Stea compactă

Steaua compactă ( obiect compact ) - împreună pitice albe , stele neutronice și găuri negre . Termenul include și stele exotice dacă se găsesc astfel de corpuri dense ipotetice. Toate obiectele compacte au o masă mare în raport cu raza lor, ceea ce le oferă o densitate foarte mare în comparație cu materia atomică obișnuită .

Stelele compacte sunt adesea starea finală a evoluției stelare și sunt, de asemenea, denumite rămășițe stelare în acest sens. Starea și tipul unei rămășițe stelare depind în primul rând de masa stelei din care s-a format. Termenul ambiguu stea compactă este adesea folosit atunci când natura exactă a stelei nu este cunoscută, dar dovezile sugerează că are o rază foarte mică în comparație cu stelele obișnuite . O stea compactă care nu este o gaură neagră poate fi numită o stea degenerată.

Formare

De obicei, starea finală a evoluției stelare este formarea unei stele compacte.

Majoritatea stelelor vor ajunge în cele din urmă la stadiul final al evoluției lor, când presiunea radiației exterioare de la fuziunile nucleare din spațiul lor interior nu mai poate rezista forțelor gravitaționale. Când se întâmplă acest lucru, steaua se prăbușește sub propria greutate și suferă moartea stelară . Pentru majoritatea stelelor, acest lucru are ca rezultat o rămășiță stelară foarte densă și compactă, cunoscută și sub numele de stea compactă.

Stelele compacte nu produc energie internă, dar, cu excepția găurilor negre, vor radia milioane de ani de energie în exces rămasă după prăbușire [1] .

Conform înțelegerii actuale, stele compacte s-ar fi putut forma și în timpul unei separări de fază în Universul timpuriu după Big Bang . Originea originală a obiectelor compacte cunoscute din universul timpuriu nu a fost determinată cu precizie.

Durata de viață

Deși stelele compacte pot radia și, prin urmare, se răcesc și pierd energie, ele nu depind de temperaturi ridicate pentru a-și menține structura așa cum o fac stelele normale. Cu excepția perturbațiilor externe și a dezintegrarii protonilor , aceștia pot persista foarte mult timp. Cu toate acestea, se crede că găurile negre se evaporă în cele din urmă din cauza radiațiilor Hawking, după trilioane de ani. Conform modelelor noastre standard actuale de cosmologie fizică, toate stelele vor deveni în cele din urmă stele compacte reci și întunecate atunci când universul va intra în ceea ce este cunoscut sub numele de era degenerată în viitorul foarte îndepărtat.

O definiție oarecum mai largă a obiectelor compacte include adesea obiecte mai mici, solide, cum ar fi planetele , asteroizii și cometele . Există o mare varietate de stele și alte colecții de materie fierbinte, dar conform termodinamicii , toată materia din univers trebuie să devină în cele din urmă o formă de obiecte stelare sau substelare compacte.

Pitici albe

Stelele, numite pitice albe sau degenerate , sunt compuse în mare parte din materie degenerată ; de obicei, nuclee de carbon și oxigen într-o mare de electroni degenerați. Piticele albe provin din nucleele stelelor din secvența principală și, prin urmare, sunt foarte fierbinți atunci când se formează. Pe măsură ce se răcesc, vor deveni roșii și se vor estompa până când în cele din urmă devin pitici negre închis . Piticile albe au fost observate în secolul al XIX-lea, dar densitatea și presiunea extrem de mare pe care o prezentau nu a fost explicată decât în ​​anii 1920.

Ecuația de stare a materiei degenerate este „moale”, ceea ce înseamnă că adăugarea de mai multă masă va face obiectul mai mic. Pe măsură ce continuă să adauge masă la ceea ce este acum o stea pitică albă, obiectul se micșorează, iar densitatea centrală devine și mai mare cu energii de electroni degenerate mai mari. Raza stelei se micșorează la câteva mii de kilometri, iar masa se apropie de limita superioară teoretică a masei unei pitice albe, limita Chandrasekhar , de aproximativ 1,4 ori masa Soarelui (M☉).

Dacă ar fi să luăm materia din centrul piticii noastre albe și să începem să o comprimăm încet, am vedea mai întâi că electronii sunt forțați să se combine cu nucleele, transformându-și protonii în neutroni prin dezintegrare beta inversă. Echilibrul s-ar muta către nuclee mai grele, mai bogate în neutroni, care nu sunt stabile la densități normale. Pe măsură ce densitatea crește, acești nuclei devin mai mari și mai puțin conectați. La o densitate critică de aproximativ 4 ⋅10 14 kg/m 3 , numită linie de picurare nucleară , nucleul atomic tinde să se descompună în protoni și neutroni. În cele din urmă am ajunge într-un punct în care materia are o densitate (aproximativ 2 ⋅10 17 kg/m 3 ) a unui nucleu atomic. În acest moment, vorbim în principal despre neutroni liberi cu un număr mic de protoni și electroni.  

Stele neutronice

În unele stele binare cu o singură pitică albă, masa este transferată de la steaua însoțitoare la pitica albă, determinând ca steaua să depășească limita Chandrasekhar . Electronii reacționează cu protonii pentru a forma neutroni și astfel nu mai oferă presiunea necesară pentru a rezista gravitației, determinând prăbușirea stelei. Dacă centrul stelei este compus în cea mai mare parte din carbon și oxigen, atunci un astfel de colaps gravitațional ar provoca o fuziune fuziune a carbonului și oxigenului, determinând ca supernova de tip Ia să se destrame complet, eliminând o parte din masa stelară, înainte ca colapsul să devină. ireversibil. Dacă centrul stelei este format în principal din magneziu sau elemente mai grele, atunci prăbușirea va continua [2] [3] [4] . Pe măsură ce densitatea crește și mai mult, electronii rămași reacționează cu protonii pentru a produce mai mulți neutroni. Colapsul continuă până când (la densitate mai mare) neutronii devin degenerați. Un nou echilibru este posibil după ce steaua se micșorează cu trei ordine de mărime la o rază de 10 până la 20 km. Aceasta este o stea neutronică .

Deși prima stea cu neutroni a fost observată în 1967, când a fost descoperit primul pulsar radio , stelele cu neutroni au fost prezise teoretic de Baade și Zwicky în 1933, la doar un an după descoperirea neutronului în 1932. Ei și-au dat seama că, deoarece stelele neutronice sunt atât de dense, prăbușirea unei stele obișnuite într-o stea neutronă ar elibera o cantitate mare de energie gravitațională potențială, ceea ce ar fi o posibilă explicație pentru supernove [5] [6] [7] . Astfel de supernove (tipurile Ib, Ic și II ) apar atunci când nucleul de fier al unei stele masive depășește limita Chandrasekhar și se prăbușește într-o stea neutronică.

Ca și electronii, neutronii sunt fermioni . Prin urmare, ele furnizează presiune de degenerescență a neutronilor pentru a împiedica stele de neutroni să se prăbușească. În plus, interacțiunile repulsive neutron-neutron oferă o presiune suplimentară. La fel ca limita Chandrasekhar pentru piticele albe, există o limită de masă pentru stelele neutronice: limita Tolman–Oppenheimer–Volkov , unde aceste forțe nu mai sunt suficiente pentru a menține steaua. Deoarece forțele din materia hadronică densă nu sunt încă pe deplin înțelese, această limită nu este cunoscută cu exactitate, dar se crede că este între 2,01 și 2,16 M ⊙ . Dacă mai multă masă cade pe steaua neutronică, în cele din urmă această limită de masă va fi atinsă și steaua se va prăbuși.

Găuri negre

Pe măsură ce se acumulează mai multă masă, echilibrul pierde din cauza colapsului gravitațional și atinge limita. Presiunea stelei nu este suficientă pentru a echilibra gravitația, iar un colaps gravitațional catastrofal are loc în milisecunde. Viteza de evacuare la suprafață este deja de cel puțin 1/3 din viteza luminii și atinge rapid viteza luminii. Nici energia și nici materia nu pot părăsi această regiune: se formează o gaură neagră . Toată lumina va fi captată în orizontul evenimentului și astfel gaura neagră pare să fie cu adevărat neagră , cu excepția posibilității radiației Hawking . Se așteaptă ca prăbușirea să continue.

În teoria clasică a relativității generale , se formează o singularitate gravitațională, cu o dimensiune nu mai mare de un punct . Este posibil ca colapsul gravitațional catastrofal să se oprească din nou la o dimensiune comparabilă cu lungimea Planck , dar la aceste lungimi nu există nicio teorie cunoscută a gravitației care ar putea prezice consecințele. Adăugarea oricărei mase suplimentare la o gaură neagră va duce la o creștere liniară a razei orizontului evenimentelor în funcție de masa singularității centrale. Acest lucru va provoca anumite modificări ale proprietăților găurii negre, cum ar fi o scădere a forțelor de maree în apropierea orizontului de evenimente și o scădere a intensității câmpului gravitațional la orizontul de evenimente. Cu toate acestea, nu vor exista alte modificări calitative ale structurii asociate cu orice creștere a masei.

Modele alternative de găuri negre

Stele exotice

O stea exotică  este o stea compactă ipotetică compusă din alte particule decât electroni , protoni și neutroni, cu colaps gravitațional echilibratprin presiunea degenerată a gazului sau alte proprietăți cuantice. Acestea includ stele ciudate (compuse din materie ciudată) și stelele preon mai speculative (compuse din preoni ).

Stelele exotice sunt ipotetice, dar observațiile publicate de Observatorul de raze X Chandra pe 10 aprilie 2002 au descoperit două stele candidate ciudate, desemnate RX J1856.5-3754 și 3C58 , despre care se credea anterior a fi stele neutronice. Pe baza legilor cunoscute ale fizicii, primele păreau mult mai mici, iar cele din urmă mult mai reci decât ar trebui, presupunând că ar fi făcute dintr-un material mai dens decât neutroniul . Cu toate acestea, aceste observații sunt întâmpinate cu scepticism din partea cercetătorilor care spun că rezultatele nu sunt concludente.

Stele Quark și stele ciudate

Dacă neutronii sunt comprimați suficient de tare la temperatură ridicată, ei se vor descompune în quarcii lor constituenți , formând ceea ce este cunoscut sub numele de materie de quarc. În acest caz, steaua se va micșora și mai mult și va deveni mai densă, dar în loc să se prăbușească complet într-o gaură neagră, este posibil ca steaua să se stabilizeze și să supraviețuiască în această stare la nesfârșit până când se adaugă masă. Într-o oarecare măsură, a devenit un nucleon foarte mare . O stea de tip A aflată în această stare ipotetică este numită stea cuarc sau, mai precis, „stea ciudată”. Pulsarul 3C58 a fost propus ca o posibilă stea cu cuarci. Se crede că majoritatea stelelor cu neutroni conțin un nucleu de materie de cuarci, dar acest lucru s-a dovedit dificil de determinat prin observații.

Preon star

O stea preon este un tip propus de stea compactă compusă din preoni , un grup de particule subatomice ipotetice . Se presupune că stelele preon au o densitate uriașă care depășește 10 23 kg pe metru cub - o legătură intermediară între stelele cuarci și găurile negre. Stelele Preon pot proveni din exploziile supernovei sau din Big Bang ; totuși, observațiile curente ale acceleratorului de particule nu indică existența preonilor.

Q stele

Stelele Q sunt stele neutronice ipotetice compacte, mai grele, cu o stare exotică a materiei în care numărul de particule este conservat cu o rază de 1,5 ori mai mică decât raza Schwarzschild corespunzătoare . Stelele Q sunt numite și „găuri gri”.

Stele electroslăbite

O stea electroslabă  este un tip teoretic de stea exotică în care prăbușirea gravitațională a stelei este împiedicată de presiunea radiației rezultată din arderea electroslabă, adică energia eliberată atunci când quarcii sunt convertiți în leptoni de către forța electroslabă . Acest proces are loc într-un volum din miezul unei stele, aproximativ de mărimea unui măr , care conține aproximativ două mase Pământului. [9]

Steaua bosonică

O stea bosonică este un obiect astronomic  ipotetic care este format din particule numite bosoni ( stelele obișnuite sunt formate din fermioni ). Pentru ca acest tip de stea să existe, trebuie să existe un tip stabil de boson cu o autoacțiune respingătoare. Din 2016, nu există dovezi substanțiale că o astfel de stea există. Cu toate acestea, detectarea lor este posibilă din radiația gravitațională emisă de o pereche de stele bosonice co-rotatoare. [zece]

Obiecte relativiste compacte și principiul incertitudinii generalizate

Recent, pe baza principiului incertitudinii generalizate propus de unele abordări ale gravitației cuantice, cum ar fi teoria corzilor și relativitatea specială dublă , a fost studiat efectul principiului incertitudinii generalizate asupra proprietăților termodinamice ale stelelor compacte cu două componente diferite. [11] A. Tawfik a remarcat că existența unei corecție gravitațională cuantică tinde să reziste colapsului stelar dacă parametrul principiului de incertitudine generalizată ia valori între scara Planck și scara electroslabă. În comparație cu alte abordări, s-a constatat că razele stelelor compacte ar trebui să fie mai mici, iar o creștere a energiei reduce razele stelelor compacte.

Note

  1. ↑ Tauris, T.M.; J. van den Heuvel, EP Formarea și evoluția surselor compacte de raze X stelare  . — 2003.
  2. ↑ M.; Hashimoto. Supernove de tip II de la 8-10 stele asimptotice de ramuri gigantice cu masă solară  (engleză)  // The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1993. - Vol. 414 . — P.L105 . - doi : 10.1086/187007 . - Cod biblic .
  3. ↑ C.; Ritossa. Despre evoluția stelelor care formează nuclee degenerate de electroni procesate prin arderea carbonului. II. Abundențe de izotopi și impulsuri termice într-un model solar de 10 M cu un nucleu UN și aplicații la variabile cu perioadă lungă, novae clasice și colaps indus de acreție  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1996. - Vol. 460 . — P. 489 . - doi : 10.1086/176987 . - Cod biblic .
  4. ↑ S.; Wanajo. Ther-Process in Supernova Explosions from Collapse of O-Ne-Mg Cores  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2003. - Vol. 593 , nr. 2 . - P. 968-979 . - doi : 10.1086/376617 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0302262 .
  5. ↑ DE; Osterbrock. Cine a inventat cu adevărat cuvântul Supernova? Cine a prezis pentru prima dată stele cu neutroni? (engleză)  // Buletinul Societății Americane de Astronomie : jurnal. - 2001. - Vol. 33 . — P. 1330 . - Cod biblic .
  6. ↑ W.; Baade. Despre Super-Novae (engleză)  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America  : journal. - 1934. - Vol. 20 , nr. 5 . - P. 254-259 . - doi : 10.1073/pnas.20.5.254 . - Cod biblic . — PMID 16587881 .  
  7. ↑ W.; Baade. Raze cosmice din Super-Novae (engleză)  // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America  : journal. - 1934. - Vol. 20 , nr. 5 . - P. 259-263 . - doi : 10.1073/pnas.20.5.259 . - Cod biblic . — PMID 16587882 .  
  8. ↑ Visser, M. (2009), Small, dark, and heavy: But is it a black hole?, arΧiv : 0902.0346 . 
  9. ↑ Shiga. Stelele exotice pot imita big bang-ul . New Scientist (4 ianuarie 2010). Consultat la 18 februarie 2010. Arhivat din original pe 18 ianuarie 2010.
  10. ↑ Palenzuela, C. Orbital dynamics of binary boson star systems  // Physical Review D  : journal  . - 2008. - Vol. 77 , nr. 4 . - doi : 10.1103/PhysRevD.77.044036 . - Cod . - arXiv : 0706.2435 .
  11. ↑ Ahmed Farag Ali și A. Tawfik, Int. J. Mod. Fiz. D22 (2013) 1350020 Arhivat la 1 august 2020 la Wayback Machine

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  În cataloagele bibliografice