Quark hvězda - Quark star

A tvarohová hvězda je hypotetický typ kompaktní, exotická hvězda, kde byla vynucena extrémně vysoká teplota a tlak jádra jaderné částice tvořit tvarohová hmota, kontinuální stav hmoty skládající se z bezplatného kvarky.

Pozadí

Nějaký masivní hvězdy sbalit a vytvořit neutronové hvězdy na konci jejich životní cyklus, jak bylo pozorováno a teoreticky vysvětleno. Při extrémních teplotách a tlacích uvnitř neutronových hvězd jsou neutrony normálně udržovány oddělené a degenerativní tlak, stabilizaci hvězdy a zabránění dalšímu gravitačnímu kolapsu. Předpokládá se však, že za ještě extrémnějších teplot a tlaků je překonán degenerativní tlak neutronů a neutrony jsou nuceni sloučit a rozpustit se ve svých základních kvarkech a vytvořit ultrahustotu fáze z tvarohová hmota na základě hustě zabalených kvarků. V tomto stavu se má objevit nová rovnováha, jako nový tlak degenerace mezi kvarky, stejně jako odpudivý elektromagnetické síly, dojde a bude bránit gravitačnímu kolapsu.

Pokud jsou tyto myšlenky správné, mohly by se kvarkové hvězdy vyskytovat a byly pozorovatelné někde ve vesmíru. Teoreticky je takový scénář považován za vědecky věrohodný, ale nebylo možné ho pozorovatelně ani experimentálně dokázat, protože extrémní podmínky potřebné pro stabilizaci tvarohové hmoty nelze vytvořit v žádné laboratoři ani pozorovat přímo v přírodě. Stabilita kvarkové hmoty, a tedy i existence kvarkových hvězd, je z těchto důvodů mezi nevyřešené problémy ve fyzice.

Pokud mohou vzniknout kvarkové hvězdy, pak by nejpravděpodobnější místo k nalezení hmoty kvarkových hvězd bylo uvnitř neutronové hvězdy které překračují vnitřní tlak potřebný pro degenerace kvarku - bod, ve kterém neutrony rozpadnout se do podoby husté tvarohová hmota. Mohli by také vzniknout, kdyby a masivní hvězda zhroutí se na konci své životnosti za předpokladu, že je možné, aby hvězda byla dostatečně velká na to, aby se zhroutila za neutronovou hvězdu, ale nebyla dostatečně velká, aby vytvořila Černá díra.

Pokud by existovaly, tvarohové hvězdy by se podobaly a snadno by se zaměňovaly s neutronovými hvězdami: tvořily by se smrtí hmotné hvězdy v Supernova typu II být extrémně hustý a malý a vlastnit velmi vysoké gravitační pole. Také by jim chyběly některé vlastnosti neutronových hvězd, pokud by také neobsahovaly skořápku neutronové hmoty, protože se neočekává, že volné kvarky budou mít vlastnosti odpovídající degenerované neutronové hmotě. Mohou například být ve srovnání s neutronovými hvězdami rádiově tiché nebo nemusí mít typické velikosti, elektromagnetická pole nebo povrchové teploty.

Dějiny

Analýzu kvarkových hvězd poprvé navrhli sovětští fyzici v roce 1965 D. D. Ivanenko a D. F. Kurdgelaidze.[1][2] Jejich existence nebyla potvrzena.

The stavová rovnice z tvarohová hmota je nejistá, stejně jako přechodový bod mezi neutronově degenerovanou hmotou a kvarkovou hmotou. Teoretické nejistoty vylučují vytváření předpovědí z první principy. Experimentálně se chování kvarkové hmoty aktivně studuje s urychlovači částic, ale toto může produkovat pouze velmi horké (nad 1012 K. ) kvark – gluonová plazma kuličky velikosti atomových jader, která se rozpadají ihned po vzniku. Podmínky uvnitř kompaktních hvězd s extrémně vysokou hustotou a teplotami hluboko pod 1012 K. nelze uměle znovu vytvořit, protože neexistují žádné známé metody pro výrobu, skladování nebo studium „studené“ kvarkové hmoty přímo, jak by se nacházelo uvnitř kvarkových hvězd. Teorie předpovídá, že kvarková hmota má za těchto podmínek některé zvláštní vlastnosti.

Formace

Předpokládá se, že když neutronově zdegenerovaná hmota, který tvoří neutronové hvězdy, je vystaven dostatečnému tlaku ze strany vlastní hvězdy gravitace nebo počáteční supernova jeho vytvoření, jednotlivce neutrony rozpadnout se na jejich voliče kvarky (kvarky a dolů kvarky ), tvořící to, co je známé jako tvarohová hmota. Tato přeměna může být omezena na střed neutronové hvězdy nebo může transformovat celou hvězdu, v závislosti na fyzických podmínkách. Taková hvězda je známá jako kvarková hvězda.[3][4]

Stabilita a podivná kvarková hmota

Obyčejná kvarková hmota skládající se z kvarků nahoru a dolů (označovaných také jako u a d kvarky) má velmi vysokou Fermiho energie ve srovnání s běžnou atomovou hmotou a je stabilní pouze při extrémních teplotách a / nebo tlacích. To naznačuje, že jedinými stabilními kvarkovými hvězdami budou neutronové hvězdy s jádrem kvarkové hmoty, zatímco kvarkové hvězdy skládající se výhradně z obyčejné kvarkové hmoty budou vysoce nestabilní a spontánně se rozpustí.[5][6]

Ukázalo se, že vysoká energie Fermi, která způsobuje nestabilitu běžné kvarkové hmoty při nízkých teplotách a tlacích, může být podstatně snížena transformací dostatečného počtu kvarků nahoru a dolů na podivné kvarky, protože podivné kvarky jsou relativně řečeno velmi těžký typ částice kvarku.[5] Tento druh tvarohové hmoty je známý konkrétně jako podivná tvarohová hmota a spekuluje se a podléhá současnému vědeckému výzkumu, zda by ve skutečnosti mohl být stabilní za podmínek mezihvězdného prostoru (tj. blízko nulového vnějšího tlaku a teploty). Pokud je to váš případ (známý jako Bodmer -Witten Předpoklad), kvarkové hvězdy vyrobené výhradně z kvarkové hmoty by byly stabilní, kdyby se rychle transformovaly na podivnou kvarkovou hmotu.[7]

Podivné hvězdy

Hlavní článek: Zvláštní hvězda

Kvarkové hvězdy vyrobené z podivná tvarohová hmota jsou známé jako podivné hvězdy a tvoří podskupinu v kategorii kvarkových hvězd.[7]

Teoretické výzkumy odhalily, že kvarkové hvězdy by mohly být nejen vyráběny z neutronových hvězd a mocných supernov, ale mohly by být také vytvořeny na počátku separace kosmické fáze v návaznosti na Velký třesk.[5] Pokud se tyto prvotní kvarkové hvězdy přemění na podivnou kvarkovou hmotu dříve, než jsou díky vnějším teplotním a tlakovým podmínkám raného vesmíru nestabilní, mohly by se stát stabilními, pokud bude platit Bodmer-Wittenův předpoklad. Takové podivné hvězdy mohly přežít dodnes.[5]

Vlastnosti

Hvězdy kvarku mají některé speciální vlastnosti, které je oddělují od běžných neutronových hvězd.

Za fyzikálních podmínek nalezených uvnitř neutronových hvězd, s extrémně vysokou hustotou, ale teplotami hluboko pod 1012 Předpokládá se, že kvarková hmota bude vykazovat některé zvláštní vlastnosti. Očekává se, že se bude chovat jako Fermiho kapalina a vstoupit do takzvané fáze zabarvení příchutí (CFL) barvy barevná supravodivost, kde „barva“ označuje šest „poplatků“ vystavených v silná interakce, místo kladných a záporných nábojů v elektromagnetismus. Při mírně nižších hustotách, odpovídajících vyšším vrstvám blíže k povrchu kompaktní hvězdy, se kvarková hmota bude chovat jako kvarková kapalina bez CFL, fáze, která je ještě záhadnější než CFL a může zahrnovat barevnou vodivost a / nebo několik dalších dosud neobjevené fáze. Žádný z těchto extrémních podmínek nelze v současné době znovu vytvořit v laboratořích, takže z těchto fází nelze odvodit nic z přímých experimentů.[8]

Pokud je přeměna neutronově zdegenerované hmoty na (podivnou) kvarkovou hmotu úplná, lze si kvarkovou hvězdu do určité míry představit jako jedinou gigantickou hadron. Ale tento „hadron“ bude spoután spíše gravitací než pomocí silná síla který váže obyčejné hadrony.

Pozorovány přehnané neutronové hvězdy

Alespoň za výše uvedených předpokladů je pravděpodobnost, že daná neutronová hvězda bude hvězdou kvarku, nízká,[Citace je zapotřebí ] takže v Mléčné dráze bude jen malá populace kvarkových hvězd. Je-li však pravda, že se přehnané neutronové hvězdy mohou proměnit v kvarkové hvězdy, je možný počet kvarkových hvězd vyšší, než se původně myslelo, protože pozorovatelé by hledali nesprávný typ hvězdy.[Citace je zapotřebí ]

Připomínky zveřejněné Rentgenová observatoř Chandra 10. dubna 2002 detekoval dvě možné hvězdy kvarku, určené RX J1856.5-3754 a 3C58, o kterých se dříve myslelo, že jsou neutronové hvězdy. Na základě známých fyzikálních zákonů se první zdála mnohem menší a druhá mnohem chladnější, než by mělo být, což naznačuje, že jsou složeny z materiálu hustšího než neutronově zdegenerovaná hmota. Vědci, kteří tvrdí, že výsledky nebyly přesvědčivé, se však s těmito pozorováními setkávají skepticky;[9] a od konce 2000, možnost, že RX J1856 je kvarková hvězda byla vyloučena.

Další hvězda, XTE J1739-285,[10] byl pozorován týmem vedeným Philipem Kaaretem z University of Iowa a označen jako možný kandidát kvarkové hvězdy.

V roce 2006 You-Ling Yue et al., Z Pekingská univerzita, navrhl to PSR B0943 + 10 může být ve skutečnosti nízkohmotná kvarková hvězda.[11]

V roce 2008 bylo oznámeno, že pozorování supernov SN 2006gy, SN 2005gj a SN 2005ap také naznačují existenci hvězd kvarku.[12] Bylo navrženo, že se zhroutilo jádro supernovy SN 1987A může být kvarková hvězda.[13][14]

V roce 2015 Zi-Gao Dai et al. z Nanjing University navrhl Supernova ASASSN-15lh je novorozená podivná kvarková hvězda.[15]

Další teoretizované formace kvarku

Kromě obyčejné kvarkové hmoty a podivné kvarkové hmoty by se teoreticky mohly vyskytovat nebo tvořit další typy kvark-gluonové plazmy uvnitř neutronových hvězd a kvarkových hvězd. To zahrnuje následující, z nichž některé byly pozorovány a studovány v laboratořích:

  • Robert L. Jaffe 1977, navrhl a čtyři-tvaroh stát s podivností (qsqs).
  • Robert L. Jaffe 1977 navrhl H dibaryon, šestikvarkový stav se stejným počtem kvarků nahoru, dolů a podivných (reprezentovaných jako uuddss nebo udsuds).
  • Vázané multi-kvarkové systémy s těžkými kvarky (QQqq).
  • V roce 1987 pentaquark stát byl poprvé navržen s kouzlem anti-kvark (qqqsC).
  • Stav pentaquarku s antistrangeovým kvarkem a čtyřmi světelnými kvarky sestávajícími pouze z kvarku up- a downquark (qqqqs).
  • Světlo pentakvarky jsou seskupeny do antidecuplet, nejlehčího kandidáta, Θ+, který lze popsat také dikvarkovým modelem Roberta L. Jaffeho a Wilczeka (QCD ).
  • Θ++ a antičástice Θ−−.
  • Dvojnásobně divné pentaquark (ssddu), člen antidecuplet light pentaquark.
  • Čarodějky pentaquark ΘC(3100) (uuddC) byl zjištěn stav H1 spolupráce.[16]
  • Částice Tetraquark se mohou tvořit uvnitř neutronových hvězd a za jiných extrémních podmínek. V letech 2008, 2013 a 2014 byla v laboratořích objevena a zkoumána částice tetrakvar Z (4430) Země.[17]

Viz také

Reference

  1. ^ Ivanenko, Dmitri D .; Kurdgelaidze, D. F. (1965). "Hypotéza o kvarkových hvězdách". Astrofyzika. 1 (4): 251–252. Bibcode:1965Ap ...... 1..251I. doi:10.1007 / BF01042830. S2CID  119657479.
  2. ^ Ivanenko, Dmitri D .; Kurdgelaidze, D. F. (1969). "Poznámky k kvarkovým hvězdám". Lettere al Nuovo Cimento. 2: 13–16. Bibcode:1969NCimL ... 2 ... 13I. doi:10.1007 / BF02753988. S2CID  120712416.
  3. ^ Shapiro, Stuart L .; Teukolsky, Saul A. (2008). Černé díry, bílí trpaslíci a neutronové hvězdy: Fyzika kompaktních objektů. Wiley. ISBN  978-0471873167.
  4. ^ Blaschke, David; Sedrakian, Armen; Glendenning, Norman K., eds. (2001). Fyzika interiérů neutronových hvězd. Přednášky z fyziky. 578. Springer-Verlag. doi:10.1007/3-540-44578-1. ISBN  978-3-540-42340-9.
  5. ^ A b C d Witten, Edward (1984). "Kosmické oddělení fází". Fyzický přehled D. 30 (2): 272–285. Bibcode:1984PhRvD..30..272W. doi:10.1103 / PhysRevD.30.272.
  6. ^ Farhi, Edward; Jaffe, Robert L. (1984). „Zvláštní věc“. Fyzický přehled D. 30 (11): 2379. Bibcode:1984PhRvD..30.2379F. doi:10.1103 / PhysRevD.30.2379.
  7. ^ A b Weber, Fridolin; Kettner, Christiane; Weigel, Manfred K .; Glendenning, Norman K. „Hvězdy podivné hmoty“. Citovat deník vyžaduje | deník = (Pomoc) v Kumar, Shiva; Madsen, Jes; Panagiotou, Apostolos D .; Vassiliadis, G. (eds.). International Symposium on Strangeness and Quark Matter, Kolymbari, Greece, 1-5 Sep 1994. Singapur: World Scientific. 308–317.
  8. ^ Alford, Mark G .; Schmitt, Andreas; Rajagopal, Krišna; Schäfer, Thomas (2008). "Barevná supravodivost v husté kvarkové hmotě". Recenze moderní fyziky. 80 (4): 1455–1515. arXiv:0709.4635. Bibcode:2008RvMP ... 80.1455A. doi:10.1103 / RevModPhys.80.1455. S2CID  14117263.
  9. ^ Trümper, Joachim E .; Burwitz, Vadim; Haberl, Frank W .; Zavlin, Vyatcheslav E. (červen 2004). „Hádanky RX J1856.5-3754: neutronová hvězda nebo kvarková hvězda?“. Jaderná fyzika B: Doplňky sborníku. 132: 560–565. arXiv:astro-ph / 0312600. Bibcode:2004NuPhS.132..560T. CiteSeerX  10.1.1.314.7466. doi:10.1016 / j.nuclphysbps.2004.04.094. S2CID  425112.
  10. ^ Shiga, David; „Nejrychleji se otáčející hvězda může mít exotické srdce“, Nový vědec, 20. února 2007
  11. ^ Yue, You-Ling; Cui, Xiao-Hong; Xu, Ren-Xin (2006). „Je PSR B0943 + 10 hvězda s nízkou hmotností?“. Astrofyzikální deník. 649 (2): L95 – L98. arXiv:astro-ph / 0603468. Bibcode:2006ApJ ... 649L..95Y. doi:10.1086/508421. S2CID  18183996.
  12. ^ Chadha, Kulvinder Singh; „Druhý supernovový bod k hvězdám Quark“, Astronomie nyní online, 2008 4. června
  13. ^ Chan; Cheng; Harko; Lau; Lin; Suen; Tian (2009). „Může být kompaktní zbytek SN 1987A kvarkovou hvězdou?“. Astrofyzikální deník. 695 (1): 732–746. arXiv:0902.0653. Bibcode:2009ApJ ... 695..732C. doi:10.1088 / 0004-637X / 695/1/732. S2CID  14402008.
  14. ^ Parsons, Paul; „Kvarková hvězda může tajit raný vesmír“, Nový vědec, 18. února 2009
  15. ^ Dai, Zi-Gao; Wang, Shan-Qin; Wang, J. S .; Wang, Ling-Jun; Yu, Yun-Wei (2015-08-31). „Nejsvětlejší supernova ASASSN-15lh: Podpis novorozené rychle rotující podivné kvarkové hvězdy“. Astrofyzikální deník. 817 (2): 132. arXiv:1508.07745. Bibcode:2016ApJ ... 817..132D. doi:10,3847 / 0004-637X / 817/2/132. S2CID  54823427.
  16. ^ Spolupráce H1; Aktas, A .; Andreev, V .; Anthonis, T .; Asmone, A .; Babaev, A .; et al. (2004). „Důkazy o úzkém anti-kouzelném stavu hmoty baryonu“. Fyzikální písmena B. 588 (1–2): 17–28. arXiv:hep-ex / 0403017. Bibcode:2004PhLB..588 ... 17A. doi:10.1016 / j.physletb.2004.03.012.
  17. ^ Koberlein, Brian (10. dubna 2014). „Jak může objev exotických částic v CERNu ovlivnit astrofyziku“. Vesmír dnes. Citováno 14. dubna 2014./

Zdroje a další čtení

externí odkazy