Войти
В астрономии термин компактная звезда (или компактный объект ) в совокупности относится к белым карликам, нейтронным звездам и черным дырам. Если подтвердится существование таких гипотетических плотных тел, в него войдут экзотические звезды. Все компактные объекты имеют высокую массу относительно их радиуса, что придает им очень высокую плотность по сравнению с обычной атомной материей.
Компактные звезды часто являются конечными точками звездной эволюции и в этом отношении также называются звездными остатками . 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 она имеет очень маленький радиус по сравнению с обычными звездами. Компактную звезду, не являющуюся черной дырой, можно назвать вырожденной звездой . 1 июня 2020 года астрономы сообщили о сужении источника быстрых радиовсплесков (FRB), которые теперь правдоподобно могут включать «слияния компактных объектов и магнетары, возникающие в результате обычного коллапса ядра сверхновые ".
Обычной конечной точкой звездной эволюции является образование компактной звезды.
Большинство звезд в конечном итоге дойдут до определенной точки в своей эволюции. когда внешнее радиационное давление от ядерных синтезов внутри ее внутренней части больше не может противостоять вездесущим гравитационным силам. Когда это происходит, звезда коллапсирует под собственным весом и подвергается процесс звездной смерти. 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.
Согласно последним данным Согласно пониманию, компактные звезды могли также образовываться во время разделения фаз ранней Вселенной после Большого взрыва. Исконное происхождение известных компактных объектов точно не установлено.
Хотя компактные звезды могут излучать и, таким образом, остывать и терять энергию, они не зависят от высоких температур для поддержания своей структуры, как обычные звезды. За исключением внешних возмущений и распада протона, они могут существовать практически вечно. Однако считается, что черные дыры окончательно испаряются из излучения Хокинга через триллионы лет. Согласно нашим текущим стандартным моделям физической космологии, все звезды в конечном итоге превратятся в холодные и темные компактные звезды к тому времени, когда Вселенная войдет в так называемую эру вырождения в очень далеком будущее.
Несколько более широкое определение компактных объектов часто включает более мелкие твердые объекты, такие как планеты, астероиды и кометы. Существует замечательное разнообразие звезд и других скоплений горячего вещества, но вся материя во Вселенной должна в конечном итоге превратиться в некую форму компактного звездного или субзвездного объекта, согласно современным теоретическим интерпретациям термодинамики.
Эскимосская туманность освещена белым карликом в центре. Звезды, называемые белыми или вырожденными карликами, состоят в основном из вырожденного вещества ; обычно ядра углерода и кислорода в море вырожденных электронов. Белые карлики возникают из ядер звезд главной последовательности и поэтому очень горячие, когда образуются. По мере остывания они будут краснеть и тускнеть, пока в конечном итоге не станут темными черными карликами. Белые карлики наблюдались в 19 веке, но их чрезвычайно высокая плотность и давление не были объяснены до 1920-х годов.
Уравнение состояния вырожденной материи является «мягким», что означает, что добавление большей массы приведет к уменьшению объекта. Продолжая добавлять массу к тому, что начиналось как белый карлик, объект сжимается, а его 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 пределу Чандрасекара - теоретическому верхнему пределу массы белого карлика, примерно в 1,4 раза 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 на нейтроны на обратный бета-распад. Равновесие сместится в сторону более тяжелых ядер, более богатых нейтронами, которые нестабильны при обычных плотностях. По мере увеличения плотности эти ядра становятся еще больше и менее прочно связаны. При критической плотности около 4 × 10 кг / м - называемой «нейтронной капельной линией » - атомное ядро будет иметь тенденцию растворяться на несвязанные протоны и нейтроны. При дальнейшем сжатии он в конечном итоге достигнет точки, в которой материя будет иметь плотность порядка атомного ядра - примерно 2 × 10 кг / м 2. При такой плотности материя будет состоять в основном из свободных нейтронов со световым рассеянием протонов и электронов.
Крабовидная туманность - это остаток сверхновой, содержащий Крабовидный пульсар, нейтронную звезду.В некоторых двойных звездах, содержащих белый карлик, масса передается от звезды-компаньона к белому карлику, что в конечном итоге приводит к превышению предела 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 неконтролируемое слияние углерода и кислорода, что приведет к сверхновой типа Ia, которая полностью разлетится на части. звезда до коллапса может стать необратимой. Если центр состоит в основном из магния или более тяжелых элементов, коллапс продолжается. 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 сожмется 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 радио пульсар, нейтронные звезды были предложены Бааде и Цвикки в 1933 году, всего через год после этого. нейтрон был открыт в 1932 году. Они поняли, что из-за такой плотности нейтронных звезд, при коллапсе обычной звезды в нейтронную звезду высвобождается большое количество гравитационной потенциальной энергии, что дает возможное объяснение сверхновым. 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 являются фермионами. Таким образом, они обеспечивают давление нейтронного вырождения для защиты нейтронной звезды от коллапса. Кроме того, отталкивающие нейтрон-нейтронные взаимодействия создают дополнительное давление. Подобно пределу 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.
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. космическая скорость на поверхности, уже по крайней мере ⁄ 3 скорость света, быстро достигает скорости света. В этот момент никакая энергия или материя не могут уйти, и образовалась черная дыра. Поскольку весь свет и материя захвачены в пределах горизонта событий, черная дыра выглядит действительно черной, за исключением возможности очень слабого излучения Хокинга. Предполагается, что коллапс продолжится внутри горизонта событий.
В классической теории общей теории относительности образуется гравитационная сингулярность, занимающая не более точки. Может произойти новая остановка катастрофического гравитационного коллапса с размером, сопоставимым с планковской длиной, но на таких длинах не существует известной теории гравитации, которая могла бы 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.
экзотическая звезда - это гипотетическая компактная звезда, состоящая не из электронов, протонов и нейтронов уравновешивается гравитационным коллапсом давлением вырождения или другими квантовыми свойствами. К ним относятся странные звезды (состоящие из странной материи ) и более спекулятивные преонные звезды (состоящие из преонов ).
Экзотические звезды являются гипотетическими, но наблюдения, проведенные Рентгеновской обсерваторией Чандра 10 апреля 2002 г., обнаружили 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 эти наблюдения вызывают скептицизм исследователей, которые говорят, что результаты не были окончательными.
Если нейтроны достаточно сжаты при высокой температуре, они распадутся на свои компоненты кварки, образуя так называемую кварковую материю. 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 мере он превратился в очень большой нуклон. Звезда в этом гипотетическом состоянии называется «кварковой звездой » или, точнее, «странной звездой». Пульсар 3C58 был предложен как возможная кварковая звезда. Считается, что большинство нейтронных звезд содержат ядро из кварковой материи, но оказалось, что это трудно определить с помощью наблюдений.
Преонные звезды - это предлагаемый тип компактных звезда, состоящая из преонов, группы гипотетических субатомных частиц. Предполагается, что преонные звезды будут иметь огромную плотность, превышающую 10 килограммов на кубический метр - промежуточное звено между кварковыми звездами и черными дырами. Преонные звезды могли образоваться в результате взрывов сверхновых или Большого взрыва ; однако текущие наблюдения с помощью ускорителей частиц говорят против существования преонов.
Q-звезды - это гипотетические компактные, более тяжелые нейтронные звезды с экзотическим состоянием вещества, где числа частиц сохраняются с радиусами менее чем в 1,5 раза соответствующий радиус Шварцшильда. Q-звезды еще называют «серыми дырами».
Электрослабая звезда - это теоретический тип экзотической звезды, в результате чего гравитационный коллапс звезды предотвращается радиационным давлением. от электрослабого горения, то есть энергии, выделяемой при преобразовании кварков в лептоны посредством электрослабой силы. Этот процесс происходит в объеме в ядре звезды размером примерно с яблоко, содержащем около двух масс Земли.
A бозонная звезда - гипотетический астрономический объект, образованный из частиц, называемых бозонами (обычные звезды образованы из фермионов ). 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 их можно обнаружить по гравитационному излучению, испускаемому парой вращающихся по орбите бозонных звезд.
Основан на принципе обобщенной неопределенности (GUP), предложенный некоторыми подходами к квантовой гравитации, такими как теория струн и двойная специальная теория относительности, было изучено влияние GUP на термодинамические свойства компактных звезд с двумя различными компонентами, недавно. 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.
