Kompaktní hvězda - Compact star

V astronomii termín kompaktní hvězda (nebo kompaktní objekt ) souhrnně označuje bílé trpaslíky , neutronové hvězdy a černé díry . Pokud by se potvrdilo, že taková hypotetická, hustá těla existují, rozrostla by se o exotické hvězdy . Všechny kompaktní objekty mají vzhledem k poloměru vysokou hmotnost , což jim dává velmi vysokou hustotu ve srovnání s běžnou atomovou hmotou .

Kompaktní hvězdy jsou často koncovými body hvězdné evoluce a v tomto ohledu se jim také říká hvězdné zbytky . Stav a typ hvězdného zbytku závisí především na hmotnosti hvězdy, ze které vznikla. Nejasný termín kompaktní hvězda se často používá, když není známa přesná povaha hvězdy, ale důkazy naznačují, že má ve srovnání s obyčejnými hvězdami velmi malý poloměr . Kompaktní hvězdu, která není černou dírou, lze nazvat degenerovanou hvězdou . Dne 1. června 2020 astronomové informovali o zúžení zdroje rychlých rádiových výbuchů (FRB), které nyní mohou pravděpodobně zahrnovat „sloučení kompaktních objektů a magnetary vznikající z normálních supernov kolapsu jádra “.

Formace

Obvyklým koncovým bodem hvězdné evoluce je vznik kompaktní hvězdy.

Všechny aktivní hvězdy nakonec dospějí do bodu svého vývoje, když tlak vnějšího záření z jaderných fúzí v jeho nitru již nemůže odolat všudypřítomným gravitačním silám. Když k tomu dojde, hvězda se zhroutí vlastní vahou a podstoupí proces hvězdné smrti . U většiny hvězd to bude mít za následek vytvoření velmi hustého a kompaktního hvězdného zbytku, známého také jako kompaktní hvězda.

Kompaktní hvězdy nemají žádnou vnitřní produkci energie, ale budou - s výjimkou černých děr - obvykle vyzařovat miliony let s přebytečným teplem, které zbylo ze samotného kolapsu.

Podle nejnovějšího chápání by se kompaktní hvězdy mohly tvořit také během fázových separací raného vesmíru po Velkém třesku . Prvotní původ známých kompaktních objektů nebyl s určitostí určen.

Život

Ačkoli kompaktní hvězdy mohou vyzařovat, a tak se ochladit a ztratit energii, nejsou závislé na vysokých teplotách, aby si udržely strukturu, jako to dělají běžné hvězdy. Kromě vnějších rušivých vlivů a rozpadu protonů mohou přetrvávat prakticky navždy. Obecně se věří, že černé díry se po bilionech let konečně vypaří z Hawkingova záření . Podle našich současných standardních modelů fyzikální kosmologie se všechny hvězdy nakonec vyvinou v chladné a temné kompaktní hvězdy, dokud vesmír ve velmi vzdálené budoucnosti vstoupí do takzvané degenerované éry .

Poněkud širší definice kompaktních objektů často zahrnuje menší pevné objekty, jako jsou planety , asteroidy a komety . Existuje pozoruhodná rozmanitost hvězd a dalších shluků horké hmoty, ale veškerá hmota ve vesmíru musí nakonec podle současné teoretické interpretace termodynamiky skončit jako nějaká forma kompaktního hvězdného nebo subhvězdného objektu .

Bílí trpaslíci

Eskimo Nebula je osvětlena bílého trpaslíka ve svém středu.

Hvězdy zvané bílí nebo degenerovaní trpaslíci jsou tvořeny převážně degenerovanou hmotou ; typicky uhlíková a kyslíková jádra v moři degenerovaných elektronů. Bílí trpaslíci pocházejí z jader hvězd hlavní posloupnosti, a proto jsou při svém vzniku velmi horcí. Když se ochladí, začervenají a ztmavnou, až se z nich nakonec stanou temní černí trpaslíci . V 19. století byli pozorováni bílí trpaslíci, ale extrémně vysoké hustoty a tlaky, které obsahují, byly vysvětleny až ve 20. letech 20. století.

Stavová rovnice pro degenerované hmoty je „měkký“, což znamená, že přidání více hmoty bude mít za následek menší objektu. Objekt pokračuje v přidávání hmoty tomu, co začíná jako bílý trpaslík, a zmenšuje se a centrální hustota se ještě zvyšuje s vyšší energií degenerovaných elektronů. Poté, co se hmota degenerované hvězdy rozroste natolik, že se její poloměr zmenší na pouhých několik tisíc kilometrů, bude se hmota blížit k Chandrasekharově hranici - teoretické horní hranici hmotnosti bílého trpaslíka, asi 1,4násobku hmotnosti Slunce ( M _☉ ).

Pokud se záležitost odstraněny ze středu bílého trpaslíka a pomalu stlačený, elektrony by nejprve nucen kombinovat s jádry, mění jejich protony na neutrony podle inverzní rozpadu beta . Rovnováha by se posunula směrem k těžším jádrům bohatším na neutrony, která nejsou stabilní při každodenní hustotě. Jak se hustota zvyšuje, tato jádra jsou stále větší a méně dobře svázaná. Při kritické hustotě asi 4 × 10 ¹⁴ kg/m ³ - nazývané „ linie odkapávání neutronů “ - by atomové jádro mělo tendenci se rozpouštět na nevázané protony a neutrony. Pokud by byl dále stlačen, nakonec by dosáhl bodu, kde je hmota v řádu hustoty atomového jádra - asi 2 × 10 ¹⁷ kg/m ³ . Při této hustotě by hmotou byly hlavně volné neutrony se světlem rozptylujícím protony a elektrony.

Neutronové hvězdy

Krabí mlhovina je zbytek po supernově obsahující Krabí pulsar , na neutronovou hvězdu .

V některých binárních hvězdách obsahujících bílého trpaslíka se hmota přenáší z doprovodné hvězdy na bílého trpaslíka a nakonec ji tlačí přes hranici Chandrasekhar . Elektrony reagují s protony za vzniku neutronů, a proto již nedodávají potřebný tlak, aby odolávaly gravitaci, což způsobilo kolaps hvězdy. Pokud je střed hvězdy složen převážně z uhlíku a kyslíku, pak takový gravitační kolaps zapálí uprchlou fúzi uhlíku a kyslíku, což má za následek supernovu typu Ia, která hvězdu úplně odfoukne, než se kolaps může stát nevratným. Pokud je střed složen převážně z hořčíku nebo těžších prvků, kolaps pokračuje. Jak hustota dále roste, zbývající elektrony reagují s protony a vytvářejí více neutronů. Kolaps pokračuje, dokud (při vyšší hustotě) neutrony nezdegenerují. Nová rovnováha je možná poté, co se hvězda zmenší o tři řády , do poloměru mezi 10 a 20 km. Toto je neutronová hvězda .

Ačkoli první neutronová hvězda byla pozorována až v roce 1967, kdy byl objeven první radiopulzar , neutronové hvězdy navrhli Baade a Zwicky v roce 1933, jen rok po objevení neutronu v roce 1932. Uvědomili si, že protože neutronové hvězdy jsou tak husté, kolaps obyčejné hvězdy na neutronovou hvězdu by uvolnil velké množství potenciální gravitační energie, což by poskytlo možné vysvětlení supernov . Toto je vysvětlení supernov typů Ib, Ic a II . K takovým supernovám dochází, když železné jádro hmotné hvězdy překročí Chandrasekharův limit a zhroutí se na neutronovou hvězdu.

Stejně jako elektrony jsou neutrony fermiony . Poskytují tedy tlak degenerace neutronů na podporu neutronové hvězdy před kolapsem. Odpudivé interakce neutron-neutron navíc poskytují další tlak. Stejně jako Chandrasekharův limit pro bílé trpaslíky existuje pro neutronové hvězdy omezující hmotnost: Tolman – Oppenheimer – Volkoffův limit , kde tyto síly již nejsou dostatečné k udržení hvězdy. Jelikož síly v husté hadronové hmotě nejsou dobře známy, není tento limit přesně znám, ale předpokládá se, že je mezi 2 a 3 M _☉ . Pokud na neutronovou hvězdu naroste více hmoty, bude nakonec tohoto hmotnostního limitu dosaženo. Co bude dál, není úplně jasné.

Černé díry

Simulovaná černá díra deseti hmotností Slunce ve vzdálenosti 600 km

Jak se hromadí více hmoty, rovnováha proti gravitačnímu kolapsu překračuje bod zlomu. Jakmile je tlak hvězdy nedostatečný k vyvážení gravitace, dojde během milisekund ke katastrofickému gravitačnímu kolapsu. Kosmická rychlost na povrchu, již alespoň 1 / 3 světla rychlost, rychle dosáhne rychlost světla. V tu chvíli nemůže uniknout žádná energie ani hmota a vytvořila se černá díra . Protože je veškeré světlo a hmota uvězněno v horizontu událostí , černá díra vypadá opravdu černá , s výjimkou možnosti velmi slabého Hawkingova záření . Předpokládá se, že kolaps bude pokračovat i uvnitř horizontu událostí.

V klasické teorii obecné relativity se vytvoří gravitační singularita zabírající ne více než bod . Může dojít k novému zastavení katastrofického gravitačního kolapsu o velikosti srovnatelné s Planckovou délkou , ale v těchto délkách není známá gravitační teorie, která by předpovídala, co se stane. Přidání jakékoli další hmoty do černé díry způsobí, že poloměr horizontu událostí se lineárně zvýší s hmotností centrální singularity. To vyvolá určité změny ve vlastnostech černé díry, například snížení přílivového napětí v blízkosti horizontu událostí a snížení síly gravitačního pole na horizontu. S jakýmkoli nárůstem hmotnosti však nedojde k žádným dalším kvalitativním změnám ve struktuře.

Alternativní modely černé díry

Exotické hvězdy

Exotické hvězda je hypotetická kompaktní hvězda skládá z něco jiného než elektrony , protony a neutrony v rovnováze s gravitačním kolapsu podle degenerace tlakem nebo jiným kvantové vlastnosti. Patří sem podivné hvězdy (složené z podivné hmoty ) a spekulativnější preonské hvězdy (složené z preonů ).

Exotické hvězdy jsou hypotetické, ale pozorování vydaná rentgenovou observatoří Chandra 10. dubna 2002 odhalila dvě kandidátské podivné hvězdy, označené jako RX J1856.5-3754 a 3C58 , které byly dříve považovány za neutronové hvězdy. Na základě známých fyzikálních zákonů se první jevily mnohem menší a druhé mnohem chladnější, než by měly, což naznačuje, že jsou složeny z materiálu hustšího než neutronium . Vědci tvrdí, že se tato pozorování setkávají se skepticismem, kteří tvrdí, že výsledky nebyly přesvědčivé.

Kvarkové hvězdy a podivné hvězdy

Pokud jsou neutrony dostatečně stlačeny při vysoké teplotě, rozloží se na své kvarky , které tvoří takzvanou kvarkovou hmotu . V tomto případě se hvězda zmenší a zhoustne, ale místo úplného kolapsu do černé díry je možné, že se hvězda může sama stabilizovat a přežít v tomto stavu neomezeně dlouho, pokud se nepřidá žádná další hmota. Do určité míry se z něj stal velmi velký nukleon . Hvězda v tomto hypotetickém stavu se nazývá „ hvězda kvarku “ nebo konkrétněji „podivná hvězda“. Pulsar 3C58 byl navržen jako možná kvarková hvězda. Předpokládá se, že většina neutronových hvězd obsahuje jádro kvarkové hmoty, ale ukázalo se, že je obtížné to pozorovatelně určit.

Preon hvězdy

Preon hvězda je navržený typ kompaktního hvězdy z preons , skupina hypotetických elementárních částic . Očekává se, že hvězdy Preon budou mít obrovskou hustotu přesahující 10 ²³ kilogramů na metr krychlový - meziprodukt mezi kvarkovými hvězdami a černými dírami. Hvězdy Preon mohly pocházet z výbuchů supernovy nebo Velkého třesku ; současná pozorování urychlovačů částic však hovoří proti existenci předpon.

Q hvězdy

Hvězdy Q jsou hypotetické kompaktní, těžší neutronové hvězdy s exotickým stavem hmoty, kde jsou zachována čísla částic s poloměry menšími než 1,5násobek odpovídajícího Schwarzschildova poloměru. Hvězdám Q se také říká „šedé díry“.

Elektroslabé hvězdy

Elektroslabá hvězda je teoretický typ exotické hvězdy , čímž se zabrání gravitační kolaps hvězdy podle tlak záření v důsledku elektroslabé spalování , to je, energie uvolněná přeměnou kvarků do leptons přes electroweak síly . Tento proces probíhá v objemu v jádru hvězdy přibližně o velikosti jablka , který obsahuje asi dvě hmoty Země.

Bosonská hvězda

Boson hvězda je hypotetická astronomické objekt , který je vytvořen z částic nazývaných bosony (konvenční hvězdy jsou vytvořeny z fermions ). Aby tento typ hvězdy existoval, musí existovat stabilní typ bosonu s odpudivou vlastní interakcí. Od roku 2016 neexistuje žádný významný důkaz, že taková hvězda existuje. Může však být možné je detekovat gravitačním zářením vyzařovaným dvojicí společně obíhajících bosonových hvězd.

Kompaktní relativistické objekty a zobecněný princip nejistoty

Na základě principu generalizované neurčitosti (GUP), navrženého některými přístupy ke kvantové gravitaci, jako je teorie strun a dvojnásobně speciální relativita , byl v poslední době studován účinek GUP na termodynamické vlastnosti kompaktních hvězd se dvěma různými složkami. Tawfik a kol. poznamenal, že existence korekce kvantové gravitace má tendenci odolávat kolapsu hvězd, pokud parametr GUP nabývá hodnot mezi Planckovou a elektroslabou stupnicí. Ve srovnání s jinými přístupy bylo zjištěno, že poloměry kompaktních hvězd by měly být menší a rostoucí energie snižuje poloměry kompaktních hvězd.

Viz také

Vznik a vývoj galaxií

Reference

Prameny

Blaschke, D .; Fredriksson, S .; Grigorian, H .; Öztaş, A .; Sandin, F. (2005). „Fázový diagram hmoty kvarku se třemi příchutěmi za podmínek kompaktní hvězdy“. Physical Review D . 72 (6): 065020. arXiv : hep-ph/0503194 . Bibcode : 2005PhRvD..72f5020B . doi : 10,1103/PhysRevD.72.065020 . S2CID 119356279 .
Sandin, F. (2005). „Kompaktní hvězdy ve standardním modelu - i mimo něj“. European Physical Journal C . 40 (2): 15–22. arXiv : astro-ph/0410407 . Bibcode : 2005EPJC ... 40 ... 15S . doi : 10,1140/epjcd/s2005-03-003-y . S2CID 119495444 .
Sandin, F. (2005). Exotické fáze hmoty v kompaktních hvězdách (PDF) (práce). Luleå University of Technology .

Languages

In other projects