Экзотическая звезда
Гипотетические типы звезд

Экзотическая звезда — гипотетическая компактная звезда, состоящая из экзотической материи (не состоящей из электронов , протонов , нейтронов или мюонов ) и уравновешенная против гравитационного коллапса давлением вырождения или другими квантовыми свойствами.

Типы экзотических звезд включают в себя

Из различных типов предполагаемых экзотических звезд наиболее хорошо изученной и изученной является кварковая звезда , хотя ее существование не подтверждено.

В ньютоновской механике объекты, достаточно плотные, чтобы захватить любой испускаемый свет, называются темными звездами , [1] [2] [a] , в отличие от черных дыр в общей теории относительности . Однако то же самое название используется для гипотетических древних «звезд», которые получали энергию из темной материи .

Экзотические звезды являются гипотетическими — отчасти потому, что трудно детально проверить, как такие формы материи могут себя вести, а отчасти потому, что до появления молодой технологии гравитационно-волновой астрономии не существовало удовлетворительных средств обнаружения компактных астрофизических объектов, которые не излучают ни электромагнитным путем, ни посредством известных частиц. Хотя объекты-кандидаты иногда идентифицируются на основе косвенных доказательств, пока невозможно отличить их наблюдательные сигнатуры от сигнатур известных объектов.

Кварковые звезды и странные звезды

Кварковая звезда — это гипотетический объект, который возникает в результате распада нейтронов на составляющие их верхние и нижние кварки под действием гравитационного давления. Ожидается, что она будет меньше и плотнее нейтронной звезды и может существовать в этом новом состоянии неопределенно долго, если не добавить дополнительную массу. По сути, это один очень большой адрон . Кварковые звезды, содержащие странную материю, называются странными звездами .

На основании наблюдений, опубликованных рентгеновской обсерваторией Чандра 10 апреля 2002 года, два объекта, названные RX J1856.5−3754 и 3C 58 , были предложены в качестве кандидатов в кварковые звезды. Первый оказался намного меньше, а второй намного холоднее, чем ожидалось для нейтронной звезды, что позволяет предположить, что они состоят из материала, более плотного, чем нейтроний . Однако эти наблюдения были встречены скептически исследователями, которые заявили, что результаты не являются окончательными. [ кто? ] После дальнейшего анализа RX J1856.5−3754 был исключен из списка кандидатов в кварковые звезды. [3]

Электрослабые звезды

Электрослабая звезда — гипотетический тип экзотической звезды, в которой гравитационный коллапс звезды предотвращается радиационным давлением , возникающим в результате электрослабого горения ; то есть, энергией, высвобождаемой при превращении кварков в лептоны посредством электрослабой силы . [4] Этот предполагаемый процесс может происходить в объеме в ядре звезды размером примерно с яблоко , содержащем около двух масс Земли и достигающем температуры порядка 10 15  К (1 ПК). [5] [6]

Стадия жизни звезды, которая производит электрослабую звезду, теоретически происходит после коллапса сверхновой . Электрослабые звезды, как предсказывают, плотнее кварковых звезд и могут образовываться, когда гравитационное притяжение больше не может противостоять давлению вырождения кварков , но все еще может противостоять давлению излучения электрослабого горения. [7] Эта фаза жизни звезды может длиться более 10 миллионов лет. [6] [7] [8] [9] Эта фаза жизни звезды может длиться более 10 миллионов лет. [6]

Выход энергии электрослабой звезды ограничен скоростью поставки кварков, которая диктуется гравитационным коллапсом. Каждое взаимодействие преобразует девять кварков в три антилептона , нарушая сохранение барионного и лептонного числа , сохраняя при этом B−L , генерируя около 300  ГэВ за взаимодействие. Энергия диффундирует из звезды в виде смеси нейтрино и фотонов. Электрослабые звезды можно идентифицировать по равному количеству нейтрино, испускаемых всеми тремя поколениями, принимая во внимание нейтринные осцилляции . [5]


Преонные звезды

Преонная звезда — это предполагаемый тип компактной звезды, состоящей из преонов , группы гипотетических субатомных частиц . Ожидается, что преонные звезды будут иметь огромную плотность , превышающую 1023  кг/м 3 . Они могут иметь большую плотность, чем кварковые звезды, и они будут тяжелее, но меньше, чем белые карлики и нейтронные звезды. [10] Преонные звезды могли возникнуть в результате взрывов сверхновых или Большого взрыва . Такие объекты в принципе могут быть обнаружены посредством гравитационного линзирования гамма -лучей . Преонные звезды являются потенциальным кандидатом на темную материю . Однако текущие наблюдения [11] с ускорителей частиц говорят против существования преонов или, по крайней мере, не отдают приоритет их исследованию, поскольку единственный детектор частиц, в настоящее время способный исследовать очень высокие энергии ( Большой адронный коллайдер ), не предназначен специально для этого, и его исследовательская программа направлена ​​на другие области, такие как изучение бозона Хиггса , кварк-глюонной плазмы и доказательств, связанных с физикой за пределами Стандартной модели . [ необходимо разъяснение ]

Бозонные звезды

Бозонная звезда — гипотетический астрономический объект, образованный из частиц, называемых бозонами (обычные звезды образованы в основном из протонов и электронов, которые являются фермионами , но также содержат большую долю ядер гелия-4 , которые являются бозонами , и меньшее количество различных более тяжелых ядер, которые могут быть тем и другим). Для существования этого типа звезд должен существовать стабильный тип бозона с самоотталкивающим взаимодействием; одной из возможных частиц-кандидатов [12] является все еще гипотетический «аксион» (который также является кандидатом на еще не обнаруженные частицы «небарионной темной материи» , которые, по-видимому, составляют примерно 25% массы Вселенной). Предполагается [13] , что в отличие от обычных звезд (которые испускают излучение из-за гравитационного давления и ядерного синтеза), бозонные звезды будут прозрачными и невидимыми. Огромная гравитация компактной бозонной звезды будет искривлять свет вокруг объекта, создавая пустую область, напоминающую тень горизонта событий черной дыры . Как и черная дыра, бозонная звезда будет поглощать обычную материю из своего окружения, но из-за прозрачности материя (которая, вероятно, будет нагреваться и испускать излучение) будет видна в ее центре. Моделирование предполагает, что вращающиеся бозонные звезды будут иметь форму тора или «пончика», поскольку центробежные силы придадут бозонной материи такую ​​форму.

По состоянию на 2024 год [обновлять]нет существенных доказательств того, что такие звезды существуют. Однако, возможно, станет возможным обнаружить их по гравитационному излучению, испускаемому парой со-орбитальных бозонных звезд, [14] [15] и GW190521 , считающаяся наиболее энергичным слиянием черных дыр , может быть лобовым столкновением двух бозонных звезд. [16]

Бозонные звезды могли образоваться в результате гравитационного коллапса на начальных стадиях Большого взрыва. [17] По крайней мере, теоретически, сверхмассивная бозонная звезда может существовать в ядре галактики, что может объяснить многие наблюдаемые свойства активных галактических ядер . [18]

Бозонные звезды также были предложены в качестве кандидатов на роль объектов темной материи [19] , и была выдвинута гипотеза, что гало темной материи, окружающие большинство галактик, можно рассматривать как огромные «бозонные звезды» [20] .

Компактные бозонные звезды и бозонные оболочки часто изучаются с использованием таких полей, как массивные (или безмассовые) комплексные скалярные поля, калибровочное поле U(1) и гравитация с коническим потенциалом. Наличие положительной или отрицательной космологической постоянной в теории облегчает изучение этих объектов в пространствах де Ситтера и анти-де Ситтера . [21] [22] [23] [24] [25]

Бозонные звезды, состоящие из элементарных частиц со спином 1, были названы звездами Прока . [26]

Браатен, Мохапатра и Чжан (2016) предположили, что может существовать новый тип плотной аксионной звезды, в которой гравитация уравновешивается средним давлением поля конденсата Бозе-Эйнштейна аксиона . [27] Возможность существования плотных аксионных звезд была оспорена другой работой, которая не поддерживает это утверждение. [28]

Звезды Планка

В петлевой квантовой гравитации звезда Планка — гипотетически возможный астрономический объект , который создается, когда плотность энергии коллапсирующей звезды достигает плотности энергии Планка . При этих условиях, предполагая, что гравитация и пространство-время квантуются , возникает отталкивающая «сила», вытекающая из принципа неопределенности Гейзенберга . Другими словами, если гравитация и пространство-время квантуются , накопление массы-энергии внутри звезды Планка не может коллапсировать за пределы этого предела, образуя гравитационную сингулярность , поскольку это нарушило бы принцип неопределенности для самого пространства-времени. [29]

Q-звезды

Q-звезды — это гипотетические объекты, которые возникают из сверхновых или большого взрыва. Предполагается, что они достаточно массивны, чтобы искривлять пространство-время до такой степени, что часть, но не весь свет может вырваться с их поверхности. По прогнозам, они плотнее нейтронных звезд или даже кварковых звезд. [30]

Смотрите также


Сноски

  1. ^ Квантовые эффекты могут помешать образованию настоящих черных дыр и вместо этого привести к появлению плотных образований, называемых черными звездами . [2]

Ссылки

  1. ^ Виссер, Мэтт; Барсело, Карлос; Либерати, Стефано; Сонего, Себастьяно (февраль 2009 г.). «Маленькая, темная и тяжелая: но черная ли это дыра?». arXiv : 0902.0346v2 [gr-qc]. Виссер, Мэтт; Барсело, Карлос; Либерати, Стефано; Сонего, Себастьяно (2009). «Маленькая, темная и тяжелая: но черная ли это дыра?». arXiv : 0902.0346v2 [gr-qc].
  2. ^ ab Visser, Matt; Barcelo, Carlos; Liberati, Stefano; Sonego, Sebastiano (30 сентября 2009 г.). «Как квантовые эффекты могли создавать черные звезды, а не дыры». Scientific American . № октябрь 2009 г. Архивировано из оригинала 15 ноября 2013 г. Получено 25 декабря 2022 г. Первоначально опубликовано под названием «Black Stars, Not Holes» .
  3. ^ Truemper, JE; Burwitz, V.; Haberl, F.; Zavlin, VE (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 : 2004NuPhS.132..560T. doi : 10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.094. S2CID  425112.
  4. ^ Дай, Де-Чан; Лю, Артур; Старкман, Гленн; Стойкович, Деян (6 декабря 2010 г.). «Электрослабые звезды: как природа может извлечь выгоду из конечного топлива стандартной модели». Журнал космологии и астрочастичной физики . 2010 (12): 004. arXiv : 0912.0520 . Bibcode : 2010JCAP...12..004D. doi : 10.1088/1475-7516/2010/12/004. ISSN  1475-7516.
  5. ^ ab Dai, De-Chang; Lue, Arthur; Starkman, Glenn; Stojkovic, Dejan (6 декабря 2010 г.). "Электрослабые звезды: как природа может извлечь выгоду из конечного топлива стандартной модели". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2010 (12): 004. arXiv : 0912.0520 . Bibcode : 2010JCAP...12..004D. doi : 10.1088/1475-7516/2010/12/004. ISSN  1475-7516. S2CID  118417017.
  6. ^ abc Shiga, D. (4 января 2010 г.). "Экзотические звезды могут имитировать Большой взрыв". New Scientist . Архивировано из оригинала 18 января 2010 г. Получено 18 февраля 2010 г.
  7. ^ ab «Теоретики предлагают новый способ сиять — и новый тип звезды: „Электрослабые“» (пресс-релиз). Case Western Reserve University . 15 декабря 2009 г. Архивировано из оригинала 21 февраля 2020 г. Получено 16 декабря 2009 г. — через ScienceDaily .
  8. ^ Vieru, Tudor (15 декабря 2009 г.). "Новый тип космических объектов: электрослабые звезды". Softpedia . Архивировано из оригинала 18 декабря 2009 г. Получено 16 декабря 2009 г.
  9. ^ "Астрономы предсказывают новый класс 'электрослабых' звезд". Technology Review . 10 декабря 2009 г. Архивировано из оригинала 19 октября 2012 г. Получено 16 декабря 2009 г.
  10. ^ Hannson, J.; Sandin, F. (9 июня 2005 г.). «Преонные звезды: новый класс космических компактных объектов». Physics Letters B . 616 (1–2): 1–7. arXiv : astro-ph/0410417 . Bibcode :2005PhLB..616....1H. doi :10.1016/j.physletb.2005.04.034. S2CID  119063004.
  11. ^ Уилкинс, Аласдер (9 декабря 2010 г.). «Звезды настолько странные, что на их фоне черные дыры кажутся скучными». io9 . Архивировано из оригинала 28 марта 2014 г. Получено 12 сентября 2015 г.
  12. ^ Колб, Эдвард В.; Ткачев, Игорь И. (29 марта 1993 г.). «Аксионные миникластеры и звезды Бозе». Physical Review Letters . 71 (19): 3051–3054. arXiv : hep-ph/9303313 . Bibcode :1993PhRvL..71.3051K. doi :10.1103/PhysRevLett.71.3051. PMID  10054845. S2CID  16946913.
  13. ^ Кларк, Стюарт (15 июля 2017 г.). «О, Боже! (Астрономы, впервые заглянувшие в черное сердце нашей галактики, могут быть удивлены)». New Scientist . стр. 29.
  14. ^ Шутц, Бернард Ф. (2003). Гравитация с самого начала (3-е изд.). Cambridge University Press . стр. 143. ISBN 0-521-45506-5.
  15. ^ Palenzuela, C.; Lehner, L.; Liebling, SL (2008). "Орбитальная динамика двойных бозонных звездных систем". Physical Review D. 77 ( 4): 044036. arXiv : 0706.2435 . Bibcode : 2008PhRvD..77d4036P. doi : 10.1103/PhysRevD.77.044036. S2CID  115159490.
  16. ^ Бустильо, Хуан Кальдерон; Санчис-Гуаль, Николя; Торрес-Форне, Алехандро; Фонт, Хосе А.; Ваджпейи, Ави; Смит, Рори; и др. (2021). «GW190521 как слияние звезд Прока: потенциальный новый векторный бозон с энергией 8,7 × 10–13 эВ». Письма о физических отзывах . 126 (8): 081101. arXiv : 2009.05376 . doi :10.1103/PhysRevLett.126.081101. hdl : 10773/31565. PMID  33709746. S2CID  231719224.
  17. ^ Мэдсен, Марк С.; Лиддл, Эндрю Р. (1990). «Космологическое образование бозонных звезд». Physics Letters B. 251 ( 4): 507. Bibcode : 1990PhLB..251..507M. doi : 10.1016/0370-2693(90)90788-8.
  18. ^ Торрес, Диего Ф.; Капоцциелло, С.; Ламбиазе, Г. (2000). «Сверхмассивная бозонная звезда в галактическом центре?». Physical Review D. 62 ( 10): 104012. arXiv : astro-ph/0004064 . Bibcode : 2000PhRvD..62j4012T. doi : 10.1103/PhysRevD.62.104012. S2CID  16670960.
  19. ^ Шарма, Р.; Кармакар, С.; Мукерджи, С. (2008). «Бозонная звезда и темная материя». arXiv : 0812.3470 [gr-qc].
  20. ^ Ли, Чжэ-вон; Ко, Ин-гай (1996). «Галактические гало как бозонные звезды». Physical Review D. 53 ( 4): 2236–2239. arXiv : hep-ph/9507385 . Bibcode : 1996PhRvD..53.2236L. doi : 10.1103/PhysRevD.53.2236. PMID  10020213. S2CID  16914311.
  21. ^ Кумар, С.; Кулшрешта, У.; Кулшрешта, Д.С. (2016). «Заряженные компактные бозонные звезды и оболочки в присутствии космологической постоянной». Physical Review D. 94 ( 12): 125023. arXiv : 1709.09449 . Bibcode : 2016PhRvD..94l5023K. doi : 10.1103/PhysRevD.94.125023. S2CID  54590086.
  22. ^ Кумар, С.; Кулшрешта, У.; Кулшрешта, Д.С. (2016). «Заряженные компактные бозонные звезды и оболочки в присутствии космологической постоянной». Physical Review D. 93 ( 10): 101501. arXiv : 1605.02925 . Bibcode : 2016PhRvD..93j1501K. doi : 10.1103/PhysRevD.93.101501. S2CID  118474697.
  23. ^ Kleihaus, B.; Kunz, J.; Lammerzahl, C.; List, M. (2010). «Бозонные оболочки, вмещающие заряженные черные дыры». Physical Review D. 82 ( 10): 104050. arXiv : 1007.1630 . Bibcode : 2010PhRvD..82j4050K. doi : 10.1103/PhysRevD.82.104050. S2CID  119266501.
  24. ^ Hartmann, B.; Kleihaus, B.; Kunz, J.; Schaffer, I. (2013). "Компактные (A)dS-бозонные звезды и оболочки". Physical Review D. 88 ( 12): 124033. arXiv : 1310.3632 . Bibcode : 2013PhRvD..88l4033H. doi : 10.1103/PhysRevD.88.124033. S2CID  118721877.
  25. ^ Кумар, С.; Кулшрешта, У.; Кулшрешта, Д.С.; Кален, С.; Кунц, Дж. (2017). «Некоторые новые результаты по заряженным компактным бозонным звездам». Physics Letters B . 772 : 615–620. arXiv : 1709.09445 . Bibcode :2017PhLB..772..615K. doi :10.1016/j.physletb.2017.07.041. S2CID  119375441.
  26. ^ Брито, Ричард; Кардосо, Витор; Эрдейро, Карлос AR; Раду, Эуген (январь 2016 г.). «Звезды Прока: гравитирующие конденсаты Бозе–Эйнштейна массивных частиц со спином 1». Physics Letters B . 752 : 291–295. arXiv : 1508.05395 . Bibcode :2016PhLB..752..291B. doi :10.1016/j.physletb.2015.11.051. hdl : 11573/1284757 . S2CID  119110645. Архивировано из оригинала 25 ноября 2021 г. . Получено 25 июля 2021 г. .
  27. ^ Braaten, Eric; Mohapatra, Abhishek; Zhang, Hong (2016). "Плотные аксионные звезды". Physical Review Letters . 117 (12): 121801. arXiv : 1512.00108 . Bibcode : 2016PhRvL.117l1801B. doi : 10.1103/PhysRevLett.117.121801. PMID  27689265. S2CID  34997021. Архивировано из оригинала 28 апреля 2020 г. Получено 26 сентября 2018 г.
  28. ^ Визинелли, Лука; Баум, Себастьян; Редондо, Хавьер; Фриз, Кэтрин; Вильчек, Франк (2018). «Разбавленные и плотные аксионные звезды». Physics Letters B . 777 : 64–72. arXiv : 1710.08910 . Bibcode :2018PhLB..777...64V. doi :10.1016/j.physletb.2017.12.010. S2CID  56044599.
  29. ^ Ровелли, Карло; Видотто, Франческа (2014). «Планковские звезды». International Journal of Modern Physics D . 23 (12): 1442026. arXiv : 1401.6562 . Bibcode :2014IJMPD..2342026R. doi :10.1142/S0218271814420267. S2CID  118917980.
  30. ^ Бахколл, Сафи; Линн, Брайан В.; Селипски, Стивен Б. (5 февраля 1990 г.). «Являются ли нейтронные звезды Q-звездами?». Nuclear Physics B. 331 ( 1): 67–79. Bibcode : 1990NuPhB.331...67B. doi : 10.1016/0550-3213(90)90018-9 . ISSN  0550-3213.

Источники

  • Ханссон, Йохан (2007). «Иерархия космических компактных объектов – без черных дыр» (PDF) . Acta Physica Polonica B . 38 (1): 91. arXiv : astro-ph/0603342 . Bibcode :2007AcPPB..38...91H. Архивировано из оригинала (PDF) 29 апреля 2014 г.
  • Ханссон, Йохан; Сандин, Фредрик (2007). «Наблюдательное наследие преонных звезд: исследование новой физики за пределами CERN LHC». Physical Review D. 76 ( 12): 125006. arXiv : astro-ph/0701768 . Bibcode : 2007PhRvD..76l5006S. doi : 10.1103/PhysRevD.76.125006. S2CID  116307455.
  • Хорват, Дж. Э. (2007). «Ограничения на сверхплотные преонные звезды и сценарии их формирования». Астрофизика и космическая наука . 307 (4): 419–422. arXiv : astro-ph/0702288 . Bibcode : 2007Ap&SS.307..419H. doi : 10.1007/s10509-007-9392-0. S2CID  16414712.
  • Сандин, Фредрик (2007). Экзотические фазы материи в компактных звездах. Кафедра прикладной физики и машиностроения / Отделение физики (диссертация на степень доктора философии). Лулео, Швеция: Luleå Tekniska Universitet [Технологический университет Лулео]. ISSN  1402-1544.
  • «Расщепление кварка». Nature . Ноябрь 2007.
  • «Новый способ сиять, новый вид звезд». SpaceDaily . 16 декабря 2009 г. Получено 16 декабря 2009 г.
  • Miller, JC; Shahbaz, T.; Nolan, LA (1997). «Являются ли Q-звезды серьезной угрозой для кандидатов в черные дыры звездной массы?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 294 (2): L25–L29. arXiv : astro-ph/9708065 . doi : 10.1111/j.1365-8711.1998.01384.x. S2CID  715726.
  • Абрамович, Марек А.; Клузняк, Влодек; Ласота, Жан-Пьер (2002). «Нет наблюдательного доказательства горизонта событий черной дыры». Астрономия и астрофизика . 396 (3): L31–L34. arXiv : astro-ph/0207270 . Bibcode : 2002A&A...396L..31A. doi : 10.1051/0004-6361:20021645. S2CID  9771972.
  • «Могут ли преонные звезды раскрыть скрытую реальность?». New Scientist . № 2643. 6 февраля 2008 г.
  • «Микрозвездам, возможно, удастся избежать участи черных дыр». New Scientist . № 2472. 6 ноября 2008 г.
  • Дай, Де-Чан; Лю, Артур; Старкман, Гленн; Стойкович, Деян (2010). «Электрослабые звезды: как природа может извлечь выгоду из конечного топлива стандартной модели». Журнал космологии и астрочастичной физики . 2010 (12): 004. arXiv : 0912.0520 . Bibcode : 2010JCAP...12..004D. doi : 10.1088/1475-7516/2010/12/004. S2CID  118417017.
  • «Теоретики предлагают новый способ сиять — и новый тип звезды: «электрослабая»». ScienceDaily . 15 декабря 2009 г. Получено 16 декабря 2009 г.
  • «Новый способ сиять, новый вид звезды». SpaceDaily . 16 декабря 2009 г. Получено 16 декабря 2009 г.
  • «Теоретики предлагают новый способ светить — и новый тип звезд». Журнал Astronomy . 15 декабря 2009 г. Получено 16 декабря 2009 г.
  • «Астрономы предсказывают новый класс „электрослабых“ звезд». Обзор технологий . 10 декабря 2009 г. Архивировано из оригинала 19 октября 2012 г. Получено 16 декабря 2009 г.
  • Виеру, Тудор (15 декабря 2009 г.). "Новый тип космических объектов: Электрослабые звезды". Softpedia . Получено 16 декабря 2009 г.
  • Дай, Де-Чан; Лю, Артур; Старкман, Гленн; Стойкович, Деян (2010). «Электрослабые звезды: как природа может извлечь выгоду из конечного топлива стандартной модели». Журнал космологии и астрочастичной физики . 2010 (12): 004. arXiv : 0912.0520 . Bibcode : 2010JCAP...12..004D. doi : 10.1088/1475-7516/2010/12/004. S2CID  118417017.


Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Экзотическая_звезда&oldid=1260051225#Бозоновые_звезды"