Stea degenerată

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

În astronomie, termenul de stea degenerată este folosit pentru a defini colectiv pitici albi , stele de neutroni și alte corpuri cerești formate din materie exotică , toate în general de dimensiuni mici, în ciuda masei lor mari. Un sinonim pentru stea degenerată este steaua compactă , care este însă utilizată pentru acele obiecte, inclusiv găurile negre , a căror natură exactă este necunoscută, dar datele obținute din observație sugerează că au o masă mare, dar dimensiuni mici.

Etapa finală a evoluției stelare

La sfârșitul evoluției lor, stelele , indiferent de masa lor, trec printr-o fază în care materia care le constituie își asumă o stare degenerată . În timpul fazei de stabilitate a secvenței principale și a fazelor imediat următoare, steaua strălucește, pierzând energie; o astfel de pierdere, pe care stelele o suferă continuu, este compensată de producerea de energie în miez prin reacțiile de fuziune nucleară . [1] Când o stea este aproape de sfârșitul existenței sale, presiunea de radiație a miezului nu mai poate contracara gravitația straturilor exterioare ale stelei. În consecință, nucleul suferă un colaps , în timp ce straturile exterioare sunt expulzate într-un mod mai mult sau mai puțin violent; ceea ce rămâne este un obiect extrem de dens: o stea compactă, formată din materie într-o stare foarte degenerată. Stelele degenerate sunt pitici albi și stele cu neutroni ; diferența dintre stelele compacte și stelele clasice este analogă cu cea dintre solide și gaze . [2] Dacă aștepți suficient timp ca o pitică albă să fie suficient de rece și dacă ai o navă spațială care să reziste la forțele gravitaționale și mareale enorme, ar fi posibil să aterizezi pe suprafața sa, care arată solidă. Cu toate acestea, timpul așteptat pentru suprafața unei pitici albe să se răcească este enorm, chiar mai lung decât epoca actuală a Universului . [3]

Deși stelele degenerate emit radiații electromagnetice , de aceea consumă o anumită cantitate de energie, pentru a-și menține presiunea neschimbată, nu au nevoie de temperaturi ridicate pentru a efectua reacții nucleare, așa cum fac stelele normale. Excluzând orice perturbație externă sau degradarea barionului , existența unei stele degenerate ar trebui să dureze foarte mult timp sau chiar să fie „eternă”. Cea a unei stele compacte este o fază care va afecta mai devreme sau mai târziu toate stelele universului și va atinge maximul în așa-numita eră degenerată a universului . [4]

Un experiment de gândire: crearea de obiecte compacte

Să presupunem că facem un experiment de gândire în care ne imaginăm că creăm un obiect rece adăugând din ce în ce mai multă masă și ignorând presiunea termică. Cum va acționa gravitația? În acest experiment avem șase obiecte alternative diferite: planetă , pitic maro , pitic alb , stea neutronică , stea exotică și gaură neagră .

Planete

La o densitate scăzută a materiei, obiectul este menținut astfel de forțe de natură electromagnetică , care forțează electronii să ocupe orbitalele plasate în jurul nucleului atomic care dau naștere la legături chimice , permițând existența corpurilor solide precum rocile . Consistența acestor corpuri este de așa natură încât nu se contractă excesiv dacă li se adaugă masă; o masă mai mare în orice caz face obiectul mai mare: raza crește deci odată cu masa.

La un moment dat, când masa este destul de mare, presiunea din centrul corpului este atât de mare încât toată materia este ionizată : electronii sunt rupți din atracția nucleilor atomici și sunt liberi să se miște în spațiu; în consecință, lipirea chimică nu este posibilă. Această situație este ceea ce astrofizicienii cred că este prezentă în interiorul lui Jupiter . Dacă, ipotetic, s-ar adăuga masă pe planetă, creșterea gravitației nu ar mai fi exact contrabalansată de presiune, astfel încât planeta ar suferi o contracție care i-ar reduce raza.

Cea mai mare masă rece din univers

Jupiter (transparent) .png
Jupiter (transparent) .png
Jupiter (transparent) .png
Jupiter (transparent) .png

Jupiter are cel mai mare volum posibil pentru o masă rece. Dacă i s-ar adăuga masă, totuși, diametrul și volumul planetei ar scădea, contrar a ceea ce s-ar putea crede intuitiv. Densitatea în centrul corpului este acum atât de mare încât electronii devin degenerată, ceea ce înseamnă că electronii sunt în cel mai mic de energie nivel cuantic disponibile. Deoarece electronii aparțin categoriei fermionilor , ei respectă principiul excluderii Pauli , conform căruia doi electroni nu pot ocupa același nivel. Astfel, electronii ocupă o bandă destul de mare de niveluri de energie scăzută; dacă masa ar crește în continuare, forțând această bandă să se lărgească, s-ar crea o forță cuantică , numită presiune degenerativă a electronilor , care, în acest moment, menține centrul planetei stabil, în timp ce ionii prezenți exercită o presiune aproape forță zero.

Pitici maronii

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: pitic maro .
Pitica brună 2M1207 (centru) și planeta sa 2M1207 b .

Odată ce am construit o masă între aproximativ 13 și 75 de mase de Jupiter, am observa că corpul se menține în echilibru numai datorită presiunii electronilor degenerați: ceea ce ne vom confrunta va fi o pitică maro , un obiect intermediar, în termeni de dimensiune și temperatură, între o planetă și o stea mică. Aceste stele ratate emit o radiație foarte slabă, concentrată în principal în infraroșu , datorită mecanismului Kelvin-Helmholtz ; acesta este motivul pentru care primii pitici bruni au fost identificați abia în 1995. [5] [6]

Pitici albi

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: pitic alb .
Nebuloasa Eskimo este iluminată în centrul său de un pitic alb.

Dacă vom continua să adăugăm masă în experimentul nostru de gândire, vom descoperi că o mare parte din obiectul nostru devine tot mai mult din materie degenerată. Stelele numite pitici degenerați sau, mai frecvent, piticii albi sunt formate în principal din materie degenerată, în majoritate nuclee de carbon și oxigen „scufundate” într-o „mare” de electroni degenerați. [7] Piticele albe se formează din nucleele stelelor secvenței principale care au ajuns la sfârșitul existenței lor și, în momentul formării lor, au o temperatură foarte ridicată. [7] Cu toate acestea, această temperatură este destinată să scadă pe măsură ce steaua se răcește, eliberând căldură în spațiul înconjurător în conformitate cu a doua lege a termodinamicii ; când temperatura este acum foarte scăzută, se naște un pitic negru . Piticii albi au fost observați pentru prima dată în secolul al XIX-lea , dar adevărata lor natură, precum și densitatea și presiunea ridicată, nu au fost explicate decât în ​​anii douăzeci ai secolului al XX-lea .

Ecuația stării materiei degenerate se numește moale , ceea ce înseamnă că prin adăugarea din ce în ce mai multă a obiectului obiectul va suferi o scădere a dimensiunii. Dacă în experimentul nostru imaginar am continuat să adăugăm masă la ceea ce este acum o pitică albă, am observa că obiectul s-ar contracta deoarece densitatea centrală ar atinge valori de neimaginat, cu electroni degenerați la creșterea energiei. Raza stelei este acum redusă la câteva zeci de mii de kilometri , [8] în timp ce masa este aproape de acea limită teoretică care permite unei pitici albe să rămână așa: limita Chandrasekhar , corespunzătoare a aproximativ 1,4 mase solare .

Dacă am avea posibilitatea de a prelua un eșantion de materie din centrul piticii albe și de a începe să-l comprimăm încet, am observa că electronii ar fi forțați să se combine cu nucleii atomici ( captarea electronilor ), anihilând protonii în neutroni. cu o emisie de pozitroni și neutrini . Pe măsură ce densitatea crește, astfel de nuclee devin din ce în ce mai extinse și din ce în ce mai puțin ferme.

La densitatea critică de aproximativ 4 · 10 14 kg / m 3 , numită "linia de picurare a neutronilor", nucleul atomic ar putea tinde să se descompună în protoni și neutroni; în cele din urmă ar putea ajunge la un punct în care materia are o densitate (~ 2 · 10 17 kg / m 3 ) comparabilă cu cea a nucleului atomic. În acest moment, problema este alcătuită în principal din neutroni liberi, cu urme de protoni și electroni. Obiectele cu aceste densități centrale se vor putea forma dacă în experimentul nostru abia efectuat continuăm să adăugăm masă până când depășim limita Chandrasekhar; aceasta va forma a patra noastră clasă de obiecte compacte.

Stele de neutroni

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: stea neutronică .

În anumite stele binare în care una dintre componente este un pitic alb, masa este transferată de la însoțitor la piticul alb, care poate depăși limita Chandrasekhar. Electronii reacționează cu protonii pentru a forma neutroni, care nu vor oferi presiunea necesară pentru a rezista gravitației; steaua se va prăbuși apoi. Dacă miezul stelei este compus în principal din carbon și oxigen , din cauza prăbușirii gravitaționale va începe fuziunea explozivă a acestor două elemente ( detonarea carbonului ), dând naștere unei supernove Ia de tip foarte luminos care va distruge complet pitica albă. Dacă, pe de altă parte, miezul este compus în mare parte din magneziu sau alte elemente mai grele, prăbușirea continuă. [9] [10] Pe măsură ce densitatea inițială crește, electronii reziduali reacționează cu protonii pentru a forma neutroni suplimentari; prăbușirea va continua până când (la densități crescânde) neutronii degenerează. După o reducere de trei ordine de mărime, este posibil ca masa să găsească un nou echilibru, concentrat pe o rază de doar 10-20 km: o stea de neutroni .

Deși prima stea neutronică nu a fost observată direct înainte de 1967 , când a fost descoperit primul radiopulsar , existența lor fusese deja ipotezată de Walter Baade și Fritz Zwicky încă din 1933 , la doar un an după descoperirea neutronului, în 1932 .. Și-au dat seama că, deoarece stelele de neutroni sunt atât de dense, prăbușirea unei stele normale într-o stea de neutroni ar putea elibera energie potențială gravitațională semnificativă, oferind astfel o posibilă explicație pentru supernove . [11] [12] [13] Aceasta este explicația supernovelor de tip Ib, Ic și II. Astfel de supernove apar atunci când miezul feros al unei stele masive traversează limita Chandrasekhar și se prăbușește într-o stea de neutroni.

La fel ca electronii, neutronii sunt și fermioni ; astfel ele permit presiunii degenerative a neutronilor să mențină o stea neutronică fără a se prăbuși. În plus, interacțiunile respingătoare dintre neutroni adaugă o presiune suplimentară. La fel ca limita Chandrasekhar pentru piticii albi, există o masă limitativă pentru stelele cu neutroni, limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff , dincolo de care aceste forțe nu sunt suficiente pentru a menține steaua intactă mai mult timp. La fel cum forțele care acționează în interiorul acestor mase dense nu sunt bine cunoscute, limita în sine este, de asemenea, necunoscută. Se crede că este între 2 și 3 ori masa Soarelui. Dacă se acumulează mai multă masă pe o stea de neutroni, această limită poate fi atinsă, dar ceea ce se întâmplă în continuare nu este clar.

Stele exotice

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: stea exotică .

Stele Quark

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: steaua Quark .
Restul supernovai SN 1181 , observată pe raze X; pulsarul din interiorul său, 3C58, ar putea fi o stea cuarț.

Este posibil ca neutronii să se descompună în cele mai simple componente ale lor, quarcii . În acest caz, steaua se va concentra și va deveni mai densă, dar va putea supraviețui în această nouă fază pentru o perioadă nedeterminată, dacă nu primește masă suplimentară: va deveni un nucleon mare. O stea în această stare ipotetică se numește stea cuarț sau stea ciudată . Pulsarii RX J1856.5-3754 și 3C 58 ar putea fi stele cuarț.

Stele Preons

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: steaua Preoni .

Dacă urmărim modelele standard de fizică a particulelor și presupunem că quarcurile și leptonii nu sunt particule elementare fundamentale, ci sunt ele însele compuse din preoni , o stea posibil mai densă, steaua preonilor nu ar fi cu totul de neconceput. O stea se poate prăbuși pentru a ocupa o zecime de miime din diametrul său original; ar putea fi un fel de „quark gigant” a cărui densitate poate depăși 10 23 kg / m 3 , ajungând în unele cazuri la 10 33 kg / m 3 .

Q stele

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Stella Q.

Stelele Q (sau găurile gri ) sunt stele de neutroni compacte și mai grele, cu o stare exotică a materiei. Obiectul compact al sistemului Cygni V404 ar putea fi o gaură gri. [14]

Stele electro-slabe

În nucleul unei stele de neutroni care suferă prăbușirea gravitațională, quarcii ar putea începe să se transforme în leptoni datorită interacțiunii electro - slabe . Energia rezultată ar putea întrerupe contracția stelei timp de aproximativ zece milioane de ani; în acest stadiu, steaua este numită o stea electrolabă . [15]

Obiectele de masă stelară pe care le-am analizat (pitici maronii, pitici albi, stele de neutroni, până la obiecte și mai exotice, cum ar fi stele cuarci, stele preonice, găuri gri și stele electrovârgite) sunt toate susținute, complet sau parțial, de o presiune degenerativă. Toate aceste stele se numesc stele degenerate .

Găuri negre

Astfel ar apărea o gaură neagră de 10 mase solare la o distanță de 600 km.
Pictogramă lupă mgx2.svg Gaură neagră stelară .

Odată cu adăugarea masei, echilibrul împotriva colapsului gravitațional atinge punctul său de rupere. Presiunea stelei nu este suficientă pentru a contrabalansa gravitația și se produce un colaps gravitațional catastrofal în câteva milisecunde. Viteza de evacuare la suprafață, deja la minimum 1/3 viteza luminii , poate atinge chiar aceeași viteză a luminii. În acel moment, energia și materia nu pot scăpa: s-a format o gaură neagră . Toată lumina este prinsă în orizontul evenimentelor : acest fapt explică și de ce gaura neagră apare într-adevăr „neagră”, adică lipsită de lumină, cu excepția unei posibile radiații Hawking . Se presupune că prăbușirea va continua; conform teoriei clasice a relativității generale , se creează o singularitate gravitațională care nu ocupă mai mult de un punct .

S-ar putea să existe o nouă oprire a prăbușirii gravitaționale catastrofale la un diametru comparabil cu lungimea lui Planck , dar la această lungime nu există teorii ale gravitației care să prezică ce s-ar putea întâmpla în următoarele momente.

Notă

  1. ^ JG Mengel, P. Demarque, AVSweigart, PG Gross, evoluția stelară din secvența principală de vârstă zero , în Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 40, 1979, pp. 733–791.
  2. ^ Stellar Evolution & Death , la observe.arc.nasa.gov , NASA Observatorium. Adus la 8 iunie 2006 (arhivat din original la 10 februarie 2008) .
  3. ^ Fredrik Sandin, Stele compacte în modelul standard - și nu numai , în Eur. Phys. JC , DOI : 10.1140 / epjcd / s2005-03-003-y .
  4. ^ Cele cinci ere ale Universului - Era Degenerată , pe fathom.com . Adus la 3 mai 2008 (arhivat din original la 7 septembrie 2008) .
  5. ^ Margherita Hack, Universul în al treilea mileniu , Trebaseleghe (PD), BUR Scienza, 2010, pp. 144, 145, 146, 147, 148, ISBN 978-88-17-01508-0 .
  6. ^ începe [Astrophysics Stellar] , pe astrophysics.altervista.org . Adus la 23 iulie 2016 .
  7. ^ a b J. Liebert, White pitic stars , în Revista anuală a astronomiei și astrofizicii , vol. 18, nr. 2, 1980, pp. 363-398.
  8. ^ JL Provencal, HL Shipman, E. Hog, P. Thejll, Testing the White Dwarf Mass-Radius Relation with HIPPARCOS , în Astrophysical Journal , vol. 494, februarie 1998, p. 759, DOI : 10.1086 / 305238 . Adus la 4 mai 2008 .
  9. ^ SAO / NASA Astrophysics Data System (ADS)
  10. ^ http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1996ApJ...460..489R&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf
  11. ^ SAO / NASA ADS Astronomy Abstract Service
  12. ^ Astronomie: Baade și Zwicky
  13. ^ Astronomie: Baade și Zwicky
  14. ^ JC Miller, T. Shahbaz și LA Nolan, Stelele Q reprezintă o amenințare serioasă pentru candidații la gaura neagră în masă stelară? , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 294, nr. 2, pp. L25 - L29, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1998.01384.x . Adus la 23 iulie 2016 .
  15. ^ (RO) David Shiga, Stelele exotice pot imita big bang-ul , pe newscientist.com. Adus la 23 iulie 2016 .

Bibliografie

Elemente conexe

Controlul autorității LCCN ( EN ) sh2007011010