Էկզոտիկ աստղ
Էկզոտիկ աստղ, հիպոթետիկ կոմպակտ աստղ, որը կազմված է էկզոտիկ նյութից (ինչ-որ բան պատրաստված չէ էլեկտրոններից, պրոտոններից, նեյտրոններից կամ մյուոններից) և հավասարակշռված է դեգեներացիայի ճնշման կամ այլ քվանտային հատկությունների պատճառով գրավիտացիոն փլուզման դեմ։
Էկզոտիկ աստղերի տեսակները ներառում են
- Քվարկային աստղեր (կազմված են քվարկներից)
- Տարօրինակ աստղեր (կազմված տարօրինակ քվարկային նյութից, վերև, վար և տարօրինակ քվարկների կոնդենսատից)
- Պրեոն աստղեր (սպեկուլյատիվ նյութը, որը կազմված է պրեոններից, որոնք հիպոթետիկ մասնիկներ են և քվարկների «շինանյութեր», պետք է քվարկները քայքայվեն բաղադրիչ ենթամասնիկների մեջ)։
Թվարկված էկզոտիկ աստղերի տարբեր տեսակներից առավել լավ ուսումնասիրվածը քվարկային աստղն է։
Առարկաները, որոնք բավականաչափ խիտ են, որպեսզի թակարդեն ցանկացած արտանետվող լույս, բայց իրականում Սև անցքեր չեն, կոչվում են մութ աստղեր[1][2],։ Այնուամենայնիվ, նույն անունն օգտագործվում է հիպոթետիկ հնագույն "աստղերի" համար, որոնք էներգիա են ստացել մութ նյութից։
Էկզոտիկ աստղերը հիմնականում տեսական են, մասամբ այն պատճառով, որ դժվար է մանրամասնորեն ստուգել, թե ինչպես կարող են վարվել նյութի նման ձևերը, և մասամբ այն պատճառով, որ մինչ գրավիտացիոն ալիքի աստղագիտության նոր տեխնոլոգիան գոյություն չուներ բավարար միջոցներ հայտնաբերելու տիեզերական օբյեկտները, որոնք չեն արձակում էլեկտրամագնիսական կամ Հայտնի մասնիկների միջոցով։ Առայժմ անհնար է ստուգել նման բնույթի նոր տիեզերական օբյեկտները ՝ դրանք տարբերելով Հայտնի օբյեկտներից։ Նման օբյեկտների թեկնածուները երբեմն նույնացվում են դիտարկվող հատկություններից ստացված անուղղակի ապացույցների հիման վրա։
Քվարկ աստղեր և տարօրինակ աստղեր խմբագրել
Քվարկային աստղը հիպոթետիկ օբյեկտ է, որն առաջանում է գրավիտացիոն ճնշման տակ նեյտրոնների տարրալուծման արդյունքում ՝ իրենց բաղադրիչ վերին և ստորին քվարկերի մեջ։ քվարկային աստղը հայտնի է նաև որպես նեյտրոնային աստղ։ Ակնկալվում է, որ այն ավելի փոքր և խիտ կլինի, քան նեյտրոնային աստղը և կարող է անորոշ ժամանակով պահպանվել այս նոր վիճակում, Եթե լրացուցիչ զանգված չավելացվի։ Ըստ էության, դա մեկ, շատ մեծ Հադրոն է։ Քվարկային աստղերը, որոնք պարունակում են տարօրինակ նյութ, կոչվում են տարօրինակ աստղեր։
Հիմնվելով Chandra ռենտգենյան աստղադիտարանի կողմից 2002 թ.ապրիլի 10-ին հրապարակված դիտարկումների վրա, երկու օբյեկտներ, որոնք կոչվում են RX J1856.5-3754 և 3C 58, առաջարկվել են որպես քվարկ աստղի թեկնածուներ։ Առաջինը պարզվեց, որ շատ ավելի փոքր է, իսկ երկրորդը շատ ավելի ցուրտ է, քան սպասվում էր նեյտրոնային աստղի համար, ինչը ենթադրում է, որ դրանք բաղկացած էին նեյտրոնից ավելի խիտ նյութից։ Այնուամենայնիվ, այս դիտարկումները թերահավատորեն ընդունվեցին հետազոտողների կողմից, ովքեր ասում էին, որ արդյունքները վերջնական չեն։ RX-ի հետագա վերլուծությունից հետո J1856.5-3754-ը հանվել է քվարկ աստղի թեկնածուների ցուցակից[3]։
Էլեկտրաթույլ աստղեր խմբագրել
Էլեկտրաթույլ աստղը էկզոտիկ աստղի տեսական տեսակ է, որի դեպքում աստղի գրավիտացիոն փլուզումը խոչընդոտվում է ճառագայթման ճնշմամբ, որն առաջանում է էլեկտրաթույլ Gorenje - ից.այսինքն ՝ էլեկտրաթույլ ուժի ազդեցության տակ քվարկերը լեպտոնների վերածելիս արձակված էներգիան։ Այս տեսակի էներգիան կարող է օգտագործվել նաև որպես էլեկտրական էներգիայի աղբյուր, որը կարող է օգտագործվել որպես էլեկտրական էներգիայի աղբյուր։ Այս գործընթացը տեղի է ունենում աստղի միջուկի ծավալի մեջ, որը մոտավորապես խնձորի չափ է և պարունակում է մոտ երկու երկրի զանգված[4]։
Տեսականորեն, աստղի կյանքի փուլը, որը առաջացնում է էլեկտրաթույլ աստղ, տեղի է ունենում գերնոր աստղի փլուզումից հետո։ Էլեկտրաթույլ աստղերն ավելի խիտ են, քան քվարկայինները և կարող են առաջանալ, երբ գրավիտացիոն ձգումն այլևս չի կարող դիմակայել քվարկերի փոփոխված ճնշմանը, բայց դեռ կարող է դիմակայել էլեկտրաթույլ այրվող ճառագայթման ճնշմանը[5]։ Աստղի կյանքի այս փուլը կարող է տևել ավելի քան 10 միլիոն տարի[4][5][6][7]։
Պրեոնի աստղեր խմբագրել
Պրեոնային աստղը կոմպակտ աստղի ենթադրյալ տեսակ է, որը բաղկացած է պրեոններից ՝ հիպոթետիկ ենթատոմային մասնիկների խմբից։ Կարելի է ակնկալել, որ նախորդ աստղերը կունենան հսկայական խտություն, որը գերազանցում է 1023 կգ/մ³-ը։ Նրանք կարող են ունենալ ավելի մեծ խտություն, քան քվարկային աստղերը, և դրանք ավելի ծանր կլինեն, բայց ավելի փոքր, քան սպիտակ թզուկներն ու նեյտրոնային աստղերը[8]։ Նախապատմական աստղերը կարող են առաջանալ գերնոր աստղերի պայթյուններից կամ Մեծ պայթյունից։ Նման օբյեկտները սկզբունքորեն կարող են հայտնաբերվել գամմա ճառագայթների գրավիտացիոն ոսպնյակների միջոցով։ Pre-Stars-ը մութ նյութի առաջացման հավանական թեկնածուներ են։ Այնուամենայնիվ, մասնիկների արագացուցիչներից ընթացիկ դիտարկումները[9] խոսում են պրեոնների գոյության դեմ, կամ գոնե առաջնահերթություն չեն տալիս դրանց ուսումնասիրությանը, քանի որ մասնիկների միակ դետեկտորը, որն այժմ կարող է ուսումնասիրել շատ բարձր էներգիաներ (մեծ հադրոնային բախիչ), հատուկ նախատեսված չէ դրա համար, և դրա հետազոտական ծրագիրը ուղղված է այլ ոլորտներին, որոնք դուրս են ստանդարտ մոդելից։
Պլանկի աստղեր խմբագրել
Օղակային քվանտային գրավիտացիայի դեպքում Պլանկի աստղը տեսականորեն հնարավոր աստղագիտական օբյեկտ է, որը ստեղծվում է, երբ փլուզվող աստղի էներգիայի խտությունը հասնում է Պլանկի էներգիայի խտությանը։ Այս պայմաններում, ենթադրելով, որ գրավիտացիան և տարածությունը քվանտացված են, առաջանում է վանող «ուժ», որը բխում է Հայզենբերգի անորոշության սկզբունքից։ Այլ կերպ ասած, եթե գրավիտացիան և տարածաժամանակը քվանտացված են, Պլանկի աստղի ներսում զանգվածային էներգիայի կուտակումը չի կարող այս սահմանից այն կողմ ընկնել՝ ձևավորելով գրավիտացիոն եզակիություն, քանի որ դա կխախտի բուն տարածության ժամանակի անորոշության սկզբունքը[10]։
Ծանոթագրություններ խմբագրել
- ↑ Visser, Matt; Barcelo, Carlos; Liberati, Stefano; Sonego, Sebastiano (February 2009). «Small, dark, and heavy: But is it a black hole?». arXiv:0902.0346v2 [gr-qc]. «Արխիվացված պատճենը». Արխիվացված է օրիգինալից 2018 թ․ սեպտեմբերի 26-ին. Վերցված է 2023 թ․ ապրիլի 1-ին.
- ↑ Visser, Matt; Barcelo, Carlos; Liberati, Stefano; Sonego, Sebastiano (2009 թ․ սեպտեմբերի 30). «How quantum effects could create black stars, not holes». Scientific American. No. October 2009. Արխիվացված է օրիգինալից 2013 թ․ նոյեմբերի 15-ին. Վերցված է 2022 թ․ դեկտեմբերի 25-ին. «Originally published with title "Black Stars, Not Holes".»
- ↑ Truemper, J.E.; Burwitz, V.; Haberl, F.; Zavlin, V.E. (June 2004). «The puzzles of RX J1856.5-3754: neutron star or quark star?». Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. 132: 560–565. arXiv:astro-ph/0312600. Bibcode:2004NuPhS.132..560T. doi:10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.094. S2CID 425112.
- ↑ 4,0 4,1 Shiga, D. (2010 թ․ հունվարի 4). «Exotic stars may mimic Big Bang». New Scientist. Արխիվացված օրիգինալից 2010 թ․ հունվարի 18-ին. Վերցված է 2010 թ․ փետրվարի 18-ին.
- ↑ 5,0 5,1 «Theorists propose a new way to shine – and a new kind of star: 'Electroweak'» (Press release). Case Western Reserve University. 2009 թ․ դեկտեմբերի 15. Արխիվացված օրիգինալից 2020 թ․ փետրվարի 21-ին. Վերցված է 2009 թ․ դեկտեմբերի 16-ին – via ScienceDaily.
- ↑ Vieru, Tudor (2009 թ․ դեկտեմբերի 15). «New type of cosmic objects: Electroweak stars». Softpedia. Արխիվացված օրիգինալից 2009 թ․ դեկտեմբերի 18-ին. Վերցված է 2009 թ․ դեկտեմբերի 16-ին.
- ↑ «Astronomers predict new class of 'electroweak' star». Technology Review. 2009 թ․ դեկտեմբերի 10. Արխիվացված է օրիգինալից 2012 թ․ հոկտեմբերի 19-ին. Վերցված է 2009 թ․ դեկտեմբերի 16-ին.
- ↑ Hannson, J.; Sandin, F. (2005 թ․ հունիսի 9). «Preon stars: A new class of cosmic compact objects». Physics Letters B. 616 (1–2): 1–7. arXiv:astro-ph/0410417. Bibcode:2005PhLB..616....1H. doi:10.1016/j.physletb.2005.04.034. S2CID 119063004.
- ↑ Wilkins, Alasdair (2010 թ․ դեկտեմբերի 9). «Stars so weird that they make black holes look boring». io9. Արխիվացված օրիգինալից 2014 թ․ մարտի 28-ին. Վերցված է 2015 թ․ սեպտեմբերի 12-ին.
- ↑ Rovelli, Carlo; Vidotto, Francesca (2014). «Planck stars». International Journal of Modern Physics D. 23 (12): 1442026. arXiv:1401.6562. Bibcode:2014IJMPD..2342026R. doi:10.1142/S0218271814420267. S2CID 118917980.