Прејди на содржината

Чудна ѕвезда

Од Википедија — слободната енциклопедија

Чудна ѕвезда, наречена и чудна кваркова ѕвезда,[1]:352 ― хипотетичко збиено астрономско тело, кваркова ѕвезда направена од чудна кваркова материја.[2][3][4]

Чудните ѕвезди би можеле да постојат без оглед на Бодмер-Витеновата претпоставка за стабилност при речиси нула температури и притисоци, бидејќи чудната кваркова материја може да биде образувана и да остане стабилна во јадрото на неутронските ѕвезди, на ист начин како и обичната кваркова материја.[5] Ваквите чудни ѕвезди природно ќе имаат кора од неутронска материја. Длабочината на слојот на кората ќе зависи од физичките услови и околности на целата ѕвезда и од својствата на чудната кваркова материја воопшто.[6] Ѕвездите делумно составени од кварковна материја (вклучувајќи ја и чудната кварковна материја) се нарекувани и „хибридни ѕвезди“.[7][8][9][10]

Колапсот на слојот од кора од чудни ѕвезди е една од предложените причини за брзи радиоизливи.[7][8][9][10]

Теоретски опис

[уреди | уреди извор]

Неутронските ѕвезди се образувани кога колапсот на ѕвездата се случува со таква интензивна сила што гравитацијата ги принудува субатомските честички како што се протоните и електроните да се спојат во неутрално наелектризираните неутронски честички, ослободувајќи туш од неутрина. Ако добиеното неутрално јадро може да го одржи обликот и да не пропадне во црна дупка, резултатот е неверојатно густо небесно тело целосно составено од неутрални ненаелектризирани честички.

Протоните и неутроните се составени од три кваркови: протон со два горни кваркови и еден долен кварк, неутрон од два надолу кваркови и еден до кварк. Се претпоставува дека во неутронските ѕвезди условите се толку крајни што се случува постапка познат како деконфинирање : каде податомските честички се раствораат и ги оставаат нивните составни кваркови зад себе како слободни честички. Температурата и притисокот потоа би ги принудиле овие кваркови да се притиснат заедно до таа мера што тие би образувале хипотетичка фаза на материјата позната како кваркова материја. Ако тоа се случи, неутронската ѕвезда станува „кваркова ѕвезда“. Ако притисокот е доволно голем, кварковите би можеле уште повеќе да бидат засегнати и да се преобразат во чудни кваркови, кои потоа би општеле со другите „нечудни“ кваркови за да образуваат чудна материја. Ако се случи ова, кварковата ѕвезда тогаш би станала чудна ѕвезда.

Особини

[уреди | уреди извор]

Раната работа на чудна кваркова материја наведувала дека тоа ќе биде хомогена течност, но други модели предлагаат[11] хетерогена алтернатива со позитивно наелектризирани „чудни кваркови грутки“ вградени во негативно наелектризиран електронски гас.[1] Оваа структура го намалува надворешното електрично поле и варијациите на густината на ѕвездите од претходните теоретски очекувања, со резултат дека таквите ѕвезди речиси не се разликуваат од обичните неутронски ѕвезди.

Друга теоретска работа тврди дека:

Острата врска помеѓу кварковата материја и вакуумот би имала многу различни својства од површината на неутронската ѕвезда.[12]


Обраќајќи се на клучните параметри како површинскиот напон и електричните сили кои биле занемарени во првичната студија, резултатите покажуваат дека сè додека површинскиот напон е под ниска критична вредност, големите чудни делови се навистина нестабилни на фрагментација и чудните ѕвезди природно доаѓаат со сложени чудни зраци кора, аналогни на оние на неутронските ѕвезди.

Колапс на кората

[уреди | уреди извор]

За да биде срушена кората на една чудна ѕвезда, таа мора да ја акредитира материјата од својата околина во некој облик.

Ослободувањето дури и на мали количини од нејзината материја предизвикува каскаден ефект врз кората на ѕвездата.[13] Сметано е дека ова резултира со масивно ослободување на магнетна енергија, како и двојки на електрони и позитрон во почетните фази на фазата на колапс. Ова ослободување на честички со висока енергија и магнетна енергија за толку краток временски период предизвикува новоотворените парови електрони/позитрон да бидат насочени кон половите на чудната ѕвезда поради зголемената магнетна енергија создадена од првичното лачење на материјата на чудната ѕвезда. Откако овие парови електрони/позитрон ќе се насочат кон половите на ѕвездата, тие потоа се исфрлаат со релативистички брзини, што се предлага да биде една од причините за брзи радиоизливи.

Први чудни ѕвезди

[уреди | уреди извор]

Теоретските испитувања откриле дека кваркните ѕвезди не само што може да произлезат од неутронски ѕвезди и моќни супернови, туку можеле да бидат создавани и во раните раздвојувања на космичката фаза по Големата експлозија.[14]

Ако овие први кваркни ѕвезди можат да се преобразат во чудна кваркова материја пред условите на надворешната температура и притисокот на раниот универзум да ги направат нестабилни, тие би можеле да станат стабилни, ако Бодмер-Витеновата претпоставка важи. Ваквите први чудни ѕвезди би можеле да преживеат до ден-денес.[14]

Забележливост

[уреди | уреди извор]

Чудните џуџиња, за разлика од неутронските ѕвезди со чудни јадра, се претпоставува дека се различни од белите џуџиња. Анализирана е база на податоци за бели џуџиња. Познавањето на масата и површинската гравитација на ѕвездата овозможува пресметување на нејзиниот радиус. Работен кадар кој споредил 40.000 бели џуџиња со односот на радиусот на масата за белите џуџиња откри дека повеќето од нив ја следат таа врска. Осум исклучоци биле многу помали по големина и одговараа на предвидувањата за чудно џуџе.[15]

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 1,0 1,1 Page, Dany; Reddy, Sanjay (2006-11-01). „Dense Matter in Compact Stars: Theoretical Developments and Observational Constraints“. Annual Review of Nuclear and Particle Science (англиски). 56 (1): 327–374. arXiv:astro-ph/0608360. doi:10.1146/annurev.nucl.56.080805.140600. ISSN 0163-8998.
  2. ↑ Alcock, Charles; Farhi, Edward; Olinto, Angela (1986). „Strange stars“. Astrophys. J. 310: 261–272. Bibcode:1986ApJ...310..261A. doi:10.1086/164679. Архивирано од изворникот на 2019-04-02. Посетено на 23 август 2024.
  3. ↑ P., Haensel; R., Schaeffer; J.L., Zdunik (1986). „Strange quark stars“. Astronomy and Astrophysics (англиски). 160. Архивирано од изворникот на 2022-03-22. Посетено на 23 август 2024.
  4. ↑ Weber, Fridolin; и др. (1994). Strange-matter Stars. Proceedings: Strangeness and Quark Matter. World Scientific. Bibcode:1994sqm..symp....1W.
  5. ↑ Stuart L. Shapiro; Saul A. Teukolsky (20 November 2008). Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. John Wiley & Sons. стр. 2ff. ISBN 978-3-527-61767-8. Архивирано од изворникот 3 август 2020. Посетено на 23 август 2024.
  6. ↑ Kodama Takeshi; Chung Kai Cheong; Duarte Sergio Jose Barbosa (1 March 1990). Relativistic Aspects Of Nuclear Physics - Rio De Janeiro International Workshop. #N/A. стр. 241–. ISBN 978-981-4611-69-5. Архивирано од изворникот 19 август 2020. Посетено на 23 август 2024.
  7. ↑ 7,0 7,1 Alford, Mark G.; Han, Sophia; Prakash, Madappa (2013). „Generic conditions for stable hybrid stars“. Physical Review D. 88 (8): 083013. arXiv:1302.4732. Bibcode:2013PhRvD..88h3013A. doi:10.1103/PhysRevD.88.083013. S2CID 118570745.
  8. ↑ 8,0 8,1 Goyal, Ashok (2004). „Hybrid stars“. Pramana. 62 (3): 753–756. arXiv:hep-ph/0303180. Bibcode:2004Prama..62..753G. doi:10.1007/BF02705363. S2CID 16582500.
  9. ↑ 9,0 9,1 Benić, Sanjin; Blaschke, David; Alvarez-Castillo, David E; Fischer, Tobias; Typel, Stefan (2015). „A new quark-hadron hybrid equation of state for astrophysics“. Astronomy & Astrophysics. 577: A40. arXiv:1411.2856. Bibcode:2015A&A...577A..40B. doi:10.1051/0004-6361/201425318. S2CID 55228960.
  10. ↑ 10,0 10,1 Alvarez-Castillo, D; Benic, S; Blaschke, D; Han, Sophia; Typel, S (2016). „Neutron star mass limit at 2 M⊙ supports the existence of a CEP“. The European Physical Journal A. 52 (8): 232. arXiv:1608.02425. Bibcode:2016EPJA...52..232A. doi:10.1140/epja/i2016-16232-9. S2CID 119207674.
  11. ↑ Jaikumar, P.; Reddy, S.; Steiner, A. W. (2006). „Strange star surface: A crust with nuggets“. Physical Review Letters. 96 (4): 041101. arXiv:nucl-th/0507055. Bibcode:2006PhRvL..96d1101J. doi:10.1103/PhysRevLett.96.041101. PMID 16486800. S2CID 7884769.
  12. ↑ Alford, Mark G.; Rajagopal, Krishna; Reddy, Sanjay; Steiner, Andrew W. (2006). „Stability of strange star crusts and strangelets“. Physical Review D. 73 (11): 114016. arXiv:hep-ph/0604134. Bibcode:2006PhRvD..73k4016A. doi:10.1103/PhysRevD.73.114016. S2CID 35951483.
  13. ↑ Chamel, Nicolas; Haensel, Pawel (2008). „Physics of Neutron Star Crusts“. Living Reviews in Relativity. 11 (1): 10. arXiv:0812.3955. Bibcode:2008LRR....11...10C. doi:10.12942/lrr-2008-10. ISSN 1433-8351. PMC 5255077. PMID 28163609.
  14. ↑ 14,0 14,1 Witten, Edward (1984). „Cosmic separation of phases“. Physical Review D. 30 (2): 272–285. Bibcode:1984PhRvD..30..272W. doi:10.1103/PhysRevD.30.272.
  15. ↑ Kurban, Abdusattar; Huang, Yong-Feng; Geng, Jin-Jun; Zong, Hong-Shi (27 мај 2022). „Searching for strange quark matter objects among white dwarfs“. Physics Letters B. 832: 137204. arXiv:2012.05748. Bibcode:2022PhLB..83237204K. doi:10.1016/j.physletb.2022.137204.

Дополнителна книжевност

[уреди | уреди извор]
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Чудна_ѕвезда&oldid=5262058“