Kompakti tähti

Kompakti tähti ( kompakti objekti ) – yhdessä valkoiset kääpiöt , neutronitähdet ja mustat aukot . Termi sisältää myös eksoottiset tähdet , jos tällaisia ​​hypoteettisia tiheitä kappaleita löytyy. Kaikilla kompakteilla esineillä on suuri massa suhteessa niiden säteeseen, mikä antaa niille erittäin suuren tiheyden verrattuna tavalliseen atomiaineeseen .

Kompaktit tähdet ovat usein tähtien evoluution lopputila , ja niitä kutsutaan tässä suhteessa myös tähtien jäännöksiksi. Tähtijäännöksen tila ja tyyppi riippuvat ensisijaisesti sen tähden massasta, josta se muodostui. Moniselitteistä termiä kompakti tähti käytetään usein, kun tähden tarkkaa luonnetta ei tiedetä, mutta todisteet viittaavat siihen, että sillä on hyvin pieni säde verrattuna tavallisiin tähtiin . Kompaktia tähteä, joka ei ole musta aukko, voidaan kutsua rappeutuneeksi tähdeksi.

Muodostaminen

Yleensä tähtien evoluution lopullinen tila on kompaktin tähden muodostuminen.

Useimmat tähdet tulevat lopulta evoluutionsa lopputilaan, kun niiden sisäavaruuden ydinfuusion ulompi säteilypaine ei enää kestä gravitaatiovoimia. Kun näin tapahtuu, tähti romahtaa oman painonsa alla ja kokee tähtikuoleman . Useimmille tähdille tämä johtaa erittäin tiheään ja kompaktiin tähtien jäännökseen, joka tunnetaan myös nimellä kompakti tähti.

Kompaktit tähdet eivät tuota sisäistä energiaa, mutta mustia aukkoja lukuun ottamatta säteilevät miljoonia vuosia romahduksen jälkeen jäljellä olevaa energiaa [1] .

Nykyisen käsityksen mukaan kompakteja tähtiä on voinut muodostua myös alkuräjähdyksen jälkeisen varhaisen universumin faasierottelun aikana . Varhaisen universumin tunnettujen kompaktien esineiden alkuperäistä alkuperää ei ole tarkasti määritetty.

Elinikä

Vaikka pienet tähdet voivat säteillä ja siksi jäähtyä ja menettää energiaa, ne eivät ole riippuvaisia ​​korkeista lämpötiloista säilyttääkseen rakenteensa kuten tavalliset tähdet tekevät. Ulkoisia häiriöitä ja protonien hajoamista lukuun ottamatta ne voivat kestää hyvin pitkään. Uskotaan kuitenkin, että mustat aukot haihtuvat lopulta Hawkingin säteilyn vaikutuksesta biljoonien vuosien jälkeen. Nykyisten fyysisen kosmologian standardimalliemme mukaan kaikista tähdistä tulee lopulta kylmiä ja tummia kompakteja tähtiä, kun maailmankaikkeus astuu niin kutsuttuun rappeutuneiden aikakauteen hyvin kaukaisessa tulevaisuudessa.

Hieman laajempi määritelmä kompakteista kohteista sisältää usein pienemmät kiinteät esineet , kuten planeetat , asteroidit ja komeetat . On olemassa laaja valikoima tähtiä ja muita kuuman aineen kokoelmia, mutta termodynamiikan mukaan kaikesta maailmankaikkeudessa olevasta aineesta tulee lopulta jonkinlainen kompakti tähti- tai aliobjekti.

Valkoiset kääpiöt

Tähdet, joita kutsutaan valkoisiksi tai rappeutuneiksi kääpiöiksi , koostuvat enimmäkseen rappeutuneesta aineesta ; yleensä hiili- ja happiytimet degeneroituneiden elektronien meressä. Valkoiset kääpiöt ovat peräisin pääsarjan tähtien ytimistä ja ovat siksi muodostuessaan erittäin kuumia. Jäähtyessään ne muuttuvat punaisiksi ja haalistuvat, kunnes niistä tulee lopulta tummia mustia kääpiöitä . Valkoisia kääpiöitä havaittiin 1800-luvulla, mutta niiden erittäin suuri tiheys ja paine selitettiin vasta 1920-luvulla.

Degeneroituneen aineen tilayhtälö on "pehmeä", mikä tarkoittaa, että lisäämällä massaa kohde pienenee. Kun se jatkaa massan lisäämistä nykyiseen valkoiseen kääpiötähteen, kohde kutistuu ja keskustiheys kasvaa entisestään korkeampien rappeutuneiden elektronien energioiden myötä. Tähden säde kutistuu muutamaan tuhanteen kilometriin ja massa lähestyy valkoisen kääpiön massan teoreettista ylärajaa, Chandrasekhar-rajaa , joka on noin 1,4 kertaa Auringon massa (M☉).

Jos ottaisimme aineen valkoisen kääpiömme keskustasta ja alkaisimme puristaa sitä hitaasti, näkisimme ensin, että elektronit pakotetaan yhdistymään ytimiin ja muuttamaan protoninsa neutroneiksi käänteisen beeta-hajoamisen avulla. Tasapaino siirtyisi kohti raskaampia, neutronirikkaampia ytimiä, jotka eivät ole stabiileja normaaleissa tiheyksissä. Tiheyden kasvaessa näistä ytimistä tulee suurempia ja vähemmän kytkettyjä. Kriittisellä tiheydellä noin 4 ⋅10 14 kg/m 3 , jota kutsutaan ydintippuviivaksi , atomiydin pyrkii hajoamaan protoneiksi ja neutroneiksi. Lopulta saavuttaisimme pisteen, jossa aineella on atomiytimen tiheys (noin 2 ⋅10 17 kg/m 3 ). Tällä hetkellä puhumme pääasiassa vapaista neutroneista, joissa on pieni määrä protoneja ja elektroneja.  

Neutronitähdet

Joissakin kaksoistähdissä , joissa on yksi valkoinen kääpiö, massa siirtyy seuratähdestä valkoiseen kääpiöön, jolloin tähti ylittää Chandrasekharin rajan . Elektronit reagoivat protonien kanssa muodostaen neutroneja eivätkä siten enää tarjoa tarvittavaa painetta vastustaakseen painovoimaa, jolloin tähti romahtaa. Jos tähden keskipiste koostuu enimmäkseen hiilestä ja hapesta, niin tällainen gravitaatioromahdus aiheuttaisi hiilen ja hapen karkaavan fuusion, jolloin tyypin Ia supernova hajoaisi kokonaan ja irtoaa osan tähtien massasta ennen kuin romahdus muuttuu. peruuttamaton. Jos tähden keskipiste koostuu pääasiassa magnesiumista tai raskaammista alkuaineista, romahtaminen jatkuu [2] [3] [4] . Kun tiheys kasvaa edelleen, jäljellä olevat elektronit reagoivat protonien kanssa tuottaen lisää neutroneja. Romahdus jatkuu, kunnes (suuremmalla tiheydellä) neutronit rappeutuvat. Uusi tasapaino on mahdollinen, kun tähti kutistuu kolme suuruusluokkaa 10-20 kilometrin säteeseen. Tämä on neutronitähti .

Vaikka ensimmäinen neutronitähti havaittiin vuonna 1967, kun ensimmäinen radiopulsari löydettiin , Baade ja Zwicky ennustivat teoriassa neutronitähdet vuonna 1933, vain vuosi neutronin löytämisen jälkeen vuonna 1932. He ymmärsivät, että koska neutronitähdet ovat niin tiheitä, tavallisen tähden romahtaminen neutronitähdeksi vapauttaisi suuren määrän potentiaalista gravitaatioenergiaa, mikä olisi mahdollinen selitys supernovalle [5] [6] [7] . Tällaisia ​​supernovia (tyypit Ib, Ic ja II ) syntyy, kun massiivisen tähden rautasydän ylittää Chandrasekhar-rajan ja romahtaa neutronitähdeksi.

Kuten elektronit, neutronit ovat fermioneja . Siksi ne tarjoavat neutronien rappeutumispainetta estääkseen neutronitähden romahtamisen. Lisäksi hylkivät neutroni-neutroni-vuorovaikutukset tarjoavat lisäpainetta. Kuten Chandrasekhar-raja valkoisille kääpiöille, neutronitähdille on massaraja: Tolman-Oppenheimer-Volkov-raja , jossa nämä voimat eivät enää riitä pitämään tähteä. Koska tiheän hadronisen aineen voimia ei vielä täysin ymmärretä, tätä rajaa ei tarkasti tunneta, mutta sen uskotaan olevan välillä 2,01 - 2,16 M ⊙ . Jos neutronitähteen putoaa enemmän massaa, tämä massaraja lopulta saavutetaan ja tähti romahtaa.

Mustat aukot

Kun massaa kertyy enemmän, tasapaino menettää painovoiman romahtamisen ja saavuttaa rajansa. Tähden paine ei riitä tasapainottamaan painovoimaa, ja katastrofaalinen painovoiman romahdus tapahtuu millisekunneissa. Pakonopeus pinnalla on jo vähintään 1/3 valon nopeudesta ja saavuttaa nopeasti valon nopeuden . Energia tai aine ei pääse poistumaan tältä alueelta: muodostuu musta aukko . Kaikki valo siepataan tapahtumahorisontin sisällä , joten musta aukko näyttää todella mustalta , lukuun ottamatta Hawking-säteilyn mahdollisuutta . Romahduksen odotetaan jatkuvan.

Klassisessa yleisen suhteellisuusteoriassa muodostuu gravitaatiosingulariteetti, jonka koko ei ole suurempi kuin piste . On mahdollista, että katastrofaalinen gravitaatioromahdus pysähtyy taas Planckin pituuteen verrattavissa olevaan kokoon , mutta näillä pituuksilla ei ole tunnettua painovoimateoriaa, joka voisi ennustaa seurauksia. Ylimääräisen massan lisääminen mustaan ​​aukkoon johtaa tapahtumahorisontin säteen lineaariseen kasvuun keskisingulaarisuuden massan funktiona. Tämä aiheuttaa tiettyjä muutoksia mustan aukon ominaisuuksissa, kuten vuorovesivoimien vähenemisen lähellä tapahtumahorisonttia ja gravitaatiokentän voimakkuuden heikkenemistä tapahtumahorisontissa. Rakenteessa ei kuitenkaan tapahdu enempää laadullisia muutoksia, jotka liittyvät massan lisääntymiseen.

Vaihtoehtoiset mustan aukon mallit

Exotic Stars

Eksoottinen tähti  on hypoteettinen pienikokoinen tähti, joka koostuu muista hiukkasista kuin elektroneista , protoneista ja neutroneista ja jonka painovoima romahtaa tasapainoisesti kaasunpaineen tai muiden kvanttiominaisuuksien vuoksi. Näitä ovat omituiset tähdet (koostuvat oudosta aineesta) ja spekulatiivisemmat preon-tähdet (koostuvat preoneista ).

Eksoottiset tähdet ovat hypoteettisia, mutta Chandra X-ray Observatoryn 10. huhtikuuta 2002 julkaisemat havainnot löysivät kaksi outoa tähtiehdokasta, nimet RX J1856.5-3754 ja 3C58 , joiden pidettiin aiemmin olevan neutronitähtiä. Tunnettujen fysiikan lakien perusteella edellinen vaikutti paljon pienemmältä ja jälkimmäinen paljon kylmemmältä kuin niiden pitäisi, olettaen, että ne on valmistettu materiaalista, joka on tiheämpi kuin neutronium . Nämä havainnot suhtautuvat kuitenkin skeptisesti tutkijoilta, joiden mukaan tulokset eivät ole vakuuttavia.

Kvarkkitähdet ja omituiset tähdet

Jos neutroneja puristetaan tarpeeksi kovaa korkeassa lämpötilassa, ne hajoavat kvarkeiksi muodostaen niin sanotun kvarkkiaineen. Tässä tapauksessa tähti kutistuu entisestään ja tihenee, mutta sen sijaan, että se romahtaa kokonaan mustaksi aukoksi, on mahdollista, että tähti voi vakiintua ja selviytyä tässä tilassa loputtomiin, kunnes massaa lisätään. Jossain määrin siitä on tullut erittäin suuri nukleoni . Tyypin A tähteä tässä hypoteettisessa tilassa kutsutaan kvarkkitähdeksi tai tarkemmin sanottuna "outo tähdeksi". Pulsaria 3C58 on ehdotettu mahdolliseksi kvarkkitähdeksi. Useimpien neutronitähtien uskotaan sisältävän kvarkkiaineen ytimen, mutta tämä on osoittautunut vaikeaksi määrittää havaintojen avulla.

Preon-tähdet

Preontähti on ehdotettu kompakti tähtityyppi, joka koostuu preoneista , ryhmästä hypoteettisia subatomisia hiukkasia . Oletetaan, että preontähtien tiheys on valtava, yli 10 23 kg kuutiometriä kohden - tämä on väliyhteys kvarkkitähtien ja mustien aukkojen välillä. Preon-tähdet voivat olla peräisin supernovaräjähdyksistä tai alkuräjähdyksestä ; Nykyiset hiukkaskiihdytinhavainnot eivät kuitenkaan osoita preonien olemassaoloa.

Q-tähdet

Q-tähdet ovat hypoteettisia kompakteja, raskaampia neutronitähtiä, joilla on eksoottinen ainetila, jossa hiukkasten lukumäärä säilyy 1,5 kertaa pienemmällä säteellä kuin vastaava Schwarzschildin säde . Q-tähtiä kutsutaan myös "harmaiksi aukoksi".

Electroweak stars

Sähköheikko tähti  on teoreettinen eksoottinen tähtityyppi , jossa tähden painovoiman romahtaminen estetään sähköheikosta palamisesta johtuvalla säteilypaineella eli energialla, joka vapautuu, kun kvarkit muunnetaan leptoneiksi sähköheikon voiman vaikutuksesta . Tämä prosessi tapahtuu tähden ytimen tilavuudessa, joka on suunnilleen omenan kokoinen ja sisältää noin kaksi Maan massaa. [9]

Bosonic star

Bosoninen tähti  on hypoteettinen tähtitieteellinen kohde, joka muodostuu hiukkasista, joita kutsutaan bosoneiksi (tavalliset tähdet muodostuvat fermioneista ). Jotta tämän tyyppinen tähti olisi olemassa, on oltava vakaa bosonin tyyppi, jolla on vastenmielinen itsetoiminta. Vuodesta 2016 lähtien ei ole olemassa olennaisia ​​todisteita tällaisen tähden olemassaolosta. Niiden havaitseminen on kuitenkin mahdollista yhdessä pyörivien bosonisten tähtien parin lähettämästä gravitaatiosäteilystä. [kymmenen]

Kompaktit relativistiset objektit ja yleinen epävarmuusperiaate

Viime aikoina on tutkittu joidenkin kvanttigravitaation lähestymistapojen, kuten merkkijonoteorian ja kaksois-erikoissuhteellisuusteorian , ehdottaman yleisen epävarmuusperiaatteen perusteella yleisen epävarmuusperiaatteen vaikutusta kahden eri komponentin kompaktien tähtien termodynaamisiin ominaisuuksiin. [11] A. Tawfik totesi, että kvanttigravitaatiokorjauksen olemassaolo pyrkii vastustamaan tähtien romahtamista, jos yleisen epävarmuusperiaatteen parametri ottaa arvot Planckin asteikon ja sähköheikon asteikon väliltä. Muihin lähestymistapoihin verrattuna on havaittu, että kompaktien tähtien säteiden tulisi olla pienempiä ja energian kasvu pienentää kompaktien tähtien säteitä.

Muistiinpanot

  1. ↑ Tauris, T.M.; J. van den Heuvel, EP Formation and Evolution of Compact Stellar X-ray Sources  . – 2003.
  2. ↑ M.; Hashimoto. Tyypin II supernovat 8–10 aurinkomassasta asymptoottisesta jättiläishaaratähdestä  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1993. - Voi. 414 . — P.L105 . - doi : 10.1086/187007 . - .
  3. ↑ C.; Ritossa. Hiilenpoltolla prosessoitujen elektronien rappeutuneita ytimiä muodostavien tähtien evoluutiosta. II. Isotooppien runsaus ja lämpöpulssit 10 M aurinkomallissa , jossa on yksi ydin ja sovelluksia pitkän ajanjakson muuttujiin, klassisiin noviin ja accretion-induced Collapseiin  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1996. - Voi. 460 . - s. 489 . - doi : 10.1086/176987 . - .
  4. ↑ S.; Wanajo. Ther-Process in supernova Explosions from Collapse of O-Ne-Mg Cores  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2003. - Voi. 593 , no. 2 . - s. 968-979 . - doi : 10.1086/376617 . - . - arXiv : astro-ph/0302262 .
  5. ↑ DE; Osterbrock. Kuka todella loi sanan supernova? Kuka ennusti ensimmäisenä neutronitähdet? (englanniksi)  // Bulletin of the American Astronomical Society : päiväkirja. - 2001. - Voi. 33 . - s. 1330 . - .
  6. ↑ W.; Baade. On Super-Novae (englanniksi)  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United of America  : Journal. - 1934. - Voi. 20 , ei. 5 . - s. 254-259 . - doi : 10.1073/pnas.20.5.254 . - . — PMID 16587881 .  
  7. ↑ W.; Baade. Cosmic Rays from Super-Novae (englanniksi)  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United of America  : Journal. - 1934. - Voi. 20 , ei. 5 . - s. 259-263 . - doi : 10.1073/pnas.20.5.259 . - . — PMID 16587882 .  
  8. ↑ Visser, M. (2009), Pieni, tumma ja raskas: Mutta onko se musta aukko?, arΧiv : 0902.0346 . 
  9. ↑ Shiga. Eksoottiset tähdet saattavat jäljitellä alkuräjähdystä . New Scientist (4. tammikuuta 2010). Haettu 18. helmikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 18. tammikuuta 2010.
  10. ↑ Palenzuela, C. Binääribosonin tähtijärjestelmien kiertoradan dynamiikka  // Physical Review D  : Journal  . - 2008. - Voi. 77 , nro. 4 . - doi : 10.1103/PhysRevD.77.044036 . - . - arXiv : 0706.2435 .
  11. ↑ Ahmed Farag Ali ja A. Tawfik, Int. J. Mod. Phys. D22 (2013) 1350020 Arkistoitu 1. elokuuta 2020 Wayback Machinessa

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Bibliografisissa luetteloissa