Википедия

Кварковая звезда

Запрос «Странная звезда» перенаправляется сюда. На эту тему нужно создать отдельную статью.

Ква́рковая звезда́ — гипотетический космический объект, состоящий из так называемой «кварковой материи»[1]. Пока неясно, является ли переход вещества в кварковое состояние обратимым, то есть перейдёт ли кварковая материя обратно в нейтронную при уменьшении давления. Как показывает моделирование, в «кварковом газе», из которого, предположительно, состоит кварковая звезда, должно присутствовать большое количество s-кварков, поэтому иногда кварковые звёзды называют ещё и «странными» звёздами[2].

Гипотезу о существовании кварковых звёзд впервые предложили Д. Д. Иваненко и Д. Ф. Курдгелаидзе в 1965 году[1].

Формирование править

Предполагается, что когда вырожденный газ, из которого состоят нейтронные звёзды, оказывается под достаточным давлением из-за гравитации звезды или сверхновой, создающей её, отдельные нейтроны распадаются на кварки (u-кварки и d-кварки), из которых они состоят, образуя таким образом кварковую материю. Это преобразование может быть ограничено только центром нейтронной звезды или трансформировать её целиком в зависимости от физических обстоятельств. Такие звёзды называют кварковыми.[3][4]

Свойства вещества править

Дополнительные сведения: Единая теория поля, Хронология Большого взрыва

Данный тип объектов должен содержать вещество в состоянии, для которого одновременно действуют все четыре фундаментальных взаимодействия материи, известные современной физике:

  1. Гравитационное взаимодействие;
  2. Электромагнитное взаимодействие;
  3. Слабое ядерное взаимодействие
  4. Сильное ядерное взаимодействие.

В условиях, которые присутствуют внутри нейтронных звёзд, с чрезвычайно высокой плотностью, но температурой значительно ниже 1012 К, кварковая материя, как предсказывает теория, будет обладать некоторыми специфическими характеристиками. К примеру, ожидается, что она будет вести себя как ферми-жидкость и будет присутствовать цветовая сверхпроводимость[en]. Подобные экстремальные условия в настоящее время не могут быть воссозданы в лабораториях, поэтому подобное вещество нельзя изучить проведением прямых экспериментов.[5]

Кварковое вещество, состоящее из u- и d-кварков, имеет очень высокую энергию Ферми по сравнению с обычным атомарным веществом и стабильно только при экстремальных температурах и/или давлениях. Это говорит о том, что стабильными кварковыми звёздами могут быть только нейтронные звезды с ядром из кварковой материи.[6][7]

Странные звёзды править

Согласно расчётам, высокая энергия Ферми, делающая обычную кварковую материю неустойчивой при низких температурах и давлениях, может быть существенно снижена путём преобразования достаточного количества u- и d-кварков в s-кварки. Этот вид кварковой материи называют странной материей. Гипотетические звёзды, состоящие из подобной материи, называют странными звёздами[en].[8]

Звёзды-кандидаты править

По состоянию на 2022 год существование кварковых звёзд считается недоказанным. Существуют теоретические предпосылки к тому, что возможно преобразование нейтронных звёзд в кварковые[9]. Отбор пульсаров в кандидаты в кварковые звёзды осуществляется на основании результатов анализа их периода вращения на предмет возможного превышения предела скорости вращения нейтронных звёзд. Например, возможной кварковой звездой считается быстро вращающийся пульсар XTE J1739-285. Также масса таких объектов должна быть близка к верхнему пределу допустимых масс нейтронных звёзд и согласно последним исследованиям находится в пределах 2—2,5 M☉[10]. Возможно состоящими из кварковой формы состояния материи считают следующие объекты:

  • Учёные из канадского университета в Калгари предполагают, что остаток обнаруженной 18 сентября 2006 года яркой сверхновой SN 2006gy, возможно, является кварковой звездой.
  • Релятивистские объекты на месте сверхновых SN 2005gj[en], SN 2005ap[en] и ASASSN-15lh[en].
  • Результатом слияния двух нейтронных звезд вызвавшим гравитационно-волновой всплеск GW190425 может быть кварковая звезда[11].
  • Спектроскопическое исследование компактной звезды HESS J1731-347 в остатке сверхновой, опубликованное в 2022 году[12], показало, что масса этого объекта может составлять 0,8±0,2 M☉, хотя ранее не было известно нейтронных звёзд с массами менее 1,1 M☉, и столь малую массу трудно согласовать с имеющимися теоретическими моделями взрывов сверхновых. Правда, авторы показали, что масса этой звезды может быть и больше, в зависимости от применяемой модели атмосферы и модели распределения температуры по поверхности звезды. Но это не помешало обозревателю на портале phys.org предположить (и даже вынести это в заголовок), что компактный объект HESS J1731-347 из-за своей малой массы может оказаться кварковой звездой[13] (хотя в исходной статье авторы, напротив, отметили, что малая масса затрудняет переход к кварковой материи).

Примечания править

  1. ↑ 1 2 Иваненко Д.Д., Курдгелаидзе Д.Ф. Гипотеза кварковых звезд // Астрофизика. — 1965. — Т. 1. — С. 479—482.
  2. ↑ М. Е. Прохоров. Звезды, кварковые и нейтронные. Астронет (15 апреля 2002). Дата обращения: 12 марта 2009. Архивировано 12 июня 2008 года.
  3. ↑ Shapiro, Stuart L.; Teukolsky, Saul A. Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects (англ.). — Wiley, 2008. — ISBN 978-0471873167.
  4. ↑ Physics of neutron star interiors / Blaschke, David; Sedrakian, Armen; Glendenning, Norman K.. — Springer-Verlag, 2001. — Т. 578. — (Lecture Notes in Physics). — ISBN 978-3-540-42340-9. — doi:10.1007/3-540-44578-1.
  5. ↑ Alford, Mark G.; Schmitt, Andreas; Rajagopal, Krishna; Schäfer, Thomas. Color superconductivity in dense quark matter (англ.) // Reviews of Modern Physics. — 2008. — Vol. 80, no. 4. — P. 1455—1515. — doi:10.1103/RevModPhys.80.1455. — Bibcode: 2008RvMP...80.1455A. — arXiv:0709.4635.
  6. ↑ Witten, Edward. Cosmic separation of phases (англ.) // Physical Review D. — 1984. — Vol. 30, no. 2. — P. 272—285. — doi:10.1103/PhysRevD.30.272. — Bibcode: 1984PhRvD..30..272W.
  7. ↑ Farhi, Edward; Jaffe, Robert L. Strange matter (англ.) // Physical Review D. — 1984. — Vol. 30, no. 11. — P. 2379. — doi:10.1103/PhysRevD.30.2379. — Bibcode: 1984PhRvD..30.2379F.
  8. ↑ Alcock, Charles; Farhi, Edward; Olinto, Angela. Strange stars (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1986. — Vol. 310. — P. 261—272. — doi:10.1086/164679. — Bibcode: 1986ApJ...310..261A. Архивировано 2 апреля 2019 года.
  9. ↑ Рождению странных звезд помогает темная материя? // Elementy.ru, 2010. Дата обращения: 29 октября 2010. Архивировано 18 ноября 2011 года.
  10. ↑ Calculations point to massive quark stars Архивная копия от 9 ноября 2011 на Wayback Machine, physicsworld.com, 15.01.2010
  11. ↑ Strange quark star may have formed from a lucky cosmic merger | Space. Дата обращения: 24 ноября 2022. Архивировано 5 декабря 2022 года.
  12. ↑ Doroshenko V., Suleimanov V., PühlhoferG., Santangelo A. A strangely light neutron star within a supernova remnant (англ.) // Nature Astronomy. — 2022. — Vol. 6. — P. 1444–1451. — doi:10.1038/s41550-022-01800-1. — Bibcode: 2022NatAs...6.1444D. Архивировано 1 января 2023 года.
  13. ↑ Neutron star HESS J1731-347 may be a 'strange' star. Дата обращения: 4 ноября 2022. Архивировано 4 ноября 2022 года.

Литература править

Ссылки править

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Кварковая_звезда&oldid=132777704