, J. S .; Ван, Лин-Цзюнь; Ю, Юнь-Вэй (2015-08-31). "Самая яркая сверхновая ASASSN-15lh: подпись новорожденной быстро вращающейся странной кварковой звезды". Астрофизический журнал. 817 (2): 132. arXiv:1508.07745. Bibcode:2016ApJ ... 817..132D. Дои:10.3847 / 0004-637X / 817/2/132. S2CID  54823427.
  16. ^ H1 Collaboration; Актас, А .; Андреев, В .; Anthonis, T .; Asmone, A .; Бабаев, А .; и другие. (2004). «Свидетельства узкого анти-очарованного барионного массового состояния». Письма по физике B. 588 (1–2): 17–28. arXiv:hep-ex / 0403017. Bibcode:2004ФЛБ..588 ... 17А. Дои:10.1016 / j.physletb.2004.03.012.
  17. ^ Коберлейн, Брайан (10 апреля 2014 г.). «Как открытие ЦЕРНом экзотических частиц может повлиять на астрофизику». Вселенная сегодня. Получено 14 апреля 2014./

Источники и дальнейшее чтение

внешняя ссылка