Stjernerne har fascineret folk fra umindelige tider. Takket være moderne videnskab ved vi meget om stjerner, om deres forskellige typer og strukturer. Kendskabet til dette emne opdateres konstant og forbedres; astrofysikere spekulerer i en række teoretiske stjerner, der kan eksistere i vores univers. Sammen med teoretiske stjerner er der også stjernelignende objekter, astronomiske strukturer, der ser ud og opfører sig som stjerner, men ikke har de standardegenskaber, som vi beskriver som stjerner. Objekterne på denne liste er på randen af fysikforskning og er ikke blevet observeret direkte … endnu.
Quark-stjerne
I slutningen af sit liv kan en stjerne kollapse i et sort hul, hvid dværg eller neutronstjerne. Hvis stjernen er tæt nok, før den går supernova, vil stjernernes rester danne en neutronstjerne. Når dette sker, bliver stjernen ekstremt varm og tæt. Med sådan stof og energi forsøger stjernen at kollapse i sig selv og danne en singularitet, men de fermioniske partikler i midten (i dette tilfælde neutroner) adlyder Pauli-princippet. Ifølge ham kan neutroner ikke komprimeres til den samme kvantetilstand, så de afvises fra det sammenbrudte stof og når ligevægt.
I årtier har astronomer antaget, at neutronstjernen ville forblive i ligevægt. Men da kvanteteorien udviklede sig, foreslog astrofysikere en ny type stjerne, der kunne vises, hvis det degenerative tryk fra neutronkernen ophørte. Det kaldes en kvarkstjerne. Når presset fra stjernemassen øges, forfalskes neutroner i deres bestanddele, op og ned kvarker, der under højt tryk og høj energi kunne eksistere i en fri tilstand i stedet for at producere hadroner som protoner og neutroner. Døbt "mærkelig stof", denne kvarksuppe ville være utroligt tæt, tættere end en almindelig neutronstjerne.
Astrofysikere drøfter stadig, hvordan nøjagtigt disse stjerner måtte have dannet sig. Ifølge nogle teorier forekommer de, når massen af den kollapsende stjerne er mellem den masse, der kræves for at danne et sort hul eller en neutronstjerne. Andre antyder mere eksotiske mekanismer. Den førende teori er, at der dannes kvarkstjerner, når tætte pakker med allerede eksisterende mærkeligt stof indpakket i svagt interagerende partikler (WIMP'er) kolliderer med en neutronstjerne, sås sin kerne med mærkelig stof og indleder en transformation. Hvis dette sker, vil neutronstjernen opretholde en "skorpe" af neutronstjernemateriale og effektivt fortsætte med at ligne en neutronstjerne, men samtidig besidde en kerne af underligt materiale. Selvom vi endnu ikke har fundet nogen kvarkstjerner,mange af de observerede neutronstjerner kan godt være hemmeligt.
Salgsfremmende video:
Elrowroweak-stjerner
Mens en kvarkstjerne muligvis er den sidste fase i en stjerners liv, før den dør og bliver et sort hul, foreslog fysikere for nylig en anden teoretisk stjerne, der kunne eksistere mellem en kvarkstjerne og et sort hul. En såkaldt elektroweak-stjerne kunne opretholde ligevægt gennem et komplekst samspil mellem svag atomkraft og elektromagnetisk kraft, kendt som elektroweak-kraft.
I en elektrisk strømstjerne ville trykket og energien fra stjernemassen presse på quarkstjernens underlige stofkerne. Efterhånden som energien stiger, ville de elektromagnetiske og svage kernekræfter blandes, så der ikke ville være nogen forskel mellem de to kræfter. På dette energiniveau opløses kvarkerne i kernen i leptoner, som elektroner og neutrinoer. Det meste af det mærkelige stof vil blive til neutrinoer, og den frigjorte energi vil give nok kraft til at forhindre stjernen i at kollapse.
Videnskabsfolk er interesseret i at finde en electroweak-stjerne, fordi egenskaberne ved dens kerne ville være identiske med dem i det unge univers en milliarddel af et sekund efter Big Bang. På det tidspunkt i universets historie var der ingen forskel mellem svag atomkraft og elektromagnetisk kraft. Det viste sig at være ret vanskeligt at formulere teorier om den tid, så et fund i form af en electroweak-stjerne ville hjælpe kosmologisk forskning betydeligt.
En elektroweak-stjerne skal også være en af de tætteste genstande i universet. Kernen i en elektroweak-stjerne ville være størrelsen på et æble, men omkring to jordarter i masse, hvilket gør en sådan stjerne i teorien tættere end nogen tidligere observeret stjerne.
Objekttorn - Zhitkova
I 1977 udgav Kip Thorne og Anna Zhitkova et papir, der detaljerede en ny type stjerne kaldet Thorn-Zhitkova Object (OTZ). OTZ er en hybridstjerne dannet ved kollisionen af en rød supergiant og en lille, tæt neutronstjerne. Da den røde supergiant er en utrolig stor stjerne, vil det tage hundreder af år, før en neutronstjerne blot bryder igennem den indre atmosfære først. Mens den graver ned i stjernen, vil orbitalcentret (barycenter) for de to stjerner bevæge sig mod midten af supergianten. Til sidst vil de to stjerner fusionere og danne en stor supernova og i sidste ende et sort hul.
Når den blev observeret, ville OTZ oprindeligt ligne en typisk rød supergiant. Ikke desto mindre ville OTZ have en række usædvanlige egenskaber for en rød supergiant. Ikke kun vil dens kemiske sammensætning afvige, men en neutronstjerne, der graver ned i den, vil udsende radiofluer indefra. Det er temmelig svært at finde OTL, da det ikke adskiller sig meget fra den almindelige røde supergiant. Derudover er OTZ snarere dannet ikke i vores galaktiske omgivelser, men tættere på centrum af Mælkevejen, hvor stjernerne er tættere pakket.
Dette forhindrede imidlertid ikke astronomer i at søge efter en kannibalstjerne, og i 2014 blev det annonceret, at supergianten HV 2112 kunne være en mulig OTZ. Forskere har fundet, at HV 2112 har en usædvanlig høj mængde metalliske elementer til røde supergiganter. Den kemiske sammensætning af HV 2112 svarer til hvad Thorne og Zhitkova antog i 1970'erne, så astronomer betragter denne stjerne som en magtfuld kandidat til den første observerede OTG. Yderligere forskning er nødvendig, men det ville være sejt at tro, at menneskeheden har opdaget den første kannibalstjerne.
Frosset stjerne
En almindelig stjerne brænder brintbrændstof, skaber helium og understøtter sig selv med trykket indefra, født i processen. Men en dag løber brint ud, og til sidst skal stjernen brænde tungere elementer. Desværre er energien, der slipper ud fra disse tunge elementer, ikke så meget som fra brint, og stjernen begynder at køle ned. Når en stjerne går supernova, frøer den universet med metalliske elementer, som derefter deltager i dannelsen af nye stjerner og planeter. Når universet modnes, eksploderer flere og flere stjerner. Astrofysikere har vist, at det sammen med universets aldring også øges det samlede metalliske indhold.
Tidligere var der næsten intet metal i stjerner, men i fremtiden vil stjerner have en markant forøget metalforekomst. Efterhånden som universet ældes, dannes nye og usædvanlige typer metalliske stjerner, herunder hypotetiske frosne stjerner. Denne type stjerne blev foreslået i 1990'erne. Med overflod af metaller i universet, har nydannede stjerner brug for lavere temperaturer for at blive hovedsekvensstjerner. De mindste stjerner med en masse på 0,04 stjernestørrelse (i størrelsesordenen af Jupiters masse) kan blive hovedsekvensstjerner og opretholde kernefusion ved temperaturer på 0 grader Celsius. De vil være frosne og omgivet af skyer med frosset is. I den fjerne, fjerne fremtid vil disse frosne stjerner fortrænge de fleste af de almindelige stjerner i det kolde og dystre univers.
Magnetosfærisk evigt sammenbrudende objekt
Alle er allerede vant til, at en masse uforståelige egenskaber og paradokser er forbundet med sorte huller. For på en eller anden måde at tackle de problemer, der er forbundet med matematik i sort hul, har teoretikere antaget en hel række stjerneformede objekter. I 2003 sagde videnskabsmænd, at sorte huller ikke faktisk er entydigheder, som de bruges til at tro, men er en eksotisk type stjerne kaldet "magnetosfærisk evigt sammenbrudende objekt" (MVCO, MECO). MVCO-modellen er et forsøg på at tackle et teoretisk problem: spørgsmålet om det sammenbrudte sorte hul ser ud til at bevæge sig hurtigere end lysets hastighed.
MVCO former sig som et almindeligt sort hul. Tyngdekraften overgår materien, og materien begynder at kollapse i sig selv. Men i MVCO skaber strålingen, der stammer fra kollisionen af partikler, et indre tryk svarende til det tryk, der genereres i fusionsprocessen i stjernens kerne. Dette gør det muligt for MVCO at forblive absolut stabil. Det danner aldrig en begivenhedshorisont og falder aldrig helt sammen. Sorte huller vil til sidst kollapse i sig selv og fordampe, men sammenbruddet af MVCO vil tage en uendelig lang tid. Det er således i en tilstand af evig sammenbrud.
MVCO-teorierne løser mange sorte hulproblemer, herunder informationsproblemet. Da MVCO aldrig kollapser, er der ikke noget problem med ødelæggelse af oplysninger, som i tilfælde af et sort hul. Uanset hvor vidunderlige MVKO-teorierne er, hilser fysikergruppen imod dem med stor skepsis. Kvasarer antages at være sorte huller omgivet af en lysende akkretionsskive. Astronomer håber at finde en kvasar med de nøjagtige magnetiske egenskaber for MVCO. Indtil videre er der ikke fundet nogen, men måske vil nye teleskoper, der studerer sorte huller, kaste lys over denne teori. I mellemtiden forbliver MVKO en interessant løsning på problemerne med sorte huller, men langt fra en førende kandidat.
Befolkningsstjerner III
Vi har allerede diskuteret de frosne stjerner, der vil vises mod slutningen af universet, når alt bliver for metallisk til, at varme stjerner kan dannes. Men hvad med stjerner i den anden ende af spektret? Disse stjerner, dannet af de oprindelige gasser, der er tilbage fra Big Bang, kaldes Befolkning III-stjerner. Det stjernebevolkede diagram blev introduceret af Waltor Baade i 1940'erne og beskrev metalindholdet i en stjerne. Jo ældre befolkning, jo højere er metalindholdet. I lang tid var der kun to populationer af stjerner (med det logiske navn befolkning I og befolkning II), men moderne astrofysikere begyndte en seriøs søgning efter stjerner, der burde have eksisteret umiddelbart efter Big Bang.
Der var ingen tunge elementer i disse stjerner. De bestod udelukkende af brint og helium, ispedd lithium. Befolkning III-stjerner var absurd lyse og enorme, større end mange moderne stjerner. Deres værfter syntetiserede ikke kun fælles elementer, men blev drevet af mørke stoffer udslettelsesreaktioner. De levede også meget lidt, kun et par millioner år. I sidste ende brændte alt brint og heliumbrændstof fra disse stjerner ud, de brugte tungmetalelementer til fusion og eksploderede og sprede tunge elementer i hele universet. Intet overlevede i det unge univers.
Men hvis intet overlevede, hvorfor skulle vi så tænke på det? Astronomer er meget interesserede i befolkning III-stjerner, da de vil give os mulighed for bedre at forstå, hvad der skete i Big Bang, og hvordan det unge univers udviklede sig. Og lysets hastighed vil hjælpe astronomer i dette. I betragtning af den konstante størrelse af lysets hastighed, hvis astronomer kan finde en utrolig fjern stjerne, vil de i det væsentlige se tilbage i tiden. En gruppe astronomer fra Institut for Astrofysik og Rumvidenskab forsøger at se galakser, der er længst væk fra Jorden, som vi har prøvet at se. Lyset fra disse galakser skulle have vist sig flere millioner efter Big Bang og kunne indeholde lys fra stjernerne i Befolkning III. At studere disse stjerner giver astronomer mulighed for at se tilbage i tiden. Desuden vil undersøgelse af stjernerne i Befolkning III også vise os, hvor vi kom fra. Disse stjerner var blandt de første, der frøs universet med elementer, der giver liv og er nødvendige for menneskelig eksistens.
Quasi-stjerne
For ikke at forveksle med en kvasar (et objekt, der ligner en stjerne, men ikke er), er en kvasistjerne en teoretisk type stjerne, der kun kunne eksistere i et ungt univers. Som OTZ, som vi talte om ovenfor, skulle kvasi-stjernen være en kannibalstjerne, men i stedet for at skjule en anden stjerne i midten skjuler den et sort hul. De kvasi-stjerner burde have dannet sig fra massive Befolkning III-stjerner. Når almindelige stjerner kollapser, går de supernova og efterlader et sort hul. I kvasi-stjerner ville det tætte ydre lag af nukleart materiale have absorberet al den energi, der slipper ud fra den kollapsende kerne, forblevet på sin plads og ville ikke gå supernova. Den ydre skal af stjernen ville forblive intakt, mens den indre skal danne et sort hul.
Som en moderne fusionsstjerne ville en kvasi-stjerne nå balance, selvom den ville være understøttet af mere end bare fusionsenergi. Energien, der stråler fra kernen, et sort hul, ville give tryk for at modstå gravitationskollaps. Den kvasi-stjerne ville fodre med, at materie falder ned i det indre sorte hul og frigiver energi. På grund af denne kraftfulde udsendte energi, ville den kvasi-stjerne være utroligt lys og 7000 gange mere massiv end Solen.
Til sidst ville den kvasi-stjerne dog have mistet sin ydre skal efter ca. en million år og kun efterladt et massivt sort hul. Astrofysikere har antydet, at gamle kvasistjerner var kilden til supermassive sorte huller i centrum for de fleste galakser, inklusive vores. Mælkevejen er muligvis begyndt med en af disse eksotiske og usædvanlige gamle stjerner.
Preon-stjerne
Filosofer har i århundreder diskuteret den mindste mulige opdeling af materien. Ved at observere protoner, neutroner og elektroner troede forskere, at de havde fundet universets grundlæggende struktur. Men da videnskaben gik fremad, blev partikler fundet mindre og mindre, og vores koncept om universet måtte revideres. Hypotetisk kunne opdelingen fortsætte for evigt, men nogle teoretikere betragter forhånder som de mindste partikler i naturen. Preon er en punktpartikel, der ikke har nogen rumlig ekspansion. Fysikere beskriver ofte elektroner som punktpartikler, men dette er den traditionelle model. Elektroner har faktisk en udvidelse. I teorien har preon ikke en. De kan være de mest basale subatomære partikler.
Mens præon-forskning i øjeblikket er ude af mode, forhindrer det ikke forskere i at diskutere, hvordan preon-stjerner kan se ud. Preon-stjernerne ville være ekstremt små, størrelsen mellem ærter og fodbold. Massen pakket i dette lille volumen ville være lig med Månens masse. Preon-stjerner ville være lette efter astronomiske standarder, men meget tættere end neutronstjerner, de tætteste genstande, der er observeret.
Disse små stjerner ville være meget vanskelige at se takket være gravitationslinsering og gammastråler. På grund af deres iøjnefaldende karakter betragter nogle teoretikere de foreslåede forhåndsstjerner som kandidater til mørk stof. Og alligevel er videnskabsmænd på partikelacceleratorer for det meste optaget af Higgs-bosonen snarere end at lede efter forhåndsregler, så deres eksistens vil eller måske ikke vil blive bekræftet meget snart.
Planck stjerne
Et af de største spørgsmål om sorte huller er: hvordan er de indeni? Der er udgivet utallige bøger, film og artikler om dette emne, der spænder fra fantastiske spekulationer til den hårdeste og mest nøjagtige videnskab. Og der er endnu ingen konsensus. Ofte beskrives midten af et sort hul som en singularitet med uendelig tæthed og ingen rumlige dimensioner, men hvad betyder det egentlig? Moderne teoretikere forsøger at komme omkring denne vage beskrivelse og finde ud af, hvad der faktisk sker i et sort hul. Af alle teorier er en af de mest interessante antagelsen om, at der er en stjerne i midten af det sorte hul, der kaldes Planck-stjernen.
Den foreslåede Planck-stjerne blev oprindeligt udtænkt til at løse informationsparadokset med sorte huler. Hvis vi betragter et sort hul som et entydigt punkt, har det en ubehagelig bivirkning: information vil blive ødelagt, trænge ind i det sorte hul og overtræde bevaringslovene. Men hvis der er en stjerne i midten af det sorte hul, vil det løse problemet og hjælpe med spørgsmål også om sort hulhændelseshorisonten.
Som du må have gætt, Plancks stjerne er en underlig ting, som dog understøttes af konventionel nuklear fusion. Navnet kommer fra det faktum, at en sådan stjerne vil have en energitetthed tæt på Planck. Energitæthed er et mål på energien i et område i rummet, og Plancks densitet er et stort antal: 5,15 x 10 ^ 96 kg pr. Kubikmeter. Dette er meget energi. Teoretisk set kunne der være meget energi i universet lige efter Big Bang. Desværre vil vi aldrig se en Planck-stjerne, hvis den er placeret inde i et sort hul, men denne antagelse giver os mulighed for at løse et antal astronomiske paradokser.
Fluffy bold
Fysikere elsker at komme med sjove navne på komplekse ideer. Fluffy Ball er det sødeste navn, du kunne tænke på for et dødbringende område i rummet, der kunne dræbe dig øjeblikkeligt. Den fluffy boldteori stammer fra et forsøg på at beskrive et sort hul ved hjælp af ideer til strengteori. I det væsentlige er den fluffy kugle ikke en rigtig stjerne i den forstand, at den ikke er en miasma af fyrigt plasma, der er brændt af fusion. Det er snarere et område med sammenfiltrede energistrenge understøttet af deres egen indre energi.
Som nævnt ovenfor var det største problem med sorte huller at finde ud af, hvad der var inde i dem. Dette dybe problem er både et eksperimentelt og et teoretisk gåte. Teorier om sorte standardhuller fører til en række modsigelser. Stephen Hawking viste, at sorte huller fordamper, hvilket betyder, at enhver information i dem vil gå tabt for evigt. Sort hulmodeller viser, at deres overflade er en "energi" firewall med høj energi, som fordamper indkommende partikler. Vigtigst er det, at kvantemekanikens teorier ikke fungerer, når de anvendes til entydigheden af et sort hul.
En fluffy kugle løser disse problemer. For at forstå, hvilken slags fluffy kugle er, skal du forestille dig, at vi lever i en to-dimensionel verden, som på et stykke papir. Hvis nogen placerer en cylinder på papir, opfatter vi den som en todimensionel cirkel, selvom dette objekt faktisk findes i tre dimensioner. Vi kan forestille os, at arrogante strukturer findes i vores univers; i strengteori kaldes de branes. Hvis der eksisterede flerdimensionale braner, ville vi kun opfatter dem med vores 4D sanser og matematik. Stringteoretikere har antydet, at det, vi kalder et sort hul, faktisk er vores lavdimensionelle opfattelse af en flerdimensionel strengstruktur, der krydser vores firedimensionelle rumtid. Så er det sorte hul ikke en entydighed; det vil kun være skæringspunktet mellem vores rumtid med multidimensionelle strenge. Dette kryds er den fluffy bold.
Alt dette virker esoterisk og rejser mange spørgsmål. Men hvis sorte huller faktisk er fluffy floker, vil de løse en masse paradokser. De har også lidt andre egenskaber end sorte huller. I stedet for en endimensionel singularitet, har en fluffy kugle et vist volumen. Men på trods af et vist volumen har den ikke en nøjagtig begivenhedshorisont, dens grænser er "fluffy". Det gør det også muligt for fysikere at beskrive et sort hul ved hjælp af kvantemekanikens principper. Under alle omstændigheder er en fluffy bold et sjovt navn, der fortynder vores strenge videnskabelige sprog.
Baseret på materialer fra listverse.com
Ilya Khel