Kompakt stjerne

Kompakt stjerne ( kompakt objekt ) - sammen hvide dværge , neutronstjerner og sorte huller . Udtrykket omfatter også eksotiske stjerner , hvis der findes sådanne hypotetiske tætte kroppe. Alle kompakte genstande har en stor masse i forhold til deres radius, hvilket giver dem en meget høj tæthed sammenlignet med almindeligt atomstof .

Kompakte stjerner er ofte sluttilstanden for stjerneudvikling og omtales også som stjernerester i denne henseende. Tilstanden og typen af ​​en stjernerest afhænger primært af massen af ​​den stjerne, hvorfra den er dannet. Det tvetydige udtryk kompakt stjerne bruges ofte, når stjernens nøjagtige natur ikke kendes, men beviser tyder på, at den har en meget lille radius sammenlignet med almindelige stjerner . En kompakt stjerne, der ikke er et sort hul, kan kaldes en degenereret stjerne.

Formation

Normalt er den endelige tilstand af stjerneudvikling dannelsen af ​​en kompakt stjerne.

De fleste stjerner vil med tiden komme til sluttilstanden af ​​deres udvikling, når det ydre strålingstryk fra kernefusioner i deres indre rum ikke længere kan modstå gravitationskræfterne. Når dette sker, kollapser stjernen under sin egen vægt og gennemgår stjernedød . For de fleste stjerner resulterer dette i en meget tæt og kompakt stjernerest, også kendt som en kompakt stjerne.

Kompakte stjerner producerer ikke intern energi, men vil med undtagelse af sorte huller udstråle millioner af år med overskydende energi tilbage efter kollapset [1] .

Ifølge den nuværende forståelse kunne kompakte stjerner også være dannet under en faseadskillelse i det tidlige univers efter Big Bang . Den oprindelige oprindelse af de kendte kompakte objekter i det tidlige univers er ikke blevet præcist bestemt.

Levetid

Selvom kompakte stjerner kan udstråle, og derfor afkøles og tabe energi, er de ikke afhængige af høje temperaturer for at bevare deres struktur, som normale stjerner gør. Med undtagelse af eksterne forstyrrelser og nedbrydning af protoner kan de vare ved i meget lang tid. Det menes dog, at sorte huller endelig fordamper på grund af Hawking-stråling efter billioner af år. Ifølge vores nuværende standardmodeller for fysisk kosmologi vil alle stjerner med tiden blive kolde og mørke kompakte stjerner, når universet går ind i det, der er kendt som den degenererede æra i en meget fjern fremtid.

En noget bredere definition af kompakte objekter inkluderer ofte mindre, solide objekter såsom planeter , asteroider og kometer . Der findes en lang række stjerner og andre samlinger af varmt stof, men ifølge termodynamikken skal alt stof i universet til sidst blive en form for kompakte stjerne- eller substellare objekter.

Hvide dværge

Stjerner, kaldet hvide eller degenererede dværge , består for det meste af degenereret stof ; normalt kulstof- og iltkerner i et hav af degenererede elektroner. Hvide dværge stammer fra kernerne af hovedsekvensstjerner og er derfor meget varme, når de dannes. Når de afkøles, bliver de røde og falmer, indtil de til sidst bliver mørkesorte dværge . Hvide dværge blev observeret i det 19. århundrede, men den ekstremt høje tæthed og tryk, de udviste, blev først forklaret i 1920'erne.

Tilstandsligningen for degenereret stof er "blød", hvilket betyder at tilføjelse af mere masse vil gøre objektet mindre. Da det fortsætter med at tilføje masse til det, der nu er en hvid dværgstjerne, krymper objektet, og den centrale tæthed bliver endnu større med højere degenererede elektronenergier. Stjernens radius skrumper til et par tusinde kilometer, og massen nærmer sig den teoretiske øvre grænse for massen af ​​en hvid dværg, Chandrasekhar-grænsen , omkring 1,4 gange Solens masse (M☉).

Hvis vi skulle tage stof fra midten af ​​vores hvide dværg og langsomt begynde at komprimere det, ville vi først se, at elektroner er tvunget til at kombinere med kerner og omdanne deres protoner til neutroner ved omvendt beta-henfald. Ligevægten ville skifte mod tungere, neutronrigere kerner, som ikke er stabile ved normale tætheder. Når tætheden øges, bliver disse kerner større og mindre forbundet. Ved en kritisk tæthed på omkring 4 ⋅10 14 kg/m 3 , kaldet den nukleare dryplinje , har atomkernen tendens til at henfalde til protoner og neutroner. Til sidst ville vi nå et punkt, hvor stof har en massefylde (ca. 2 ⋅10 17 kg/m 3 ) af en atomkerne. I øjeblikket taler vi hovedsageligt om frie neutroner med et lille antal protoner og elektroner.  

Neutronstjerner

I nogle dobbeltstjerner med en enkelt hvid dværg overføres massen fra følgestjernen til den hvide dværg, hvilket får stjernen til at overskride Chandrasekhar-grænsen . Elektronerne reagerer med protoner for at danne neutroner og giver dermed ikke længere det nødvendige tryk til at modstå tyngdekraften, hvilket får stjernen til at kollapse. Hvis centrum af stjernen hovedsageligt består af kulstof og ilt, ville et sådant gravitationssammenbrud forårsage en løbsk sammensmeltning af kulstof og ilt, hvilket får Type Ia-supernovaen til at sprænge fuldstændigt fra hinanden og udskille noget af stjernemassen, før kollapset bliver irreversible. Hvis stjernens centrum hovedsageligt består af magnesium eller tungere grundstoffer, så vil kollapset fortsætte [2] [3] [4] . Når tætheden øges yderligere, reagerer de resterende elektroner med protoner for at producere flere neutroner. Sammenbruddet fortsætter indtil (ved højere tæthed) neutronerne bliver degenereret. En ny ligevægt er mulig, efter at stjernen krymper med tre størrelsesordener til en radius på 10 til 20 km. Dette er en neutronstjerne .

Selvom den første neutronstjerne blev observeret i 1967, da den første radiopulsar blev opdaget , blev neutronstjerner teoretisk forudsagt af Baade og Zwicky i 1933, kun et år efter opdagelsen af ​​neutronen i 1932. De indså, at fordi neutronstjerner er så tætte, ville sammenbrud af en almindelig stjerne til en neutronstjerne frigive en stor mængde potentiel gravitationsenergi, hvilket ville være en mulig forklaring på supernovaer [5] [6] [7] . Sådanne supernovaer (type Ib, Ic og II ) opstår, når jernkernen i en massiv stjerne overskrider Chandrasekhar-grænsen og kollapser til en neutronstjerne.

Ligesom elektroner er neutroner fermioner . Derfor giver de neutrondegenerationstryk for at forhindre neutronstjernen i at kollapse. Derudover giver frastødende neutron-neutron-interaktioner yderligere tryk. Ligesom Chandrasekhar-grænsen for hvide dværge er der en massegrænse for neutronstjerner: Tolman-Oppenheimer-Volkov-grænsen , hvor disse kræfter ikke længere er tilstrækkelige til at holde stjernen. Da kræfterne i tæt hadronisk stof endnu ikke er fuldt ud forstået, kendes denne grænse ikke nøjagtigt, men den menes at være mellem 2,01 og 2,16 M ⊙ . Hvis der falder mere masse på neutronstjernen, vil denne massegrænse til sidst blive nået, og stjernen vil kollapse.

Sorte huller

Efterhånden som mere masse akkumuleres, taber ligevægten til gravitationssammenbrud og når sin grænse. Stjernens tryk er ikke nok til at afbalancere tyngdekraften, og et katastrofalt gravitationssammenbrud sker på millisekunder. Flugthastigheden på overfladen er allerede mindst 1/3 af lysets hastighed og når hurtigt lysets hastighed. Hverken energi eller stof kan forlade dette område: der dannes et sort hul . Alt lys vil blive fanget inden for begivenhedshorisonten , så det sorte hul ser ud til at være virkelig sort , bortset fra muligheden for Hawking-stråling . Sammenbruddet forventes at fortsætte.

I den klassiske relativitetsteori dannes en gravitationel singularitet med en størrelse, der ikke er større end et punkt . Det er muligt, at det katastrofale gravitationskollaps igen vil stoppe ved en størrelse, der kan sammenlignes med Planck-længden , men ved disse længder er der ingen kendt teori om tyngdekraften, der kan forudsige konsekvenserne. Tilføjelse af ekstra masse til et sort hul vil resultere i en lineær stigning i radius af begivenhedshorisonten som funktion af massen af ​​den centrale singularitet. Dette vil forårsage visse ændringer i det sorte huls egenskaber, såsom et fald i tidevandskræfter nær begivenhedshorisonten og et fald i styrken af ​​gravitationsfeltet ved begivenhedshorisonten. Der vil dog ikke være yderligere kvalitative ændringer i strukturen forbundet med nogen stigning i massen.

Alternative sorte hul-modeller

Eksotiske stjerner

En eksotisk stjerne  er en hypotetisk kompakt stjerne, der består af andre partikler end elektroner , protoner og neutroner, med afbalanceret gravitationssammenbrud gennem degenereret gastryk eller andre kvanteegenskaber. Disse omfatter mærkelige stjerner (sammensat af mærkeligt stof) og de mere spekulative præon-stjerner (sammensat af præoner ).

Eksotiske stjerner er hypotetiske, men observationer udgivet af Chandra X-ray Observatory den 10. april 2002 fandt to mærkelige stjernekandidater, betegnet RX J1856.5-3754 og 3C58 , som tidligere blev anset for at være neutronstjerner. Baseret på fysikkens kendte love virkede førstnævnte meget mindre og sidstnævnte meget koldere, end de burde, forudsat at de var lavet af et materiale, der var tættere end neutronium . Disse observationer bliver dog mødt med skepsis fra forskere, der siger, at resultaterne ikke er afgørende.

Quark stjerner og mærkelige stjerner

Hvis neutroner komprimeres hårdt nok ved høje temperaturer, vil de nedbrydes til deres konstituerende kvarker og danne det, der er kendt som kvarkstof. I dette tilfælde vil stjernen skrumpe yderligere og blive tættere, men i stedet for at kollapse fuldstændigt i et sort hul, er det muligt, at stjernen kan stabilisere sig og overleve i denne tilstand på ubestemt tid, indtil massen er tilføjet. Til en vis grad er det blevet en meget stor nukleon . En type A-stjerne i denne hypotetiske tilstand kaldes en kvarkstjerne eller mere specifikt en "mærkelig stjerne". Pulsaren 3C58 er blevet foreslået som en mulig kvarkstjerne. De fleste neutronstjerner menes at indeholde en kerne af kvarkstof, men dette har vist sig svært at bestemme gennem observationer.

Preon stjerner

En præonstjerne er en foreslået type kompakt stjerne sammensat af præoner , en gruppe hypotetiske subatomære partikler . Det antages, at preon-stjerner har en enorm tæthed , der overstiger 10 23 kg pr. kubikmeter - et mellemled mellem kvarkstjerner og sorte huller. Preon-stjerner kan stamme fra supernovaeksplosioner eller Big Bang ; nuværende observationer af partikelacceleratorer indikerer dog ikke eksistensen af ​​præoner.

Q stjerner

Q-stjerner er hypotetiske kompakte, tungere neutronstjerner med en eksotisk stoftilstand, hvor antallet af partikler er bevaret med en radius 1,5 gange mindre end den tilsvarende Schwarzschild-radius . Q-stjerner kaldes også "grå huller".

Electroweak stjerner

En elektrosvag stjerne  er en teoretisk type eksotisk stjerne , hvor stjernens gravitationssammenbrud forhindres af strålingstryk som følge af elektrosvag forbrænding, det vil sige den energi, der frigives, når kvarker omdannes til leptoner af den elektrosvage kraft . Denne proces foregår i et volumen i kernen af ​​en stjerne, omtrent på størrelse med et æble , der indeholder omkring to jordmasser. [9]

Bosonic stjerne

En bosonisk stjerne  er et hypotetisk astronomisk objekt, der er dannet af partikler kaldet bosoner (almindelige stjerner er dannet af fermioner ). For at denne type stjerne kan eksistere, skal der eksistere en stabil type boson med en frastødende selvhandling. Fra 2016 er der ingen væsentlige beviser for, at en sådan stjerne eksisterer. Deres påvisning er dog mulig fra gravitationsstrålingen udsendt af et par co-roterende bosoniske stjerner. [ti]

Kompakte relativistiske objekter og det generaliserede usikkerhedsprincip

For nylig, baseret på det generaliserede usikkerhedsprincip, der er foreslået af nogle tilgange til kvantetyngdekraft, såsom strengteori og dobbelt speciel relativitet , er effekten af ​​det generaliserede usikkerhedsprincip på de termodynamiske egenskaber af kompakte stjerner med to forskellige komponenter blevet undersøgt. [11] A. Tawfik bemærkede, at eksistensen af ​​en kvantegravitationskorrektion har en tendens til at modstå stjernekollaps, hvis den generaliserede usikkerhedsprincipparameter tager værdier mellem Planck-skalaen og den elektrosvage skala. Sammenlignet med andre tilgange har det vist sig, at radierne af kompakte stjerner bør være mindre, og en stigning i energi reducerer radierne af kompakte stjerner.

Noter

  1. ↑ Tauris, T.M.; J. van den Heuvel, EP Formation and Evolution of Compact Stellar X-ray Sources  . – 2003.
  2. ↑ M.; Hashimoto. Type II supernovaer fra 8-10 solmasse asymptotiske kæmpe grenstjerner  (engelsk)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1993. - Vol. 414 . — P.L105 . - doi : 10.1086/187007 . - .
  3. ↑ C.; Ritossa. Om udviklingen af ​​stjerner, der danner elektrondegenererede kerner, behandlet ved kulstofforbrænding. II. Isotopoverflod og termiske impulser i en 10 M solmodel med én kerne og applikationer til langtidsvariable, klassiske novaer og akkretionsinduceret kollaps  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 1996. - Vol. 460 . — S. 489 . - doi : 10.1086/176987 . - .
  4. ↑ S.; Wanajo. Ther-Process in Supernova Explosions from the Collapse of O-Ne-Mg Cores  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2003. - Vol. 593 , nr. 2 . - S. 968-979 . - doi : 10.1086/376617 . - . - arXiv : astro-ph/0302262 .
  5. ↑ DE; Osterbrock. Hvem opfandt egentlig ordet Supernova? Hvem forudsagde først neutronstjerner? (engelsk)  // Bulletin fra American Astronomical Society : journal. - 2001. - Bd. 33 . — S. 1330 . - .
  6. ↑ W.; Baade. Om Super-Novae (engelsk)  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America  : tidsskrift. - 1934. - Bd. 20 , nej. 5 . - S. 254-259 . - doi : 10.1073/pnas.20.5.254 . - . — PMID 16587881 .  
  7. ↑ W.; Baade. Kosmiske stråler fra Super-Novae (engelsk)  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America  : tidsskrift. - 1934. - Bd. 20 , nej. 5 . - S. 259-263 . - doi : 10.1073/pnas.20.5.259 . - . — PMID 16587882 .  
  8. ↑ Visser, M. (2009), Lille, mørk og tung: Men er det et sort hul?, arΧiv : 0902.0346 . 
  9. ↑ Shiga. Eksotiske stjerner kan efterligne big bang . New Scientist (4. januar 2010). Hentet 18. februar 2010. Arkiveret fra originalen 18. januar 2010.
  10. ↑ Palenzuela, C. Orbital dynamics of binary boson star systems  // Physical Review D  : journal  . - 2008. - Bd. 77 , nr. 4 . - doi : 10.1103/PhysRevD.77.044036 . - . - arXiv : 0706.2435 .
  11. ↑ Ahmed Farag Ali og A. Tawfik, Int. J. Mod. Phys. D22 (2013) 1350020 Arkiveret 1. august 2020 på Wayback Machine

Links

  Gå til Wikidata-elementet  I bibliografiske kataloger