Kompakt csillag

Kompakt csillag ( kompakt objektum ) – fehér törpék , neutroncsillagok és fekete lyukak együtt . A kifejezés magában foglalja az egzotikus csillagokat is , ha ilyen feltételezett sűrű testeket találnak. Minden kompakt tárgynak nagy a tömege a sugarához képest, ami nagyon nagy sűrűséget biztosít a közönséges atomanyaghoz képest .

A kompakt csillagok gyakran a csillagfejlődés végállapotát jelentik , és e tekintetben csillagmaradványoknak is nevezik őket. A csillagmaradvány állapota és típusa elsősorban annak a csillagnak a tömegétől függ, amelyből keletkezett. A kétértelmű kompakt csillag kifejezést gyakran használják, ha a csillag pontos természete nem ismert, de a bizonyítékok arra utalnak, hogy sugara nagyon kicsi a közönséges csillagokhoz képest . Egy kompakt csillagot, amely nem fekete lyuk, degenerált csillagnak nevezhetjük.

Formáció

Általában a csillagfejlődés végső állapota egy kompakt csillag kialakulása.

A legtöbb csillag előbb-utóbb eljut evolúciójának végállapotába, amikor a belső terükben a magfúziókból származó külső sugárzási nyomás már nem tud ellenállni a gravitációs erőknek. Amikor ez megtörténik, a csillag összeesik saját súlya alatt, és csillaghalálon megy keresztül . A legtöbb csillag esetében ez egy nagyon sűrű és tömör csillagmaradványt eredményez, amelyet kompakt csillagnak is neveznek.

A kompakt csillagok nem termelnek belső energiát, hanem a fekete lyukak kivételével több millió évnyi energiafelesleget sugároznak ki az összeomlás után [1] .

A jelenlegi felfogás szerint kompakt csillagok az ősrobbanást követően a korai Univerzum fázisszétválása során is kialakulhattak . A korai univerzumban ismert kompakt objektumok eredeti eredetét nem határozták meg pontosan.

Élettartam

Bár a kompakt csillagok sugározhatnak, ezért lehűlnek és energiát veszítenek, szerkezetük megőrzése nem függ a magas hőmérséklettől, mint a hagyományos csillagok. A külső perturbációk és a protonok bomlása kivételével nagyon hosszú ideig fennmaradhatnak. Úgy gondolják azonban, hogy a fekete lyukak végül is elpárolognak a Hawking-sugárzás hatására több billió év után. A jelenlegi szabványos fizikai kozmológiai modelljeink szerint minden csillag hideg és sötét kompakt csillaggá válik, amikor a világegyetem a nagyon távoli jövőben az úgynevezett degenerált korszakba lép.

A kompakt objektumok valamivel tágabb meghatározása gyakran magában foglalja a kisebb, szilárd objektumokat , például a bolygókat , aszteroidákat és az üstökösöket . A csillagok és a forró anyag egyéb gyűjteményének széles skálája létezik, de a termodinamika szerint az univerzumban lévő összes anyagnak végül valamilyen kompakt csillag- vagy csillagalatti objektummá kell válnia.

Fehér törpék

A fehér vagy degenerált törpéknek nevezett csillagok többnyire degenerált anyagból állnak ; általában szén és oxigén atommagok a degenerált elektronok tengerében. A fehér törpék a fő sorozatú csillagok magjából származnak, ezért kialakulásukkor nagyon forróak. Ahogy lehűlnek, vörösre válnak és elhalványulnak, míg végül sötét fekete törpék lesznek . A fehér törpéket a 19. században figyelték meg, de a rendkívül nagy sűrűségüket és nyomásukat csak az 1920-as években magyarázták meg.

A degenerált anyag állapotegyenlete "lágy", ami azt jelenti, hogy nagyobb tömeg hozzáadásával az objektum kisebb lesz. Ahogy tovább növeli a tömegét a mostani fehér törpecsillagnak, az objektum zsugorodik, és a központi sűrűség még nagyobb lesz a nagyobb degenerált elektronenergiákkal. A csillag sugara néhány ezer kilométerre zsugorodik, és tömege megközelíti a fehér törpe tömegének elméleti felső határát, a Chandrasekhar határt , amely körülbelül 1,4-szerese a Nap tömegének (M☉).

Ha kivennénk az anyagot fehér törpénk középpontjából, és elkezdenénk lassan összenyomni, először azt látnánk, hogy az elektronok atommagokkal egyesülni kényszerülnek, és fordított béta-bomlás útján protonjaikat neutronokká alakítják . Az egyensúly a nehezebb, neutronban gazdagabb atommagok felé tolódik el, amelyek normál sűrűség mellett nem stabilak. A sűrűség növekedésével ezek a magok nagyobbak és kevésbé kapcsolódnak egymáshoz. Körülbelül 4 ⋅10 14 kg/m 3 kritikus sűrűségnél ,  amelyet nukleáris cseppvonalnak neveznek , az atommag hajlamos protonokká és neutronokká bomlani. Végül elérnénk azt a pontot, ahol az anyag sűrűsége (kb. 2 ⋅10 17 kg/m 3 ) atommag. Jelenleg elsősorban szabad neutronokról beszélünk, amelyekben kisszámú proton és elektron van.

Neutroncsillagok

Egyes , egyetlen fehér törpével rendelkező kettőscsillagokban a tömeg átkerül a kísérőcsillagról a fehér törpére, aminek következtében a csillag túllépi a Chandrasekhar határértéket . Az elektronok reakcióba lépnek a protonokkal, és neutronokat képeznek, és így már nem biztosítják a szükséges nyomást a gravitáció ellenállásához, ami a csillag összeomlását okozza. Ha a csillag középpontja nagyrészt szénből és oxigénből áll, akkor egy ilyen gravitációs összeomlás a szén és az oxigén elszabadult összeolvadását okozná, aminek következtében az Ia típusú szupernóva teljesen szétrobbanna, és a csillagok tömegének egy részét leadná, mielőtt az összeomlás bekövetkezne. visszafordíthatatlan. Ha a csillag középpontja főleg magnéziumból vagy nehezebb elemekből áll, akkor az összeomlás folytatódik [2] [3] [4] . Ahogy a sűrűség tovább növekszik, a megmaradt elektronok reakcióba lépnek a protonokkal, és több neutront termelnek. Az összeomlás addig tart, amíg (nagyobb sűrűségnél) a neutronok degenerálódnak. Új egyensúlyi helyzet akkor lehetséges, ha a csillag három nagyságrenddel 10-20 km-es sugárra zsugorodik. Ez egy neutroncsillag .

Bár az első neutroncsillagot 1967-ben figyelték meg, amikor felfedezték az első rádiópulzárt , elméletileg Baade és Zwicky 1933-ban jósolta meg a neutroncsillagokat, mindössze egy évvel a neutron 1932-es felfedezése után. Felismerték, hogy mivel a neutroncsillagok olyan sűrűek, egy közönséges csillag neutroncsillaggá összeomlása nagy mennyiségű potenciális gravitációs energiát szabadít fel, ami a szupernóvák lehetséges magyarázata [5] [6] [7] . Ilyen szupernóvák (Ib, Ic és II típusú ) akkor fordulnak elő, amikor egy hatalmas csillag vasmagja meghaladja a Chandrasekhar határértéket, és neutroncsillaggá omlik össze.

Az elektronokhoz hasonlóan a neutronok is fermionok . Ezért neutrondegenerációs nyomást biztosítanak, hogy megakadályozzák a neutroncsillag összeomlását. Ezenkívül a taszító neutron-neutron kölcsönhatások további nyomást biztosítanak. A fehér törpék Chandrasekhar határértékéhez hasonlóan a neutroncsillagok esetében is létezik tömeghatár: a Tolman–Oppenheimer–Volkov határ , ahol ezek az erők már nem elegendőek a csillag megtartásához. Mivel a sűrű hadronanyagban lévő erők még nem teljesen ismertek, ez a határ nem pontosan ismert, de úgy vélik, hogy 2,01 és 2,16 M ⊙ között van . Ha több tömeg esik a neutroncsillagra, végül eléri ezt a tömeghatárt, és a csillag összeomlik.

Fekete lyukak

Ahogy egyre több tömeg halmozódik fel, az egyensúly elveszíti a gravitációs összeomlást, és eléri a határát. A csillag nyomása nem elegendő a gravitáció kiegyensúlyozásához, és ezredmásodpercek alatt katasztrofális gravitációs összeomlás következik be. A felszínen a szökési sebesség már legalább a fénysebesség 1/3-a, és gyorsan eléri a fénysebességet. Sem energia, sem anyag nem hagyhatja el ezt a tartományt: fekete lyuk keletkezik . Minden fényt az eseményhorizonton belül rögzítenek , így a fekete lyuk valóban feketének tűnik , kivéve a Hawking-sugárzás lehetőségét . Az összeomlás várhatóan folytatódik.

A klasszikus általános relativitáselméletben gravitációs szingularitás jön létre, amelynek mérete nem nagyobb, mint egy pont . Lehetséges, hogy a katasztrofális gravitációs összeomlás ismét megáll a Planck-hosszhoz hasonló méretben , de ilyen hosszúságoknál nincs ismert gravitációs elmélet, amely előre jelezhetné a következményeket. Ha bármilyen extra tömeget adunk egy fekete lyukhoz, akkor az eseményhorizont sugara lineárisan megnövekszik a központi szingularitás tömegének függvényében. Ez bizonyos változásokat okoz a fekete lyuk tulajdonságaiban, például az árapály-erők csökkenését az eseményhorizont közelében, valamint a gravitációs tér erősségének csökkenését az eseményhorizonton. A tömegnövekedéssel kapcsolatban azonban nem lesz további minőségi változás a szerkezetben.

Alternatív fekete lyuk modellek

Egzotikus csillagok

Az egzotikus csillag egy hipotetikus kompakt csillag, amely elektronoktól , protonoktól és neutronoktól  eltérő részecskékből állkiegyensúlyozott gravitációs összeomlást mutat a degenerált gáznyomás vagy más kvantumtulajdonságok következtében. Ide tartoznak a furcsa csillagok (különös anyagokból állnak) és a spekulatívabb preoncsillagok ( preonokból állnak ).

Az egzotikus csillagok hipotetikusak, de a Chandra X-ray Observatory által 2002. április 10-én közzétett megfigyelések két furcsa csillagjelöltet találtak, az RX J1856.5-3754 és 3C58 jeleket , amelyeket korábban neutroncsillagoknak tartottak. A fizika ismert törvényei alapján az előbbi sokkal kisebbnek, az utóbbi pedig sokkal hidegebbnek tűnt a kelleténél, feltételezve, hogy a neutróniumnál sűrűbb anyagból készültek . Ezeket a megfigyeléseket azonban szkepticizmussal fogadják a kutatók, akik szerint az eredmények nem meggyőzőek.

Kvark csillagok és furcsa csillagok

Ha a neutronokat elég erősen összenyomják magas hőmérsékleten, akkor kvarkjaikká bomlanak , és úgynevezett kvarkanyagot képeznek. Ebben az esetben a csillag tovább zsugorodik és sűrűbbé válik, de ahelyett, hogy teljesen összeomlana egy fekete lyukkal, lehetséges, hogy a csillag stabilizálódhat és korlátlan ideig fennmaradhat ebben az állapotban, amíg a tömeg hozzáadódik. Bizonyos mértékig nagyon nagy nukleonná vált . Az A típusú csillagot ebben a hipotetikus állapotban kvarkcsillagnak , pontosabban "furcsa csillagnak" nevezik. A 3C58 pulzárt lehetséges kvarkcsillagként javasolták. A legtöbb neutroncsillagról azt gondolják, hogy kvarkanyag magja van, de ezt megfigyelések révén nehéz meghatározni.

Preon csillagok

A preoncsillag a preonokból , hipotetikus szubatomi részecskék csoportjából álló kompakt csillagok javasolt típusa . Feltételezik, hogy a preoncsillagok sűrűsége meghaladja a 10 23 kg/köbmétert – ez egy köztes kapcsolat a kvarkcsillagok és a fekete lyukak között. A preoncsillagok származhatnak szupernóva-robbanásokból vagy az Ősrobbanásból ; a jelenlegi részecskegyorsító megfigyelések azonban nem utalnak preonok létezésére.

Q csillagok

A Q-csillagok hipotetikus kompakt, nehezebb neutroncsillagok, egzotikus halmazállapotúak, ahol a részecskék száma a megfelelő Schwarzschild-sugárnál másfélszer kisebb sugárral konzervált . A Q csillagokat „szürke lyukaknak” is nevezik.

Electroweak csillagok

Az elektrogyenge csillag az egzotikus csillagok  elméleti típusa, amelyben a csillag gravitációs összeomlását az elektrogyenge égésből származó sugárzási nyomás akadályozza meg , vagyis az az energia, amely akkor szabadul fel, amikor a kvarkokat az elektrogyenge erő hatására leptonokká alakítják . Ez a folyamat egy csillag magjában lévő, körülbelül egy alma méretű térfogatban játszódik le , amely körülbelül két földtömeget tartalmaz. [9]

Bosonic star

A bozonikus csillag  egy hipotetikus csillagászati ​​objektum, amely bozonoknak nevezett részecskékből képződik (a közönséges csillagok fermionokból képződnek ). Ahhoz, hogy ilyen típusú csillagok létezzenek, léteznie kell egy stabil típusú bozonnak, amely visszataszító önműködéssel rendelkezik. 2016-ban nincs jelentős bizonyíték arra, hogy ilyen csillag létezik. Kimutatásuk azonban lehetséges egy pár együtt forgó bozonikus csillag által kibocsátott gravitációs sugárzásból. [tíz]

Kompakt relativisztikus objektumok és az általánosított bizonytalanság elve

A közelmúltban a kvantumgravitáció egyes megközelítései, például a húrelmélet és a kettős speciális relativitáselmélet által javasolt általános bizonytalansági elv alapján tanulmányozták az általánosított bizonytalansági elv hatását a két különböző komponensű kompakt csillagok termodinamikai tulajdonságaira. [11] A. Tawfik megjegyezte, hogy a kvantumgravitációs korrekció megléte hajlamos ellenállni a csillagok összeomlásának, ha az általános bizonytalansági elv paramétere a Planck-skála és az elektrogyenge skála közötti értékeket veszi fel. Más megközelítésekhez képest azt találták, hogy a kompakt csillagok sugarának kisebbnek kell lennie, és az energia növekedése csökkenti a kompakt csillagok sugarait.

Jegyzetek

  1. ↑ Tauris, T.M.; J. van den Heuvel, EP Formation and Evolution of Compact Stellar X-ray Sources  . – 2003.
  2. ↑ M.; Hashimoto. II. típusú szupernóvák 8–10 naptömegű aszimptotikus óriás ágcsillagból  (angolul)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1993. - Vol. 414 . — P.L105 . - doi : 10.1086/187007 . - Iránykód .
  3. ↑ C.; Ritossa. A szénégetéssel feldolgozott elektrondegenerált magokat alkotó csillagok evolúciójáról. II. Izotópbőség és hőimpulzusok 10 M napmodellben egy maggal és alkalmazások hosszú periódusú változókra, klasszikus újdonságokra és accretion-induced Collapsere  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1996. - Vol. 460 . - 489. o . - doi : 10.1086/176987 . - .
  4. ↑ S.; Wanajo. Ther-Process in Supernova Explosions from the Collapse of O-Ne-Mg Cores  //  The Astrophysical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 2003. - Vol. 593 , sz. 2 . - P. 968-979 . - doi : 10.1086/376617 . - . - arXiv : astro-ph/0302262 .
  5. ↑ DE; Osterbrock. Valójában ki találta ki a szupernóva szót? Ki jósolta meg először a neutroncsillagokat? (angol)  // Bulletin of the American Astronomical Society : folyóirat. - 2001. - 20. évf. 33 . — 1330. o . - Iránykód .
  6. ↑ W.; Baade. On Super-Novae (angol)  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America  : Journal. - 1934. - 1. évf. 20 , sz. 5 . - 254-259 . - doi : 10.1073/pnas.20.5.254 . - . — PMID 16587881 .  
  7. ↑ W.; Baade. Cosmic Rays from Super-Novae (angol)  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America  : folyóirat. - 1934. - 1. évf. 20 , sz. 5 . - 259-263 . o . - doi : 10.1073/pnas.20.5.259 . - . — PMID 16587882 .  
  8. ↑ Visser, M. (2009), Kicsi, sötét és nehéz: De ez egy fekete lyuk?, arΧiv : 0902.0346 . 
  9. ↑ Shiga. Az egzotikus csillagok az ősrobbanást utánozhatják . New Scientist (2010. január 4.). Letöltve: 2010. február 18. Az eredetiből archiválva : 2010. január 18..
  10. ↑ Palenzuela, C. Kettős bozoncsillagrendszerek orbitális dinamikája  // Physical Review D  : Journal  . - 2008. - Vol. 77 , sz. 4 . - doi : 10.1103/PhysRevD.77.044036 . - . - arXiv : 0706.2435 .
  11. ↑ Ahmed Farag Ali és A. Tawfik, Int. J. Mod. Phys. D22 (2013) 1350020 Archiválva : 2020. augusztus 1. a Wayback Machine -nél

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Bibliográfiai katalógusokban