Экзотическая звезда

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Экзотическая звезда — гипотетический компактный астрономический объект, состоящий не из электронов, протонов и нейтронов, как обычные звёзды, а из других видов материи. Гравитационному коллапсу такой звезды препятствует давление вырожденного газа или другие квантовые эффекты. К экзотическим звёздам относят кварковые и странные звёзды (состоящие из кварковой материи или странной материи (англ.), а также менее уверенно предсказываемые теорией преонные звёзды, состоящие из преонов.

Кварковые и странные звёзды[править | править вики-текст]

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 (англ.), 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[править | править вики-текст]

Электрослабая звезда — гипотетический тип экзотической звезды, в которой гравитационному коллапсу препятствует давление излучения, вызванное электрослабым горением (англ.).

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[править | править вики-текст]

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[править | править вики-текст]

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]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Ho W. C. G. et al. (2007). «Magnetic hydrogen atmosphere models and the neutron star RX J1856.5–3754». Mon. Not. R. Astron. Soc. 375 (2): 821–830. DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.11376.x. Bibcode:2007MNRAS.375..821H.
  2. 1 2 D. Shiga. Exotic stars may mimic big bang. New Scientist (4 January 2010). Проверено 18 февраля 2010. Архивировано из первоисточника 25 сентября 2012.
  3. Theorists Propose a New Way to Shine -- And a New Kind of Star: 'Electroweak'. ScienceDaily (15 December 2009). Проверено 16 декабря 2009. Архивировано из первоисточника 25 сентября 2012.
  4. Theorists propose a new way to shine — and a new kind of star. Astronomy Magazine (15 December 2009). Проверено 16 декабря 2009. Архивировано из первоисточника 25 сентября 2012.
  5. Tudor Vieru. New Type of Cosmic Objects: Electroweak Stars. Softpedia (15 December 2009). Проверено 16 декабря 2009. Архивировано из первоисточника 25 сентября 2012.
  6. *Astronomers Predict New Class of 'Electroweak' Star. Technology Review (10 December 2009). Проверено 16 декабря 2009. Архивировано из первоисточника 25 сентября 2012.
  7. Hannson, J; F. Sandin (9 June 2005). «Preon stars: a new class of cosmic compact objects». Physics Letters B 616 (1-2): 1–7. DOI:10.1016/j.physletb.2005.04.034. Bibcode:2005PhLB..616....1H. Проверено 8 September 2011.
  8. Schutz Bernard F. Gravity from the ground up. — 3rd. — Cambridge University Press, 2003. — P. 143. — ISBN 0-521-45506-5
  9. Palenzuela, C.; Lehner, L.; Liebling, S. L. (2008). «Orbital dynamics of binary boson star systems». Physical Review D 77 (4). DOI:10.1103/PhysRevD.77.044036. Bibcode:2008PhRvD..77d4036P.
  10. Madsen, Mark S.; Liddle, Andrew R. (1990). «The cosmological formation of boson stars». Physics Letters B 251 (4). DOI:10.1016/0370-2693(90)90788-8. Bibcode:1990PhLB..251..507M.
  11. Torres, Diego F.; Capozziello, S.; Lambiase, G. (2000). «Supermassive boson star at the galactic center?». Physical Review D 62 (10). DOI:10.1103/PhysRevD.62.104012. Bibcode:2000PhRvD..62j4012T.
  12. Sharma, R.; Karmakar, S.; Mukherjee, S. Boson star and dark matter. arXiv. Проверено 22 апреля 2009. Архивировано из первоисточника 31 марта 2012.

Ссылки[править | править вики-текст]