Википедија

Kompaktna zvezda

Termin kompaktna zvezda u astronomiji (ponekad i kompaktni objekat) uglavnom se odnosi na bele patuljke, neutronske zvezde, druge guste egzotične zvezde i crne rupe.

Većina kompaktnih zvezda su krajnje tačke zvezdane evolucije i zbog toga se često nazivaju zvezdanim ostacima; forma ostatka zavisi prvenstveno od mase zvezde pri formiranju. Svi ovi objekti su male zapremine u odnosu na njihovu masu što im daje veoma veliku gustinu. Termin kompaktna zvezda se često koristi kada tačna priroda zvezde nije poznata, ali dokazi sugerišu da je vrlo masivna i da ima mali radijus, što potvrđuje jednu od gorenavedenih kategorija. Kompaktna zvezda koja nije crna rupa može se nazvati degenerisana zvezda.

U junu 2020. godine, astronomi su izvestili o sužavanju izvora brzih radio rafala (FRB), koji sada verovatno mogu uključivati „spajanja kompaktnih objekata i magnetare koji nastaju usled normalnog kolapsa jezgra supernove“.[1][2]

Kompaktne zvezde kao krajnja tačka zvezdane evolucije uredi

Uobičajena krajnja tačka zvezdane evolucije jeste kreacija kompaktne zvezde. Atomi vodonika pod ogromnim pritiskom gravitacionog polja zvezde se podvrgavaju nuklearnoj fuziji, redukujući masu zvezde, što dovodi do redukcije veličine. U pokušaju hlađenja, zvezda zrači energijom u formi površinskog sjaja. Ovaj gubitak mase i energije se rezltuje redukcijom gravitacione potencijalne energije. Zvezda smanjuje svoju veličinu i nastavlja sa povećanjem gravitacione sile koja je na samom početku prouzrokovala nuklearnu fuziju. [3] Ovaj ciklus se nastavlja dok pritisak gasa vrućeg enterijera ne može više izdržati težinu zvezde. Zvezda kolapsira u mnogo gušće stanje, u stanje kompaktne zvezde, u proces poznat pod nazivom zvezdana smrt. Kompaktna zvezda nema unutrašnju produkciju energije, ali i dalje može zračiti milionima godina sa viškom toplote preostalim od kolapsa.

Životni vek uredi

Iako kompaktne zvezde mogu da zrače i tako se hlade i gube energiju, nisu im potrebne visoke temperature da bi zadržale svoju strukturu, kao što je potrebno običnim zvezdama. Ako izuzmemo spoljne poremećaje i raspade protona, one mogu trajati praktično zauvek. Veruje se da će crne rupe konačno ispariti iz Hokingove radijacije nakon trilion godina. Sudeći po našim trenutnim standardnim modelima fizičke kosmologije, sve zvezde će eventualno evoluirati u hladnu i tamnu kompaktnu zvezdu do vremena kada svemir stupi u takozvanu degenerativnu eru u veoma dalekoj budućnosti.

Nešto detaljnija deifinicija kompaktinih objekata često uključuje manje čvrste objekte kao što su planete, asteroidi i komete. Postoji neverovatno velika raznolikost među zvezdama i ostalim grudvicama tople materije, ali po teoriji termodinamike, sva materija u univerzumu mora eventualno završiti kao neka forma kompaktnog objekta.

Beli patuljci uredi

Eskimo Nebula je osvetljena belim patuljkom koji se nalazi u njenom centru.

Zvezde pod nazivom degenerativni patuljci, ili, češće, beli patuljci, sačinjeni su najviše od degenerativne materije, uglavnom od jedra ugljenika i kiseonika u moru degenerisanih elektrona. Beli patuljci proizilaze iz jezgra glavnog niza zvezda i zato su veoma topli kada se formiraju. U toku hlađenja oni će crveniti i magliti dok ne postanu tamni crni patuljci. Beli patuljci su posmatrani u devetnaestom veku, ali ogromna gustina i pritisak koji poseduju nije objašnjen sve do dvadesetih godina 20. veka.

Jednačina stanja degenerativne materije je "meka", što znači da će dodavanje mase dovesti do smanjenja objekta. Ako nastavimo sa dodavanjem mase sada već belom patuljku, objekat će se skupiti i centralna gustina će postati još veća, sa još višom energijom degerativnih elektrona. Zvezdani radijus je sada smanjen na samo nešto manje od hiljadu kilometara, a masa se približava teoretskoj gornjoj granici mase belog patuljka, koja iznosi oko 1,4 puta mase Sunca.

Ako uzmemo materiju iz centra našeg belog patuljka i polako je kompresujemo, prvo ćemo uočiti elektrone naterane na spajanje sa jezgrom, menjajući njihove protone sa neutronima po obrnutom beta raspadu. Ravnoteža se pomera ka težem jezgru, bogatijem neutronima koji nisu stabilni na svakodnevnoj gustini. Kako se gustina povećava, ova jezgra postaju još veća i slabije vezana. Na kritičnoj gustini od oko 4·1014 kg/m³ atomsko jezgro teži raspadanju na protone i neutrone. Konačno, dostigli bismo tačku gde materija ima gustinu atomskog jezgra (~2·1017 kg/m³). U ovom trenutku, materija je uglavnom sastavljena iz slobodnih neutrona, uz malu količinu protona i elektrona.

Neutronske zvezde uredi

U nekim binarnim zvezdama koje sadrže belog patuljka, masa prelazi sa prateće zvezde na belog patuljka, i gura ga preko Čandrasekarove granice. Elektroni reaguju sa protonima da bi formirali neutrone, i na taj način više se ne snabdeva neophodnim pritiskokm potrebnim za opiranje graviitaciji, što prouzrokuje kolaps zvezde. Ako je središte zvezde sastavljeno uglavnom od ugljenika i kiseonika, onda takav gravitacioni kolaps pokreće fuziju ugljenika i kiseonika, a rezultat toga jeste supernova tipa Ia, koja kompletno raznosi zvezdu pre nego što kolaps postane nepovratan. Ako je središte sastavljeno uglavnom od magnezijuma i težih elemenata, kolaps se nastavlja.[4][5][6] Kako se gustina sve više povećava, preostali elektroni reaguju sa protonima radi formiranja još više neutrona. Kolaps se nastavlja sve dok (na većoj gustini) neutroni ne postanu degenerisani. Uspostavljanje nove ravnoteže je moguće nakon što se zvezda smanji za tri veličine, na radijus između 10 i 20 km. Ovo je neutronska zvezda.

Iako prva neutronska zvezda nije posmatrana sve do 1967. godine kada je prvi radio pulsar otkriven, pojam neutronske zvezde preložili su Bade i Zvicki 1933. godine, jednu godinu nakon otkrića neutrona, 1932. godine. Oni su shavtili da bi zbog velike gustine neutronske zvezde kolaps uobičajene i neutronske zvezde oslobodio veliku količinu gravitacione potencijalne energije, obezbeđujući moguće objašnjenje supernove. [7][8][9] Ovo je objašnjenje za supernove tipa Ib, Ic, i II. Ovakve supernove se događaju kada gvozdeno središte velike zvezde prelazi Čandrasekarovu granicu i kolapsira u neutronsku zvezdu.

Kao i elektroni, neutroni su fermioni. Oni omogućavaju degeneraciju neutronskog pritiska radi podržavanja neutronske zvezde protiv kolapsa. Takođe, odbojne interakcije između dva neutrona omogućavaju dodatan pritisak. Kao što je Čandrasekarova granica za bele patuljke, postoji i masena granica za neutronske zvezde: Tolman-Openhemer-Volkof granica, gde ove sile nisu više u mogućnosti da održavaju zvezdu. Kako sile u gustoj materiji nisu dobro shvaćene, ova granica nije skroz poznata, ali veruje se da je negde iznosi između 2 i 3 M☉ (solarne mase). Ako se više mase nagomila na neutronsku zvezdu, ovaj maseni limit će biti dostignut. Ono što se dešava kasnije nije u potpunosti razjašnjeno.

Kompaktni relativistični objekti i generalizovani princip nesigurnosti uredi

Zasnovan na generalizovanom principu nesigurnosti (GPN), predložen određeniim pristupima kvantnoj gravitaciji kao što su String teorija i duplo specijalnim teorijama relativiteta, proučavan je efekat GPN-a na termodinamička svojstva kompaktnih zvezdasa dve različite komponente.[10] Teufik i njegovi saradnici su zabeležili da postojanje ispravke kvantne gravitacije nastoji da se odupre kolapsu zvezda, u slučaju da GPN parametar zauzima vrednost između Plankove skale i skale slabih elektrona. U poređenjeu sa drugim pristupima, otkriveno je da bi radijusi kompaktnih zvezda trebalo da budu manji, kao i da energija koja je u porastu smanjuje radijus kompaktnih zvezda.

Egzotične zvezde uredi

Eghzotična zvezda je kompaktna zvezda sastavljena od materije koja nije elektron, proton ili neutron, izbalansirana sa gravitacionim kolapsom degenerativnim pritiskom ili drugim kvantnim svojstvima. U ove zvezde spadaju čudne zvezde koje se sastoje iz čudne materije, kao i preonske zvezde koje se sastoje iz preona.

Egzotične zvezde su uglavnom teoretske, ali opservacije iz Čandra rendgenske opservatorije napravljene 10. aprila 2002. godine su otkrile dve moguće čudne zvezde, zavedene pod imenima RX J1856.5-3754 i 3C58, za koje se ranije smatralo da su neutronske zvezde. Zasnovano na poznatim zakonima fizike, druga navedena je delovala mnogo manje, a prva mnogo hladnija nego što bi trebalo da bude, što navodi na zaključak da su sastavljene iz mnogo gušćeg materijala nego što je neutronijum. Međutim, ove opservacije su se susrele sa skepticizmom od strane istraživača koji kažu da rezultati nisu održivi.

Kvark i čudne zvezde uredi

Ako su neutroni dovoljno stisnuti na visokoj temperaturi, oni će se rastaviti na svoje komponente, kvarkove, čineći ono što se naziva kvark materijom. U ovom slučaju, zvezda će dalje narasti i postaće gušća, ali umesto potpunog kolapsa u crnu rupu, postoji mogućnost da će se zvezda stabilizovati i preživeti svoje stanje nedefinisanosti, dok god je dodata određena masa. Do određenih granica će postati ogromni nukleon. Zvezda u ovom hipotetičkom stanju se naziva kvark zvezda, ili određenije čudna zvezda. Pulsari RX J1856.5-3754 i 3C58 su možda kvark zvezde. Za većinu neutronskih zvezda se smatra da imaju jezgro sastavljeno od kvark materije, ali je to teško utvrditi putem opservacije.

Preonske zvezde uredi

Preonska zvezda je vrsta kopmaktne zvezde za koju se smatra da se sastoji od preona, grupe hipotetičkih subatomskih čestica. Za preonske zvezde se smatra da imaju veliku gustinu, koja premašuje 1023 kilograma po kubnom metru – što ih po veličini postavlja između kvark zvezda i crnih rupa.

Kju zvezde uredi

Kju zvezda (ili siva rupa) je hipotetička kompaktna, teža neutronska zvezda sa egzotičnim stanjem materije, u kojoj se nalazi određeni broj lestica.

Elektroslabe zvezde uredi

Elektroslaba zvezda je teoretički tip egzotične zvezde, pri čemu je gravitacioni kolaps zvezde sprečen pritiskom radijacije kao posledice elektroslabog sagorevanja, to jest, energije ispuštene kroz konverziju kvarkova u leptone putem elektroslabe snage. Ovaj proces se odvija u jezgru zvezde u veličini koja je srazmerna otprilike veličini jedne jabuke, sadržeći skoro pa duplu Zemljanu masu.[11]

Crne rupe uredi

 
Simulacija crne rupe od deset sunčevih mada, na udaljenosti od 600 km.

Kako je sve veća masa akumulirana, ekvilibrijum nasuprot gravitacionog kolapsa dostiže tačku pucanja. Zvezdani pritisak je nedovoljan za protivtežnu gravitaciju, te se u par milisekundi dešava katastrofalni gravitacioni kolaps. Druga kosmička brzina na površini, već od bar 1/3 brzine svetlosti, brzo dostiže brzinu svetla. Nikakva energija ili materija ne može pobeći: stvorena je crna rupa. Sva svetlost će biti zarobljena u okviru horizonta događaja, te crna rupa izgleda stvarno kao da je crna, osim pri mogućnosti Hoking radijacije. Smatra se da će se kolaps nastaviti.

Po klasičnoj opštoj teoriji relativiteta, biće stvoren gravitacioni singularitet koji će zauzimati prostor ne više od jedne tačke. Moguć je novi zastoj katastrofalnog gravitacionog kolapsa u veličini koja se može porediti sa Plank dužinom, ali na tim dužinama nema teorije koja može predvideti šta se može dogoditi. Dodavanje ikakve mase crnoj rupi će proizvesti radijus horizonta događaja da bi linearno povećao masu centralnog singulariteta. Ovo će indukovati određenu promenu u svojstvima crnih rupa, kao što je umanjivanje pritiska plime blizu horizonta događaja, i umanjivanje gravitacionog polja jačine na horizontu. Međutim, neće biti nikakvih dodatnih promena u kvalitetu strukture koja se povezuje sa ikakvim povećanjem mase.

Alternativni modeli crnih rupa uredi

Reference uredi

  1. ^ Starr, Michelle (1. 6. 2020). „Astronomers Just Narrowed Down The Source of Those Powerful Radio Signals From Space”. ScienceAlert.com. Pristupljeno 2. 6. 2020. 
  2. ^ Bhandan, Shivani (1. 6. 2020). „The Host Galaxies and Progenitors of Fast Radio Bursts Localized with the Australian Square Kilometre Array Pathfinder”. The Astrophysical Journal Letters. 895 (2): L37. Bibcode:2020ApJ...895L..37B. S2CID 218900539. arXiv:2005.13160  . doi:10.3847/2041-8213/ab672e. Pristupljeno 2. 6. 2020. 
  3. ^ Tauris, T. M.; J. van den Hevel, E. P. (20. 3. 2003). „Formacija i evolucija kompaktnih zvezdanih izvora rendgenskih zrakova”. arHiv. Bibcode:2006csxs.book..623T. 
  4. ^ Hašimoto, M.; Ivamoto, K.; Nomoto, K. (1993). „Supernove drugog tipa sa solarnim masama od 8–10 velikih zvezda”. Astrofizički žurnal. 414: 105. Bibcode:1993ApJ...414L.105H. doi:10.1086/187007. 
  5. ^ Ritosa, S.; Garsija-Bero, E.; Iben, I. Mlađi (1996). „O evoluciji zvezda koje formiraju elektronski degenerisana jezgra proizvedena sagorevanjem ugljenika. Abundantnost izotopa i termalnog pulsa u 10 Msun modelu sa jednim jezgrom, koji se odnose na dugoročne varijable, klasične nove i kolapse izazvane sagorevanjem.”. Astrofizički žurnal. 460: 489. Bibcode:1996ApJ...460..489R. doi:10.1086/176987. 
  6. ^ Vanadžo, S.; et al. (2003). „Der proces u eksplozijama supernova pri kolapsu jezgra”. Astrofizički žurnal. 593 (2): 968. Bibcode:2003ApJ...593..968W. arXiv:astro-ph/0302262  . doi:10.1086/376617. 
  7. ^ Osterbrok, D. E. (2001). „Ko je stvarno izmislio reč Supernova? Ko je prvi predvideo neutronske zvezde?”. Bilten Američkog astronomskog društva. 33: 1330. Bibcode:2001AAS...199.1501O. 
  8. ^ Bade, V.; Zvicki, F. (1934). „O supernovama”. Postupak Nacionalne akademije nauka. 20 (5): 254—9. Bibcode:1934PNAS...20..254B. PMC 1076395  . PMID 16587881. doi:10.1073/pnas.20.5.254. 
  9. ^ Bade, V.; Zvicki, F. (1934). „Kosmički zraci supernova”. Postupak Nacionalne akademije nauka. 20 (5): 259. Bibcode:1934PNAS...20..259B. doi:10.1073/pnas.20.5.259. 
  10. ^ Ahmed farag Ali i A. Teufik, Int. J. Mod. Phys. D22 (2013) 1350020
  11. ^ Šiga, D. (4. 1. 2010). „Egzotične zvezde mogu imitirati veliki prasak”. Novi Naučnik. Pristupljeno 18. 2. 2010. 

Literatura uredi

Preuzeto iz „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Компактна_звезда&oldid=27672571”