Википедија

Егзотична ѕвезда

Егзотична ѕвезда ― хипотетичка збиена ѕвезда составена од егзотична материја (нешто што не е направено од електрони, протони, неутрони или миони) и е урамнотежена против гравитацискиот колапс со притисок на дегенерација или други квантни својства.

Видови на егзотични ѕвезди се:

  • кваркни ѕвезди (составени од кваркови)
  • чудни ѕвезди (составени од чудна кваркова материја, кондензат од горни, долни и чудни кваркови)
  • § Преонски ѕвезди (шпекулативен материјал составен од преони, кои се хипотетички честички и „градежни блокови“ од кваркови и лептони, треба кварковите да се разложуваат на составни подчестички).

Од различните предложени видови егзотични ѕвезди, најдобро потврдена и разбрана е кварковата ѕвезда, иако нејзиното постоење не е потврдено.

Во Њутновата механика, објектите доволно густи за да ја заробат секоја емитирана светлина се нарекувани „темни ѕвезди“,[1][2][б 1], за разлика од црните дупки во општата релативност. Сепак, истото име е користено за хипотетички древни „ѕвезди“ кои добивале енергија од темната материја.

Егзотичните ѕвезди се во голема мера хипотетички - делумно затоа што е тешко подробно да бидат опитувани како таквите облици на материја може да се однесуваат, а делумно затоа што пред новата технологија на астрономија со гравитациски бранови, немало задоволителни средства за откривање на збиени астрофизички објекти кои не зрачат или електромагнетно или преку познати честички. Додека објектите кандидати повремено се идентификувани врз основа на индиректни докази, сè уште не е можно да бидат разликувани нивните набљудувачки потписи од оние на познатите објекти.

Кваркни ѕвезди и чудни ѕвезди

уреди
Главни статии: Кваркова ѕвезда и Чудна ѕвезда

Кваркова ѕвезда е хипотезирано тело кој произлегува од распаѓањето на неутроните во нивните составни гони и долни кваркови под гравитациски притисок. Се очекува да биде помала и погуста од неутронска ѕвезда и може да преживее во оваа нова состојба на неодредено време, доколку не се додаде дополнителна маса. Ефективно, тоа е еден, многу голем хадрон. Кваркните ѕвезди кои содржат чудна материја се нарекувани чудни ѕвезди.

Врз основа на набљудувањата објавени од телескопот „Чандра“ на 10 април 2002 година, две тела, именувани како RX J1856.5−3754 и 3C 58, биле предложени како кандидати за кваркни ѕвезди. Првата изгледала дека е многу помала, а втората многу постудена од очекуваното за неутронска ѕвезда, што наведува дека тие се составени од материјал погуст од неутрониумот. Сепак, овие набљудувања биле дочекани со скептицизам од истражувачите кои рекле дека резултатите не се убедливи. По понатамошна анализа, RX J1856.5−3754 било исклучено од списокот на кандидати за кваркни ѕвезди.[3]

Електрослаби ѕвезди

уреди

Електрослаба ѕвезда е хипотетички вид егзотична ѕвезда во која гравитациониот колапс на ѕвездата е спречен со зрачен притисок што произлегува од електрослабото горење; односно енергијата ослободена од претворањето на кварковите во лептони преку електрослабата сила. Оваа постапка се случува во волумен во јадрото на ѕвездата приближно со големина на јаболко и содржи околу две земјини маси.[4]

Фазата на животот на ѕвездата која произведува електрослаба ѕвезда е теоретизирана дека се јавува по пад на супернова. Електрослабите ѕвезди се погусти од кваркните ѕвезди и може да бидат образувани кога гравитациската привлечност повеќе не може да се издржи од притисокот на дегенерација на кваркот, но сепак може да се издржи со притисокот на зрачењето со електрослабо согорување.[5] Оваа фаза од животот на ѕвездата може да трае до 10 милиони години.[4][5] Vieru, Tudor (15 декември 2009). „New type of cosmic objects: Electroweak stars“. Softpedia. Архивирано од изворникот на 18 декември 2009. Посетено на 23 август 2024. </ref>[6][7]

Преонски ѕвезди

уреди

Преонска ѕвезда е предложен вид збиена ѕвезда направена од преони, група хипотетички податомски честички. Очекувано дека преонските ѕвездите ќе имаат огромна густина, надминувајќи 1023 кг/м3. Тие може да имаат поголема густина од кваркните ѕвезди и би биле потешки, но помали од белите џуџиња и неутронските ѕвезди.[8] Преонските ѕвезди би можеле да потекнуваат од експлозии на супернова или од Големата експлозија. Ваквите тела начелно би можеле да бидат забележани преку гледање со гравитациски леќи преку гама зраците. Преонските ѕвезди се потенцијален кандидат за темната материја. Сепак, сегашните набљудувања[9] од забрзувачите на честички зборуваат против постоењето на преони, или барем не им даваат приоритет на нивното истражување, бидејќи единствениот забележувач на честички во моментов способен да истражува многу високи енергии (Големиот хадронски судирач) не е дизајниран посебно за ова и неговата истражувачка програма е насочена кон други области, како што се проучување на Хигсовиот бозон, кварк-глуонската плазма и докази поврзани со физиката надвор од Стандардниот модел.

Бозонски ѕвезди

уреди

Бозонска ѕвезда е хипотетичко астрономско тело образувано од честички наречени бозони (конвенционалните ѕвезди се образувани главно од протони и електрони, кои се фермиони, но исто така содржат голем дел од јадрата на хелиум-4, кои се бозони и помали количини на различни потешки јадра, кои можат да бидат обете). За да постои овој вид ѕвезди, мора да постои стабилен вид бозон со самоодбивно заемодејство; една можна кандидатска честичка[10] е сè уште хипотетичката „аксион“ (која е исто така кандидат за сè уште неоткриените честички „небарионска темна материја“, кои се чини дека сочинуваат приближно 25% од масата на универзумот). Теоретизирано е[11] дека за разлика од нормалните ѕвезди (кои емитуваат зрачење поради гравитациониот притисок и јадреното соединенување), бозонските ѕвезди би биле проѕирни и невидливи. Огромната гравитација на збиената бозонска ѕвезда би ја свиткала светлината околу телото, создавајќи празен регион што личи на сенката на хоризонтот на настани на црната дупка. Како црна дупка, бозонската ѕвезда би ја впила обичната материја од својата околина, но поради проѕирноста, материјата (која веројатно ќе се загрее и ќе емитува зрачење) би била видлива во нејзиното средиште. Симулациите наведуваат дека ротирачките бозонски ѕвезди би биле тор, или „во облик на крофна“, бидејќи центрифугалните сили би ѝ го дале на бозонската материја тој облик.

Согласно 2024 година, нема значаен доказ дека такви ѕвезди постојат. Сепак, може да бидат забележувани преку гравитациското зрачење емитувано со двојка соорбитирачки бозонски ѕвезди,[12][13] и GW190521, сметано е дека е најенергично спојување на црна дупка, може да биде директен судир на две бозонски ѕвезди.[14]

Бозонските ѕвезди можеби се образувале преку гравитациски колапс за време на исконските фази на Големата експлозија.[15] Барем теоретски, супермасивна бозонска ѕвезда би можела да постои во јадрото на галаксијата, што може да објасни многу од набљудуваните својства на активните галактички јадра.[16]

Бозонските ѕвезди, исто така, се предложени како кандидати за тела на темната материја,[17] и претпоставува e дека ореолите на темната материја што ги опкружуваат повеќето галаксии може да бидат сметани за огромни „бозонски ѕвезди“.[18]

Збиените бозонски ѕвезди и бозонските школки често се проучуваат со полиња како што се масивните (или безмасните) сложени скаларни полиња, мерно поле U(1) и гравитацијата со конусен потенцијал Присуството на позитивна или негативна космолошка константа во теоријата го олеснува проучувањето на овие тела во де Ситеровите и противде Ситеровите простори.[19][20][21][22][23]

Бозонските ѕвезди составени од елементарни честички со спин-1 се означени како прокови ѕвезди.[24]

Братен, Мохапатра и Жанг (2016) теоретизирале дека може да постои нов вид густа аксионска ѕвезда во која гравитацијата е урамнотежена со средниот притисок на полето на аксионот Бозе-Ајнштајновиот кондензат.[25] Можноста дека постојат густи акциони ѕвезди е оспорена од друг труд што не го поддржува ова тврдење.[26]

Планкови ѕвезди

уреди
Главна статија: Планкова ѕвезда

Во јамковата квантна гравитација, Планковата ѕвезда е хипотетички можно астрономско тело кој е создаван кога густината на енергијата на ѕвездата што се распаѓа ќе ја достигне Планковата енергетска густина. Под овие услови, под претпоставка дека гравитацијата и простор-времето се квантизирани, се јавува одбивна „сила“ што произлегува од начелото на неопределеност на Хајзенберг. Со други зборови, ако гравитацијата и простор-времето се квантизираат, собирањето на масата-енергија во Планковата ѕвезда не може да се сруши надвор од оваа граница за да образува гравитациска сингуларитет бидејќи тоа би го прекршило начелото на неопределеност за самото простор-време.[27]

Q-ѕвезди

уреди

Q-ѕвездите се хипотетички тела кои потекнуваат од супернови или од Големата експлозија. Тие се теоретизирани дека се доволно масивни за да го свиткаат простор-времето до степен што дел, но не целата светлина може да избега од неговата површина. Се предвидува дека тие се погусти од неутронските ѕвезди или дури и од кварковите.[28]

Поврзано

уреди

Фусноти

уреди
  1. ↑ Квантните ефекти може да го спречат образувањето на вистински црни дупки и наместо тоа да создадат густи ентитети наречени црни ѕвезди.[2]

Наводи

уреди
  1. ↑ Visser, Matt; Barcelo, Carlos; Liberati, Stefano; Sonego, Sebastiano (февруари 2009). „Small, dark, and heavy: But is it a black hole?“. arXiv:0902.0346v2 [gr-qc]. Visser, Matt; Barcelo, Carlos; Liberati, Stefano; Sonego, Sebastiano (2009). „Small, dark, and heavy: But is it a black hole?“. arXiv:0902.0346v2 [gr-qc].
  2. ↑ 2,0 2,1 Visser, Matt; Barcelo, Carlos; Liberati, Stefano; Sonego, Sebastiano (30 септември 2009). „How quantum effects could create black stars, not holes“. Scientific American. Бр. октомври 2009. Архивирано од изворникот на 2013-11-15. Посетено на 23 август 2024. Originally published with title "Black Stars, Not Holes".
  3. ↑ Truemper, J.E.; Burwitz, V.; Haberl, F.; Zavlin, V.E. (јуни 2004). „The puzzles of RX J1856.5-3754: neutron star or quark star?“. Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. 132: 560–565. arXiv:astro-ph/0312600. Bibcode:2004NuPhS.132..560T. doi:10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.094.
  4. ↑ 4,0 4,1 Shiga, D. (4 јануари 2010). „Exotic stars may mimic Big Bang“. New Scientist. Архивирано од изворникот 18 јануари 2010. Посетено на 23 август 2024.
  5. ↑ 5,0 5,1 Case Western Reserve University (15 декември 2009). "Theorists propose a new way to shine – and a new kind of star: 'Electroweak'". Соопштение за печат.
  6. ↑ Vieru, Tudor (15 декември 2009). „New type of cosmic objects: Electroweak stars“. Softpedia. Архивирано од изворникот 18 декември 2009. Посетено на 23 август 2024.
  7. ↑ „Astronomers predict new class of 'electroweak' star“. Technology Review. 10 декември 2009. Архивирано од изворникот на 19 октомври 2012. Посетено на 23 август 2024.
  8. ↑ Hannson, J.; Sandin, F. (9 јуни 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.
  9. ↑ Wilkins, Alasdair (9 декември 2010). „Stars so weird that they make black holes look boring“. io9. Архивирано од изворникот на 28 март 2014. Посетено на 23 август 2024.
  10. ↑ Kolb, Edward W.; Tkachev, Igor I. (29 март 1993). „Axion miniclusters and Bose stars“. Physical Review Letters. 71 (19): 3051–3054. arXiv:hep-ph/9303313. Bibcode:1993PhRvL..71.3051K. doi:10.1103/PhysRevLett.71.3051. PMID 10054845.
  11. ↑ Clark, Stuart (15 јули 2017). „Holy moley! (Astronomers taking a first peek at our galaxy's black heart might be in for a big surprise)“. New Scientist. стр. 29.
  12. ↑ Schutz, Bernard F. (2003). Gravity from the Ground Up (3. изд.). Cambridge University Press. стр. 143. ISBN 0-521-45506-5.
  13. ↑ Palenzuela, C.; Lehner, L.; Liebling, S.L. (2008). „Orbital dynamics of binary boson star systems“. Physical Review D. 77 (4): 044036. arXiv:0706.2435. Bibcode:2008PhRvD..77d4036P. doi:10.1103/PhysRevD.77.044036.
  14. ↑ Bustillo, Juan Calderón; Sanchis-Gual, Nicolas; Torres-Forné, Alejandro; Font, José A.; Vajpeyi, Avi; Smith, Rory; и др. (2021). „GW190521 as a merger of Proca stars: A potential new vector Boson of 8.7×10−13 eV“. Physical Review Letters. 126 (8): 081101. arXiv:2009.05376. doi:10.1103/PhysRevLett.126.081101. PMID 33709746 Проверете ја вредноста |pmid= (help).
  15. ↑ 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.
  16. ↑ Torres, Diego F.; Capozziello, S.; Lambiase, G. (2000). „A 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.
  17. ↑ Sharma, R.; Karmakar, S.; Mukherjee, S. (2008). „Boson star and dark matter“. arXiv:0812.3470 [gr-qc].
  18. ↑ Lee, Jae-weon; Koh, In-guy (1996). „Galactic halos as Boson stars“. Physical Review D. 53 (4): 2236–2239. arXiv:hep-ph/9507385. Bibcode:1996PhRvD..53.2236L. doi:10.1103/PhysRevD.53.2236. PMID 10020213.
  19. ↑ Kumar, S.; Kulshreshtha, U.; Kulshreshtha, D.S. (2016). „Charged compact boson stars and shells in the presence of a cosmological constant“. Physical Review D. 94 (12): 125023. arXiv:1709.09449. Bibcode:2016PhRvD..94l5023K. doi:10.1103/PhysRevD.94.125023.
  20. ↑ Kumar, S.; Kulshreshtha, U.; Kulshreshtha, D.S. (2016). „Charged compact boson stars and shells in the presence of a cosmological constant“. Physical Review D. 93 (10): 101501. arXiv:1605.02925. Bibcode:2016PhRvD..93j1501K. doi:10.1103/PhysRevD.93.101501.
  21. ↑ Kleihaus, B.; Kunz, J.; Lammerzahl, C.; List, M. (2010). „Boson Shells Harbouring Charged Black Holes“. Physical Review D. 82 (10): 104050. arXiv:1007.1630. Bibcode:2010PhRvD..82j4050K. doi:10.1103/PhysRevD.82.104050.
  22. ↑ Hartmann, B.; Kleihaus, B.; Kunz, J.; Schaffer, I. (2013). „Compact (A)dS Boson stars and shells“. Physical Review D. 88 (12): 124033. arXiv:1310.3632. Bibcode:2013PhRvD..88l4033H. doi:10.1103/PhysRevD.88.124033.
  23. ↑ Kumar, S.; Kulshreshtha, U.; Kulshreshtha, D.S.; Kahlen, S.; Kunz, J. (2017). „Some new results on charged compact boson stars“. Physics Letters B. 772: 615–620. arXiv:1709.09445. Bibcode:2017PhLB..772..615K. doi:10.1016/j.physletb.2017.07.041.
  24. ↑ Brito, Richard; Cardoso, Vitor; Herdeiro, Carlos A.R.; Radu, Eugen (јануари 2016). „Proca stars: Gravitating Bose–Einstein condensates of massive spin 1 particles“. Physics Letters B. 752: 291–295. arXiv:1508.05395. Bibcode:2016PhLB..752..291B. doi:10.1016/j.physletb.2015.11.051. Архивирано од изворникот на 25 ноември 2021. Посетено на 23 август 2024. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  25. ↑ Braaten, Eric; Mohapatra, Abhishek; Zhang, Hong (2016). „Dense axion stars“. Physical Review Letters. 117 (12): 121801. arXiv:1512.00108. Bibcode:2016PhRvL.117l1801B. doi:10.1103/PhysRevLett.117.121801. PMID 27689265. Архивирано од изворникот на 28 април 2020. Посетено на 23 август 2024.
  26. ↑ Visinelli, Luca; Baum, Sebastian; Redondo, Javier; Freese, Katherine; Wilczek, Frank (2018). „Dilute and dense axion stars“. Physics Letters B. 777: 64–72. arXiv:1710.08910. Bibcode:2018PhLB..777...64V. doi:10.1016/j.physletb.2017.12.010.
  27. ↑ Rovelli, Carlo; Vidotto, Francesca (2014). „Planck stars“. International Journal of Modern Physics D. 23 (12): 1442026. arXiv:1401.6562. Bibcode:2014IJMPD..2342026R. doi:10.1142/S0218271814420267.
  28. ↑ Bahcall, Safi; Lynn, Bryan W; Selipsky, Stephen B (5 февруари 1990). „Are neutron stars Q-stars?“. Nuclear Physics B. 331 (1): 67–79. Bibcode:1990NuPhB.331...67B. doi:10.1016/0550-3213(90)90018-9. ISSN 0550-3213.

Извори

уреди

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Егзотична_ѕвезда&oldid=5271456“