Экзотическая звезда

Эта статья находится на начальном уровне проработки, в одной из её версий выборочно используется текст из источника, распространяемого под свободной лицензией
Материал из энциклопедии Руниверсалис

Экзотическая звезда — гипотетический компактный астрономический объект, состоящий не только из электронов, протонов, нейтронов и мюонов, как обычные и нейтронные звёзды, а из других видов материи. Гравитационному коллапсу такой звезды препятствует давление вырожденного газа или другие квантовые эффекты. К экзотическим звёздам относят кварковые (в том числе странные) звёзды (состоящие из кварковой материи), а также звёзды, состоящие из гипотетических частиц, существование которых не доказано (например, преонные звёзды).

Кварковые и странные звёзды

Основная статья: Кварковая звезда

Под воздействием высокого давления, вызванного гравитационным сжатием, нейтроны звезды могут разделиться на составляющие их u- и d-кварки, и она становится, по существу, одним большим ядром. Такое гипотетическое состояние обозначают термином «кварковая звезда» или, если среди кварков есть странные, «странная звезда».

В апреле 2002 на основании данных, полученных космической обсерваторией «Чандра», было сделано предположение, что два объекта, которые ранее считались нейтронными звёздами, RX J1856.5-3754 и 3C58[en], могут оказаться кварковыми. Согласно известным законам физики, первая звезда была бы намного меньше, а вторая — намного холоднее, если бы они состояли из материи плотнее, чем нейтронная. Позднее более подробный анализ данных показал, что температура RX J1856.5-3754 не так высока, как считалось ранее, и этот объект был исключён из списка кандидатов в кварковые звёзды.[1]

Электрослабые звёзды

Основная статья: Электрослабая звезда

Электрослабая звезда — гипотетический тип экзотической звезды, в которой гравитационному коллапсу препятствует давление излучения, вызванное электрослабым горением[en].

Этот процесс происходит в объёме ядра звезды, сравнимом размерами с яблоком и массой приблизительно равной двум массам Земли.[2]

По предположению теоретиков, электрослабые звёзды могут возникать после коллапса сверхновых. Такие звёзды плотнее, чем кварковые, и могут формироваться, если давление вырожденного газа кварков уже не может противостоять гравитационному сжатию.[3] Такая фаза жизни звезды может длиться до 10 миллионов лет.[2][4][5][6]

Преонные звёзды

Основная статья: Преонная звезда

Преонная звезда — гипотетический тип звезды, которая состоит из преонов, вида элементарных частиц, которые также лишь теоретически предсказаны. Предполагается, что они имеют огромные плотности, превышающие 1023 кг/м3. Они могут иметь бо́льшие плотности, меньшие массы и более высокие светимости, чем кварковые и нейтронные звёзды. [7] Преонные звёзды могут образовываться после взрыва сверхновой или возникнуть сразу после Большого взрыва. Эти объекты могут, в принципе, наблюдаться в гамма-лучах или при гравитационном линзировании. Преонные звёзды являются кандидатами в составляющие тёмной материи.

С точки зрения общей теории относительности, звезда, радиус которой становится меньше её радиуса Шварцшильда, коллапсирует и становится чёрной дырой. Чтобы этого не произошло с преонной звездой, её радиус должен быть менее 40 метров, а масса — 0,013 солнечных масс.

Бозонные звёзды

Основная статья: Бозонная звезда

Бозонная звезда — гипотетический астрономический объект, состоящий из бозонов (в отличие от обычных звёзд, состоящей из фермионов). Для наличия объектов такого типа должен существовать стабильный тип бозона с малой массой. Такие звёзды могут быть обнаружены по гравитационному излучению, испускаемому двойной системой, состоящей из бозонных звёзд.[8][9] На 2002 год не существует наблюдательных доказательств существования таких звёзд.

Бозонные звёзды могут формироваться при гравитационном коллапсе на ранних стадиях Большого взрыва.[10]Сверхмассивные бозонные звёзды могут возникать, по крайне мере теоретически, в ядрах галактик, и это объяснило бы многие наблюдаемые свойства активных галактических ядер.[11] Бозонные звёзды также рассматриваются как возможная составляющая тёмной материи.[12]

Планковские звезды

Основная статья: Планковская звезда

Планковская звезда — гипотетический компактный астрономический объект, который образуется когда плотность энергии коллапсирующей звезды достигает планковской плотности энергии.

Примечания

  1. ↑ Ho W. C. G. et al. Magnetic hydrogen atmosphere models and the neutron star RX J1856.5–3754 (англ.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. : journal. — 2007. — Vol. 375, no. 2. — P. 821—830. — doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11376.x. — Bibcode: 2007MNRAS.375..821H. — arXiv:astro-ph/0612145v1.
  2. ↑ 2,0 2,1 D. Shiga. Exotic stars may mimic big bang (недоступная ссылка). New Scientist (4 января 2010). Дата обращения: 18 февраля 2010. Архивировано 18 февраля 2010 года.
  3. ↑ Theorists Propose a New Way to Shine -- And a New Kind of Star: 'Electroweak' (недоступная ссылка). ScienceDaily (15 декабря 2009). Дата обращения: 16 декабря 2009. Архивировано 16 декабря 2009 года.
  4. ↑ Theorists propose a new way to shine — and a new kind of star (недоступная ссылка). Astronomy Magazine (15 декабря 2009). Дата обращения: 16 декабря 2009. Архивировано 1 января 2010 года.
  5. ↑ Tudor Vieru. New Type of Cosmic Objects: Electroweak Stars (недоступная ссылка). Softpedia (15 декабря 2009). Дата обращения: 16 декабря 2009. Архивировано 18 декабря 2009 года.
  6. ↑ *Astronomers Predict New Class of 'Electroweak' Star. Technology Review (10 декабря 2009). Дата обращения: 16 декабря 2009. Архивировано 25 сентября 2012 года.
  7. ↑ Hannson, J; F. Sandin. Preon stars: a new class of cosmic compact objects (англ.) // Physics Letters B  (англ.) (рус. : journal. — 2005. — 9 June (vol. 616, no. 1—2). — P. 1—7. — doi:10.1016/j.physletb.2005.04.034. — Bibcode: 2005PhLB..616....1H. — arXiv:astro-ph/0410417.
  8. ↑ Schutz, Bernard F. Gravity from the ground up. — 3rd. — Cambridge University Press, 2003. — С. 143. — ISBN 0-521-45506-5.
  9. ↑ Palenzuela, C.; Lehner, L.; Liebling, S. L. Orbital dynamics of binary boson star systems (англ.) // Physical Review D : journal. — 2008. — Vol. 77, no. 4. — P. 044036. — doi:10.1103/PhysRevD.77.044036. — Bibcode: 2008PhRvD..77d4036P.
  10. ↑ Madsen, Mark S.; Liddle, Andrew R. The cosmological formation of boson stars (англ.) // Physics Letters B  (англ.) (рус. : journal. — 1990. — Vol. 251, no. 4. — P. 507. — doi:10.1016/0370-2693(90)90788-8. — Bibcode: 1990PhLB..251..507M.
  11. ↑ Torres, Diego F.; Capozziello, S.; Lambiase, G. Supermassive boson star at the galactic center? (англ.) // Physical Review D : journal. — 2000. — Vol. 62, no. 10. — P. 104012. — doi:10.1103/PhysRevD.62.104012. — Bibcode: 2000PhRvD..62j4012T. — arXiv:astro-ph/0004064.
  12. ↑ Sharma, R.; Karmakar, S.; Mukherjee, S. Boson star and dark matter (недоступная ссылка). arXiv. Дата обращения: 22 апреля 2009. Архивировано 28 августа 2017 года.

Ссылки

Источник — https://xn--h1ajim.xn--p1ai/index.php?title=Экзотическая_звезда&oldid=18472722