Экзотическая звезда
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, состоящих 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]
- ↑ 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. — . — arXiv:astro-ph/0612145v1.
- ↑ 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: 'Electroweak'. ScienceDaily (15 декабря 2009). Дата обращения: 16 декабря 2009. Архивировано из оригинала 16 декабря 2009 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.
- ↑ Hannson, J; F. Sandin. Preon stars: a new class of cosmic compact objects (англ.) // Physics Letters B[англ.] : journal. — 2005. — 9 June (vol. 616, no. 1—2). — P. 1—7. — doi:10.1016/j.physletb.2005.04.034. — . — arXiv:astro-ph/0410417. Архивировано 30 марта 2015 года.
- ↑ Schutz, Bernard F. Gravity from the ground up. — 3rd. — Cambridge University Press, 2003. — С. 143. — ISBN 0-521-45506-5.
- ↑ 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. — .
- ↑ Madsen, Mark S.; Liddle, Andrew R. The cosmological formation of boson stars (англ.) // Physics Letters B[англ.] : journal. — 1990. — Vol. 251, no. 4. — P. 507. — doi:10.1016/0370-2693(90)90788-8. — .
- ↑ 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. — . — arXiv:astro-ph/0004064.
- ↑ Sharma, R.; Karmakar, S.; Mukherjee, S. Boson star and dark matter. arXiv. Дата обращения: 22 апреля 2009. Архивировано из оригинала 28 августа 2017 года.
Ссылки[править | править код]
- Johan Hansson, A hierarchy of cosmic compact objects — without black holes. Acta Phys.Polon. B38, 91 (2007). PDF
- Johan Hansson and Fredrik Sandin, The observational legacy of preon stars — probing new physics beyond the LHC.
- J. E. Horvath, Constraints on superdense preon stars and their formation scenarios. Astrophys. Space Sci. 307, 419 (2007).
- Fredrik Sandin, Exotic Phases of Matter in Compact Stars. (2007) PDF
- Article in NatureNews : Splitting the quark. (Nov. 2007)
- A New Way To Shine, A New Kind Of Star. SpaceDaily (16 декабря 2009). Дата обращения: 16 декабря 2009. Архивировано из оригинала 8 октября 2012 года.
- Abstract, Are Q-stars a serious threat for stellar-mass black hole candidates?, Miller J.C., Shahbaz T., Nolan L.A, 1997
- Abstract, No observational proof of the black-hole event-horizon, Marek A. Abramowicz, Wlodek Kluzniak, Jean-Pierre Lasota, 2002
- New Scientist issue 2643, «Could preon stars reveal a hidden reality?», 6 February 2008
- New Scientist issue 2472, «Micro-stars may manage to avoid black-hole fate», 6 November 2008
- De-Chang Dai, Arthur Lue, Glenn Starkman, Dejan Stojkovic (2009). "Electroweak stars: how nature may capitalize on the standard model's ultimate fuel"". arXiv:0912.0520 [hep-ph].
{{cite arXiv}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
| Образование | |
|---|---|
| Эволюция | |
| В двойных системах |
|
| Свойства | |
| Прочее | |
| Примечательные | |
