Gwiazda dziwna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj

Gwiazda dziwna (gwiazda kwarkowa) – hipotetyczny typ gwiazdy zbudowanej z materii dziwnej. Istnienie takiej ultragęstej materii jest spekulowane wewnątrz bardzo masywnych gwiazd neutronowych. Modele teoretyczne sugerują, że gdy materia jądrowa w gwieździe (neutrinium – materia jądrowa w równowadze ze względu na słaby rozpad β) znajduje się pod wpływem dostatecznie dużego ciśnienia pochodzącego od grawitacji gwiazdy, zachodzi w niej proces dezintegracji nukleonów do materii kwarkowej. Gwiazda kwarkowa jest układem zawierającym plazmę kwarkową w równowadze ze względu na rozpad β (podobnie jak rozpad neutronów w gwieździe neutronowej), w skład której wchodzą kwarki (u, d, s) i gluony. Obecność gluonów opisuje stała B (nazywana stałą worka) oraz zmiana masy kwarków (masa efektywna). W chromodynamice (QCD) kwarki zyskują w plazmie kwarkowo-gluonowej znaczne masy (mu*=md* ~ 330 MeV/c², ms* ~ 450 MeV/c² (masy konstytuentne)). Swobodne kwarki gdy są ekstremalnie blisko siebie (swoboda asymptotyczna) posiadają niewielkie masy (mu*=md* ~ 7 MeV/c², ms* ~ 150 MeV/c² (masy bieżące)).

Stała worka ma sens gęstości energii próżni (tak jak stała kosmologiczna) w plazmie kwarkowej. Nie jest ona dobrze znana, rachunki na sieci w chromodynamice kwantowej (QCD) sugerują, że B-1/4~ 180 MeV. Mniejsza wartość B niż B-1/4~ 155 MeV oznacza, że materia dziwna może być stabilniejsza, niż materia jądrowa. Mogłyby istnieć wtedy stabilne, dowolnie małe gwiazdy kwarkowe czy stabilne krople dziwnej materii kwarkowej. Takie krople nazwano dziwadełkami i mogłyby być one składnikami materii dziwnej. W zetknięciu z nimi normalna materia jądrowa zamieniałaby się w materię dziwną.

Stan plazmy kwarkowej jest hipotetycznym stanem materii, mogącym występować jednak w ekstremalnych gęstościach i temperaturach (np. we wnętrzu gwiazd neutronowych), gdy B-1/4 > 155 MeV. Obecnie przeprowadza się eksperymentalnie badanie tej fazy (rozpraszanie ciężkich jonów). Gwiazdę kwarkową interpretować można jako ogromną cząstkę elementarną zbudowaną z około 1057 kwarków (w nukleonie, np. w neutronie jest ich trzy).

Gwiazdy kwarkowe mogą być gęstsze niż gwiazdy neutronowe, ich rozmiar może mieścić się w granicach 5–10 km (10–14 km dla gwiazdy neutronowej). Gwiazdy kwarkowe mogą być więc bardzo zwartymi obiektami, stanowiącymi stan pośredni pomiędzy czarną dziurą a gwiazdą neutronową. Według danych z 2002 roku istniały sugestie, że dwa obserwowane obiekty, RX J1856.5-3754 i 3C 58, mogą być gwiazdami kwarkowymi[1][2][3]. Przypuszczenia te nie są jednak do końca potwierdzone, a w przypadku RX J1856.5-3754 obserwacje Kosmicznym Teleskopem Hubble’a opublikowane w 2003 roku nie potwierdziły tego[4]. Za kandydata na gwiazdę kwarkową uznawany był także obiekt po wybuchu supernowej SN 1987A[5].

Gwiazdy kwarkowe, w przeciwieństwie do wszystkich innych znanych ciał o tak dużej masie (w tym gwiazd neutronowych), nie rozpadłyby się, gdyby zniknęła grawitacja[6].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. Astrophysics: Is RX J185635-375 a Quark Star? (ang.)
  2. APOD: 14 kwietnia 2002 – RX J185635-375: Candidate Quark Star (med billede) (ang.)
  3. Chandra - Photo Album - RX J1856.5-3754 and 3C58, 10 kwietnia 2002 (ang.)
  4. J.E. Truemper i inni: The Puzzles of RX J1856.5-3754: Neutron Star or Quark Star? (ang.). arXiv, 2003-12-23). [dostęp 2012-04-16].
  5. T. C. Chan, K. S. Cheng, T. Harko, H. K. Lau, L. M. Lin, W. M. Suen, X. L. Tian: Could the compact remnant of SN 1987A be a quark star?. [dostęp 2017-04-28].
  6. Kwarkowe bomby – wypowiedź prof. Pawła Haensela w rozdziale „Kwarkowa zupa”.

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]