Kompaktní hvězda

Kompaktní hvězda ( kompaktní objekt ) – spolu bílí trpaslíci , neutronové hvězdy a černé díry . Tento termín zahrnuje také exotické hvězdy , pokud se najdou taková hypotetická hustá tělesa. Všechny kompaktní objekty mají velkou hmotnost vzhledem k jejich poloměru, což jim dává velmi vysokou hustotu ve srovnání s běžnou atomovou hmotou .

Kompaktní hvězdy jsou často konečným stavem hvězdné evoluce a jsou v tomto ohledu také označovány jako hvězdné zbytky. Stav a typ hvězdného zbytku závisí především na hmotnosti hvězdy, ze které vznikl. Nejednoznačný termín kompaktní hvězda se často používá, když není známa přesná povaha hvězdy, ale důkazy naznačují, že má velmi malý poloměr ve srovnání s běžnými hvězdami . Kompaktní hvězdu, která není černou dírou, lze nazvat degenerovanou hvězdou.

Formace

Obvykle je konečným stavem hvězdného vývoje vznik kompaktní hvězdy.

Většina hvězd se nakonec dostane do konečného stavu svého vývoje, kdy vnější tlak záření z jaderných fúzí v jejich vnitřním prostoru již nebude moci odolávat gravitačním silám. Když k tomu dojde, hvězda se zhroutí svou vlastní vahou a podstoupí hvězdnou smrt . U většiny hvězd to má za následek velmi hustý a kompaktní zbytek hvězdy, také známý jako kompaktní hvězda.

Kompaktní hvězdy neprodukují vnitřní energii, ale s výjimkou černých děr budou vyzařovat miliony let přebytečné energie, která zbyla po kolapsu [1] .

Podle současného chápání mohly kompaktní hvězdy vzniknout také během fázového oddělení v raném vesmíru po Velkém třesku . Původní původ známých kompaktních objektů v raném vesmíru nebyl přesně určen.

Životnost

Přestože kompaktní hvězdy mohou vyzařovat, a proto se ochlazovat a ztrácet energii, nejsou závislé na vysokých teplotách, aby si zachovaly svou strukturu jako normální hvězdy. S výjimkou vnějších poruch a rozpadu protonů mohou přetrvávat velmi dlouhou dobu. Předpokládá se však, že černé díry se nakonec vypaří díky Hawkingově radiaci po bilionech let. Podle našich současných standardních modelů fyzikální kosmologie se všechny hvězdy nakonec stanou chladnými a tmavými kompaktními hvězdami, když vesmír ve velmi vzdálené budoucnosti vstoupí do toho, co je známé jako degenerovaná éra .

Poněkud širší definice kompaktních objektů často zahrnuje menší pevné objekty , jako jsou planety , asteroidy a komety . Existuje široká škála hvězd a dalších sbírek horké hmoty, ale podle termodynamiky se veškerá hmota ve vesmíru musí nakonec stát nějakou formou kompaktních hvězdných nebo subhvězdných objektů.

Bílí trpaslíci

Hvězdy, nazývané bílí nebo degenerovaní trpaslíci , jsou složeny většinou z degenerované hmoty ; obvykle uhlíková a kyslíková jádra v moři degenerovaných elektronů. Bílí trpaslíci pocházejí z jader hvězd hlavní posloupnosti, a proto jsou při svém vzniku velmi žhaví. Jak vychladnou, zčervenají a vyblednou, až se nakonec stanou tmavě černými trpaslíky . Bílí trpaslíci byli pozorováni v 19. století, ale extrémně vysoká hustota a tlak, který vykazovali, byly vysvětleny až ve 20. letech 20. století.

Stavová rovnice pro degenerovanou hmotu je „měkká“, což znamená, že přidáním více hmoty se objekt zmenší. Jak pokračuje v přidávání hmoty k tomu, co je nyní bílým trpaslíkem, objekt se zmenšuje a centrální hustota se ještě zvětšuje s vyššími energiemi degenerovaných elektronů. Poloměr hvězdy se zmenšuje na několik tisíc kilometrů a hmotnost se blíží teoretické horní hranici hmotnosti bílého trpaslíka, Chandrasekharově limitu , asi 1,4 násobku hmotnosti Slunce (M☉).

Kdybychom vzali hmotu ze středu našeho bílého trpaslíka a začali ji pomalu stlačovat, nejprve bychom viděli, že elektrony jsou nuceny se spojovat s jádry a přeměňovat své protony na neutrony inverzním beta rozpadem. Rovnováha by se posunula směrem k těžším, na neutrony bohatším jádrům, která nejsou stabilní při normálních hustotách. S rostoucí hustotou se tato jádra zvětšují a jsou méně spojeny. Při kritické hustotě asi 4 ⋅10 14 kg/m 3 , nazývané nukleární kapací linie , má atomové jádro tendenci se rozkládat na protony a neutrony. Nakonec bychom dosáhli bodu, kdy hmota má hustotu (asi 2 ⋅10 17 kg/m 3 ) atomového jádra. V tuto chvíli se bavíme především o volných neutronech s malým počtem protonů a elektronů.  

Neutronové hvězdy

V některých dvojhvězdách s jedním bílým trpaslíkem se hmota přenáší ze doprovodné hvězdy na bílého trpaslíka, což způsobuje, že hvězda překročí Chandrasekharovu mez . Elektrony reagují s protony za vzniku neutronů, a tak již nevytvářejí potřebný tlak, aby odolávaly gravitaci, což způsobuje kolaps hvězdy. Pokud je střed hvězdy složen převážně z uhlíku a kyslíku, pak by takové gravitační zhroucení způsobilo rychlé sloučení uhlíku a kyslíku, což by způsobilo, že se supernova typu Ia úplně rozpadne a odhodí část hvězdné hmoty, než se kolaps stane nevratné. Pokud se střed hvězdy skládá převážně z hořčíku nebo těžších prvků, pak kolaps bude pokračovat [2] [3] [4] . Jak se hustota dále zvyšuje, zbývající elektrony reagují s protony za vzniku více neutronů. Kolaps pokračuje, dokud (při vyšší hustotě) neutrony degenerují. Nová rovnováha je možná poté, co se hvězda smrští o tři řády na poloměr 10 až 20 km. Toto je neutronová hvězda .

Ačkoli první neutronová hvězda byla pozorována v roce 1967, kdy byl objeven první rádiový pulsar , neutronové hvězdy teoreticky předpověděli Baade a Zwicky v roce 1933, pouhý rok po objevu neutronu v roce 1932. Uvědomili si, že protože jsou neutronové hvězdy tak husté, kolaps obyčejné hvězdy na neutronovou hvězdu by uvolnil velké množství potenciální gravitační energie, což by bylo možné vysvětlení pro supernovy [5] [6] [7] . Takové supernovy (typy Ib, Ic a II ) vznikají, když železné jádro masivní hvězdy překročí Chandrasekharovu mez a zhroutí se do neutronové hvězdy.

Stejně jako elektrony jsou neutrony fermiony . Proto poskytují tlak neutronové degenerace , aby neutronovou hvězdu zabránily zhroucení. Navíc odpudivé interakce neutron-neutron poskytují dodatečný tlak. Stejně jako Chandrasekharova mez pro bílé trpaslíky existuje i pro neutronové hvězdy hmotnostní limit: Tolmanův–Oppenheimer–Volkovův limit , kde tyto síly již nestačí k udržení hvězdy. Protože síly v husté hadronové hmotě ještě nejsou plně pochopeny, není tento limit přesně znám, ale předpokládá se, že je mezi 2,01 a 2,16 M ⊙ . Dopadne-li na neutronovou hvězdu více hmoty, dojde nakonec k dosažení tohoto hmotnostního limitu a hvězda se zhroutí.

Černé díry

Jak se hromadí více hmoty, rovnováha ztrácí gravitační kolaps a dosahuje svého limitu. Tlak hvězdy nestačí vyrovnat gravitaci a během milisekund nastává katastrofický gravitační kolaps. Úniková rychlost na povrchu je již minimálně 1/3 rychlosti světla a rychle dosahuje rychlosti světla. Energie ani hmota nemohou opustit tuto oblast: vzniká černá díra . Veškeré světlo bude zachyceno v horizontu událostí , a tak se černá díra jeví jako skutečně černá , s výjimkou možnosti Hawkingova záření . Očekává se, že kolaps bude pokračovat.

V klasické teorii obecné relativity , gravitační singularita je tvořena, s velikostí ne větší než bod . Je možné, že se katastrofický gravitační kolaps opět zastaví na velikosti srovnatelné s Planckovou délkou , ale u těchto délek není známa žádná gravitační teorie, která by mohla předvídat následky. Přidání jakékoli hmotnosti navíc k černé díře povede k lineárnímu nárůstu poloměru horizontu událostí jako funkce hmotnosti centrální singularity. To způsobí určité změny vlastností černé díry, jako je pokles slapových sil v blízkosti horizontu událostí a snížení síly gravitačního pole na horizontu událostí. Nedojde však k dalším kvalitativním změnám struktury související s jakýmkoli nárůstem hmoty.

Alternativní modely černých děr

Exotické hvězdy

Exotická hvězda  je hypotetická kompaktní hvězda složená z částic jiných než elektrony , protony a neutrony, s vyváženým gravitačním kolapsem v důsledku degenerovaného tlaku plynu nebo jiných kvantových vlastností. Patří mezi ně podivné hvězdy (složené z podivné hmoty) a spekulativnější preonové hvězdy (složené z preonů ).

Exotické hvězdy jsou hypotetické, ale pozorování vydaná rentgenovou observatoří Chandra 10. dubna 2002 našla dvě podivné kandidáty na hvězdy, označené RX J1856.5-3754 a 3C58 , o kterých se dříve předpokládalo, že jsou neutronové hvězdy. Na základě známých fyzikálních zákonů se první zdály mnohem menší a druhé mnohem chladnější, než by měly, za předpokladu, že byly vyrobeny z materiálu hustšího než neutronium . Tato pozorování se však setkávají se skepsí výzkumníků, kteří tvrdí, že výsledky nejsou průkazné.

Quark hvězdy a podivné hvězdy

Jsou-li neutrony dostatečně silně stlačeny při vysoké teplotě, rozloží se na své základní kvarky a vytvoří to, co je známé jako kvarková hmota. V tomto případě se hvězda bude dále smršťovat a zhušťovat, ale místo úplného zhroucení do černé díry je možné, že se hvězda může stabilizovat a přežít v tomto stavu neomezeně dlouho, dokud nepřibude hmota. Do jisté míry se z něj stal velmi velký nukleon . Hvězda typu A v tomto hypotetickém stavu se nazývá kvarková hvězda nebo přesněji „podivná hvězda“. Pulsar 3C58 byl navržen jako možná kvarková hvězda. Předpokládá se, že většina neutronových hvězd obsahuje jádro z kvarkové hmoty, ale ukázalo se, že je obtížné to určit pomocí pozorování.

Preonové hvězdy

Preonová hvězda je navrhovaný typ kompaktní hvězdy složené z preonů , skupiny hypotetických subatomárních částic . Předpokládá se, že preonové hvězdy mají obrovskou hustotu přesahující 10 23 kg na metr krychlový – mezičlánek mezi kvarkovými hvězdami a černými dírami. Preonové hvězdy mohou pocházet z výbuchů supernov nebo velkého třesku ; současná pozorování urychlovače částic však existenci preonů nenaznačují.

Q hvězdy

Hvězdy Q jsou hypotetické kompaktní, těžší neutronové hvězdy s exotickým stavem hmoty, kde je zachován počet částic s poloměrem 1,5krát menším, než je odpovídající Schwarzschildův poloměr . Q hvězdy se také nazývají "šedé díry".

Elektroslabé hvězdy

Elektroslabá hvězda  je teoretický typ exotické hvězdy , ve které je gravitačnímu kolapsu hvězdy zabráněno radiačním tlakem vyplývajícím z elektroslabého spalování, tedy energie uvolněné při přeměně kvarků na leptony elektroslabou silou . K tomuto procesu dochází v objemu v jádru hvězdy, přibližně velikosti jablka , obsahujícím asi dvě hmotnosti Země. [9]

Bosonická hvězda

Bosonická hvězda  je hypotetický astronomický objekt, který je tvořen částicemi zvanými bosony (běžné hvězdy jsou tvořeny z fermionů ). Aby tento typ hvězd mohl existovat, musí existovat stabilní typ bosonu s odpudivým samočinným působením. Od roku 2016 neexistuje žádný podstatný důkaz, že taková hvězda existuje. Jejich detekce je však možná z gravitačního záření emitovaného dvojicí společně rotujících bosonických hvězd. [deset]

Kompaktní relativistické objekty a zobecněný princip neurčitosti

Nedávno, na základě principu zobecněné neurčitosti navrženého některými přístupy ke kvantové gravitaci, jako je teorie strun a dvojitá speciální teorie relativity , byl studován účinek principu zobecněné neurčitosti na termodynamické vlastnosti kompaktních hvězd se dvěma různými složkami. [11] A. Tawfik poznamenal, že existence kvantové gravitační korekce má tendenci bránit se hvězdnému kolapsu, pokud parametr zobecněného principu nejistoty nabývá hodnot mezi Planckovou stupnicí a elektroslabou stupnicí. Ve srovnání s jinými přístupy bylo zjištěno, že poloměry kompaktních hvězd by měly být menší a nárůst energie poloměry kompaktních hvězd snižuje.

Poznámky

  1. ↑ Tauris, T.M.; J. van den Heuvel, EP Formace a vývoj kompaktních hvězdných rentgenových zdrojů  . — 2003.
  2. ↑ M.; Hashimoto. Supernovy typu II z 8–10 asymptotických obřích hvězd s větvemi o hmotnosti Slunce  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1993. - Sv. 414 . — P.L105 . - doi : 10.1086/187007 . - .
  3. ↑ C.; Ritossa. O vývoji hvězd, které tvoří elektronově degenerovaná jádra zpracovaná spalováním uhlíku. II. Hojnost izotopů a tepelné pulsy v 10M slunečním modelu s JEDNÍM jádrem a aplikacemi pro dlouhodobé proměnné, klasické novy a kolaps vyvolaný akrecí  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1996. - Sv. 460 . — S. 489 . - doi : 10.1086/176987 . - .
  4. ↑ S.; Wanajo. Ther-Process ve výbuších supernov z kolapsu jader O-Ne-Mg  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2003. - Sv. 593 , č.p. 2 . - str. 968-979 . - doi : 10.1086/376617 . - . - arXiv : astro-ph/0302262 .
  5. ↑ DE; Osterbrock. Kdo skutečně vymyslel slovo supernova? Kdo jako první předpověděl neutronové hvězdy? (anglicky)  // Bulletin of the American Astronomical Society : deník. - 2001. - Sv. 33 . — S. 1330 . - .
  6. ↑ W.; Baade. On Super-Novae (anglicky)  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America  : journal. - 1934. - Sv. 20 , č. 5 . - str. 254-259 . - doi : 10.1073/pnas.20.5.254 . - . — PMID 16587881 .  
  7. ↑ W.; Baade. Cosmic Rays from Super-Novae (anglicky)  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America  : journal. - 1934. - Sv. 20 , č. 5 . - str. 259-263 . - doi : 10.1073/pnas.20.5.259 . - . — PMID 16587882 .  
  8. ↑ Visser, M. (2009), Malý, tmavý a těžký: Ale je to černá díra?, arΧiv : 0902.0346 . 
  9. ↑ Shiga. Exotické hvězdy mohou napodobovat velký třesk . New Scientist (4. ledna 2010). Získáno 18. února 2010. Archivováno z originálu 18. ledna 2010.
  10. ↑ Palenzuela, C. Orbitální dynamika binárních bosonových hvězdných systémů  // Physical Review D  : journal  . - 2008. - Sv. 77 , č. 4 . - doi : 10.1103/PhysRevD.77.044036 . - . - arXiv : 0706.2435 .
  11. ↑ Ahmed Farag Ali a A. Tawfik, Int. J. Mod. Phys. D22 (2013) 1350020 Archivováno 1. srpna 2020 na Wayback Machine

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  V bibliografických katalozích