Электрослабая звезда
Электрослабая звезда — гипотетический астрономический объект, экзотическая звезда, в которой гравитационному коллапсу препятствует давление излучения, вызванное электрослабым горением[англ.].
Параметры звезды
[править | править код]Электрослабое горение должно происходить в ядре электрослабой звезды массой приблизительно равной двум массам Земли (~2 M⊕) и размерами, сравнимыми с яблоком, имеющей температуру порядка 1015 K[1]. Такие звёзды значительно плотнее, чем кварковые.
Эволюция
[править | править код]По предположению теоретиков, электрослабые звёзды могут возникать после коллапса сверхновых, если давление вырожденного газа кварков в кварковой звезде уже не может противостоять гравитационному сжатию, однако гравитационных сил ещё не достаточно для превращения в чёрную дыру[2]. Фаза жизни звезды, способной поддерживать электрослабое горение в ядре, может продолжаться около 10 миллионов лет, затем звезда все таки коллапсирует в чёрную дыру[3][4][5][6].
Электрослабое горение
[править | править код]Источником энергии электрослабой звезды, препятствующей гравитационному коллапсу, является электрослабое горение, то есть энергия, выделяемая при преобразовании кварков в лептоны посредством электрослабых сил. За каждый акт реакции электрослабого горения девять кварков превращаются в три антилептона, нарушая сохранение барионного и лептонного числа, сохраняя при этом квантовое число B − L, таким образом за один акт реакции генерируется около 300 ГэВ энергии. Эта энергия выходит из звезды в виде смеси высокоэнергетических нейтрино и фотонов. Если электрослабые звезды действительно существуют, то их ядра — это единственные места в современной вселенной, где материя стабильно находится в необычном состоянии, наблюдавшемся ранее лишь в краткий период после большого взрыва с 10−32 по 10−12 секунды, во время так называемой Электрослабой эпохи[3].
Методы обнаружения
[править | править код]Электрослабые звезды теоретически можно идентифицировать как мощный точечный источник нейтрино, с учетом осцилляций нейтрино из одного места звездного неба должно постоянно приходить равное количество нейтрино всех трех поколений.
См. также
[править | править код]- Кварковая звезда
- Нейтронная звезда
- Экзотическая звезда
- Электрослабое взаимодействие
- W- и Z-бозоны
- Бозон Хиггса
Примечания
[править | править код]- ↑ Dai, De-Chang; Lue, Arthur; Starkman, Glenn; Stojkovic, Dejan (6 Декабрь 2010). "Electroweak stars: How nature may capitalize on the standard model's ultimate fuel". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2010 (12): 004. arXiv:0912.0520. Bibcode:2010JCAP...12..004D. doi:10.1088/1475-7516/2010/12/004. ISSN 1475-7516. S2CID 118417017.
- ↑ Theorists Propose a New Way to Shine -- And a New Kind of Star: 'Electroweak'. ScienceDaily (15 декабря 2009). Дата обращения: 16 декабря 2009. Архивировано из оригинала 16 декабря 2009 года.
- ↑ 1 2 D. Shiga. Exotic stars may mimic big bang. New Scientist (4 января 2010). Дата обращения: 18 февраля 2010. Архивировано из оригинала 18 февраля 2010 года.
- ↑ Theorists propose a new way to shine — and a new kind of star. Astronomy Magazine (15 декабря 2009). Дата обращения: 16 декабря 2009. Архивировано из оригинала 1 января 2010 года.
- ↑ Tudor Vieru. New Type of Cosmic Objects: Electroweak Stars. Softpedia (15 декабря 2009). Дата обращения: 16 декабря 2009. Архивировано из оригинала 18 декабря 2009 года.
- ↑ *Astronomers Predict New Class of 'Electroweak' Star. Technology Review (10 декабря 2009). Дата обращения: 16 декабря 2009. Архивировано 25 сентября 2012 года.