Экзотическая звезда

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

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[править | править код]

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 код]

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 код]

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 код]

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[править | править код]

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

Примечания[править | править код]

  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. arXiv:astro-ph/0612145v1. Bibcode:2007MNRAS.375..821H. DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.11376.x.
  2. 1 2 D. Shiga. Exotic stars may mimic big bang. New Scientist (4 January 2010). Дата обращения 18 февраля 2010. Архивировано 25 сентября 2012 года.
  3. Theorists Propose a New Way to Shine -- And a New Kind of Star: 'Electroweak'. ScienceDaily (15 December 2009). Дата обращения 16 декабря 2009. Архивировано 25 сентября 2012 года.
  4. Theorists propose a new way to shine — and a new kind of star. Astronomy Magazine (15 December 2009). Дата обращения 16 декабря 2009. Архивировано 25 сентября 2012 года.
  5. Tudor Vieru. New Type of Cosmic Objects: Electroweak Stars. Softpedia (15 December 2009). Дата обращения 16 декабря 2009. Архивировано 25 сентября 2012 года.
  6. *Astronomers Predict New Class of 'Electroweak' Star. Technology Review (10 December 2009). Дата обращения 16 декабря 2009. Архивировано 25 сентября 2012 года.
  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. arXiv:astro-ph/0410417. Bibcode:2005PhLB..616....1H. DOI:10.1016/j.physletb.2005.04.034. Дата обращения 8 September 2011. Используется устаревший параметр |coauthors= (справка)
  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): 044036. Bibcode:2008PhRvD..77d4036P. DOI:10.1103/PhysRevD.77.044036.
  10. Madsen, Mark S.; Liddle, Andrew R. (1990). “The cosmological formation of boson stars”. Physics Letters B. 251 (4): 507. Bibcode:1990PhLB..251..507M. DOI:10.1016/0370-2693(90)90788-8.
  11. Torres, Diego F.; Capozziello, S.; Lambiase, G. (2000). “Supermassive boson star at the galactic center?”. Physical Review D. 62 (10): 104012. arXiv:astro-ph/0004064. Bibcode:2000PhRvD..62j4012T. DOI:10.1103/PhysRevD.62.104012.
  12. Sharma, R.; Karmakar, S.; Mukherjee, S. Boson star and dark matter. arXiv. Дата обращения 22 апреля 2009. Архивировано 31 марта 2012 года.

Ссылки[править | править код]