Stjernene har fascinert mennesker fra uminnelige tider. Takket være moderne vitenskap vet vi ganske mye om stjerner, om deres forskjellige typer og strukturer. Kunnskapen om dette emnet blir kontinuerlig oppdatert og foredlet; astrofysikere spekulerer i en rekke teoretiske stjerner som kan eksistere i vårt univers. Sammen med teoretiske stjerner er det også stjernelignende objekter, astronomiske strukturer som ser ut og oppfører seg som stjerner, men ikke har standardegenskapene som vi beskriver som stjerner. Objektene på denne listen er på grensen til fysikkforskning og er ikke blitt observert direkte … ennå.
Quark-stjerne
På slutten av livet kan en stjerne kollapse i et svart hull, hvit dverg eller nøytronstjerne. Hvis stjernen er tett nok før den går supernova, vil stjernestavene danne en nøytronstjerne. Når dette skjer, blir stjernen ekstremt varm og tett. Med slik materie og energi prøver stjernen å kollapse i seg selv og danne en singularitet, men de fermioniske partiklene i sentrum (i dette tilfellet nøytroner) adlyder Pauli-prinsippet. Ifølge ham kan ikke nøytroner komprimeres til samme kvantetilstand, så de blir frastøtt fra det kollapsende stoffet og når likevekt.
I flere tiår har astronomer antatt at nøytronstjernen vil forbli i likevekt. Men da kvanteteorien utviklet seg, foreslo astrofysikere en ny type stjerne som kunne vises hvis det degenerative trykket fra nøytronkjernen opphørte. Det kalles en kvarkstjerne. Når presset fra stjernemassen øker, forfaller nøytroner i deres bestanddeler, opp og ned kvarker, som under høyt trykk og høy energi kan eksistere i en fri tilstand, i stedet for å produsere hadroner som protoner og nøytroner. Døpt "underlig sak", ville denne kvarksuppen være utrolig tett, tettere enn en vanlig nøytronstjerne.
Astrofysikere diskuterer fortsatt hvordan nøyaktig disse stjernene kan ha dannet seg. I følge noen teorier forekommer de når massen til den kollapserende stjernen er mellom massen som kreves for å danne et svart hull eller nøytronstjerne. Andre antyder mer eksotiske mekanismer. Den ledende teorien er at kvarkstjerner dannes når tette pakker med eksisterende underlig materie pakket inn i svakt samvirkende partikler (WIMPs) kolliderer med en nøytronstjerne, frø sin kjerne med merkelig materie og setter i gang en transformasjon. Hvis dette skjer, vil nøytronstjernen opprettholde en "skorpe" av nøytronstjernemateriale, effektivt fortsette å se ut som en nøytronstjerne, men samtidig ha en kjerne av underlig materiale. Selv om vi ikke har funnet noen kvarkstjerner ennå,mange av de observerte nøytronstjernene kan godt være i hemmelighet.
Salgsfremmende video:
Electroweak-stjerner
Mens en kvarkstjerne kan være det siste stadiet i en stjerners liv før den dør og blir et svart hull, foreslo fysikere nylig en annen teoretisk stjerne som kunne eksistere mellom en kvarkstjerne og et svart hull. En såkalt elektroweak-stjerne kunne opprettholde likevekt gjennom et komplekst samspill mellom svak kjernekraft og elektromagnetisk kraft kjent som elektroweak-kraft.
I en elektroweak-stjerne ville trykket og energien fra stjernemassen presse på quarkstjernens rare materielle kjerne. Når energien øker, ville de elektromagnetiske og svake kjernekreftene blandes slik at det ikke ville være noen forskjell mellom de to kreftene. På dette energinivået løses kvarkene i kjernen opp i leptoner, som elektroner og nøytrinoer. Det meste av den rare saken vil bli til nøytrinoer, og den frigjorte energien vil gi nok kraft til å forhindre at stjernen kollapser.
Forskere er interessert i å finne en electroweak-stjerne fordi kjennetegnene til kjernen vil være identiske med det unge universet en milliarddel sekund etter Big Bang. På det tidspunktet i universets historie ble det ikke skilt mellom svak kjernekraft og elektromagnetisk kraft. Det viste seg å være ganske vanskelig å formulere teorier om den tiden, så et funn i form av en elektrokkstjerne ville hjelpe kosmologisk forskning betydelig.
En elektroweak-stjerne må også være en av de tetteste gjenstandene i universet. Kjernen til en elektroweak-stjerne vil være størrelsen på et eple, men omtrent to jordarter i masse, noe som gjør en slik stjerne, i teorien, tettere enn noen tidligere observert stjerne.
Objekt Thorn - Zhitkova
I 1977 publiserte Kip Thorne og Anna Zhitkova en artikkel om en ny type stjerne kalt Thorn-Zhitkova Object (OTZ). OTZ er en hybridstjerne dannet ved kollisjonen av en rød supergiant og en liten, tett nøytronstjerne. Siden den røde supergianten er en utrolig stor stjerne, vil det ta hundrevis av år før en nøytronstjerne ganske enkelt bryter gjennom den indre atmosfæren først. Mens den graver ned i stjernen, vil orbital center (barycenter) til de to stjernene bevege seg mot sentrum av supergianten. Etter hvert vil de to stjernene slå seg sammen og danne en stor supernova og til slutt et svart hull.
Når observert, ville OTZ opprinnelig ligne en typisk rød supergiant. Likevel ville OTZ ha en rekke uvanlige egenskaper for en rød supergiant. Ikke bare vil dens kjemiske sammensetning avvike, men en nøytronstjerne som graver ned i den vil avgi radiofakkel fra innsiden. Det er ganske vanskelig å finne OTL, siden den ikke skiller seg mye fra den vanlige røde supergianten. I tillegg er OTZ heller dannet ikke i våre galaktiske omgivelser, men nærmere sentrum av Melkeveien, der stjernene er pakket nærmere.
Dette hindret imidlertid ikke astronomer i å søke etter en kannibalstjerne, og i 2014 ble det kunngjort at supergianten HV 2112 kunne være en mulig OTZ. Forskere har funnet at HV 2112 har en uvanlig stor mengde metalliske elementer for røde supergiganter. Den kjemiske sammensetningen av HV 2112 stemmer med det Thorne og Zhitkova antok på 1970-tallet, så astronomer anser denne stjernen som en mektig kandidat for den første observerte OTG. Ytterligere forskning er nødvendig, men det ville være kult å tenke på at menneskeheten har oppdaget den første kannibalstjernen.
Frosset stjerne
En vanlig stjerne brenner hydrogenbrensel, skaper helium og støtter seg selv med trykket innenfra, født i prosessen. Men en dag renner hydrogen ut og til slutt trenger stjernen å forbrenne tyngre elementer. Dessverre er ikke energien som rømmer fra disse tunge elementene så mye som fra hydrogen, og stjernen begynner å kjøle seg ned. Når en stjerne går supernova, frøer den universet med metalliske elementer, som deretter deltar i dannelsen av nye stjerner og planeter. Når universet modnes, eksploderer flere og flere stjerner. Astrofysikere har vist at sammen med aldring av universet, øker det totale metallinnholdet også.
Tidligere var det praktisk talt ingen metall i stjerner, men i fremtiden vil stjerner ha en betydelig økt metallforekomst. Når universet eldes, vil det dannes nye og uvanlige typer metallstjerner, inkludert hypotetiske frosne stjerner. Denne typen stjerne ble foreslått på 1990-tallet. Med overfloden av metaller i universet, vil nydannede stjerner trenge lavere temperaturer for å bli hovedsekvensstjerner. De minste stjernene med en masse på 0,04 stjerners (på rekkefølgen av massen til Jupiter) kan bli hovedsekvensstjerner og opprettholde kjernefusjon ved temperaturer på 0 grader Celsius. De vil være frosne og omgitt av skyer med frossen is. I den fjerne, fjerne fremtid vil disse frosne stjernene fortrenge de fleste vanlige stjerner i det kalde og dystre universet.
Magnetosfærisk evig kollapsende gjenstand
Alle er allerede vant til at mange uforståelige egenskaper og paradokser er assosiert med sorte hull. For på en eller annen måte å takle problemene som ligger i matematikk i svart hull, har teoretikere antatt en hel rekke stjerneformede objekter. I 2003 uttalte forskere at sorte hull ikke egentlig er entydigheter, som de pleide å tenke, men er en eksotisk type stjerne som kalles en magnetosfærisk evig kollapsende gjenstand (MVCO, MECO). MVCO-modellen er et forsøk på å takle et teoretisk problem: saken om det kollapsende svarte hullet ser ut til å bevege seg raskere enn lysets hastighet.
MVCO former seg som et vanlig svart hull. Tyngdekraften overgår saken, og saken begynner å kollapse i seg selv. Men i MVCO skaper strålingen fra kollisjonen av partikler et indre trykk som ligner på trykket som genereres i fusjonsprosessen i stjernens kjerne. Dette gjør at MVCO forblir helt stabil. Det danner aldri en hendelseshorisont og kollapser aldri helt. Svarte hull vil til slutt kollapse i seg selv og fordampe, men sammenbruddet av MVCO vil ta uendelig mye tid. Dermed er det i en tilstand av evig kollaps.
MVCO-teoriene løser mange sorte hullproblemer, inkludert informasjonsproblemet. Siden MVCO aldri kollapser, er det ikke noe problem med ødeleggelse av informasjon, som for et svart hull. Uansett hvor fantastiske MVKO-teorier er, ønsker fysikermiljøet dem velkommen med stor skepsis. Kvasarer antas å være sorte hull omgitt av en lysende akkresjonsskive. Astronomer håper å finne en kvasar med de eksakte magnetiske egenskapene til MVCO. Så langt har ingen blitt funnet, men kanskje nye teleskoper som vil studere sorte hull vil belyse denne teorien. I mellomtiden er MVKO fortsatt en interessant løsning på problemene med sorte hull, men langt fra en ledende kandidat.
Befolkningsstjerner III
Vi har allerede diskutert de frosne stjernene som vil vises mot slutten av universet, når alt blir for metallisk til at varme stjerner kan dannes. Men hva med stjerner i den andre enden av spekteret? Disse stjernene, dannet av uregassene som er igjen fra Big Bang, kalles Befolkning III-stjerner. Det stjernebestemmende diagram ble introdusert av Waltor Baade på 1940-tallet og beskrev metallinnholdet i en stjerne. Jo eldre befolkning, jo høyere metallinnhold. I lang tid var det bare to populasjoner av stjerner (med det logiske navnet populasjon I og populasjon II), men moderne astrofysikere begynte et seriøst søk etter stjerner som burde ha eksistert rett etter Big Bang.
Det var ingen tunge elementer i disse stjernene. De besto helt av hydrogen og helium, ispedd litium. Befolkning III-stjerner var absurd lyse og enorme, større enn mange moderne stjerner. Verftene deres syntetiserte ikke bare vanlige elementer, men ble drevet av mørkstoff-utslettelsesreaksjoner. De levde også veldig lite, bare noen få millioner år. Til slutt, alt hydrogen og heliumdrivstoff fra disse stjernene brant ut, de brukte tungmetallelementer for fusjon og eksploderte, og spredte tunge elementer i hele universet. Ingenting overlevde i det unge universet.
Men hvis ingenting overlevde, hvorfor skulle vi tenke på det? Astronomer er veldig interessert i befolkning III-stjerner, ettersom de vil gjøre det mulig for oss å bedre forstå hva som skjedde i Big Bang og hvordan det unge universet utviklet seg. Og lysets hastighet vil hjelpe astronomer i dette. Gitt den konstante størrelsen på lysets hastighet, hvis astronomer kan finne en utrolig fjern stjerne, vil de i hovedsak se tilbake i tid. En gruppe astronomer fra Institute of Astrophysics and Space Sciences prøver å se galaksene som er lengst fra Jorden som vi har prøvd å se. Lyset fra disse galaksene skal ha dukket opp flere millioner etter Big Bang og kunne inneholde lys fra stjernene i Befolkning III. Å studere disse stjernene vil tillate astronomer å se tilbake i tid. I tillegg vil det å studere stjernene i Befolkning III også vise oss hvor vi kom fra. Disse stjernene var blant de første til å frø universet med elementer som gir liv og er nødvendige for menneskelig eksistens.
Quasi-stjerne
For ikke å forveksle med en kvasar (en gjenstand som ser ut som en stjerne, men ikke er), er en kvasistjerne en teoretisk type stjerne som bare kunne eksistere i et ungt univers. I likhet med OTZ, som vi snakket om ovenfor, skulle den kvasi-stjernen være en kannibalstjerne, men i stedet for å gjemme en annen stjerne i sentrum, skjuler den et svart hull. De kvasi-stjernene skal ha dannet seg fra massive befolkning III-stjerner. Når vanlige stjerner kollapser, går de supernova og etterlater seg et svart hull. I kvasistjerner ville det tette ytre laget med kjernemateriale ha absorbert all energien som rømte fra den kollapsende kjernen, holdt seg på plass og ville ikke gå supernova. Det ytre skallet til stjernen ville forbli intakt, mens det indre skallet danner et svart hull.
Som en moderne fusjonsstjerne ville en kvasistjerne nå likevekt, selv om den ville være støttet av mer enn bare fusjonsenergi. Energien som strålte fra kjernen, et svart hull, ville gi trykk for å motstå gravitasjonskollaps. Den kvasi-stjernen ville livnære seg av at materie falt i det indre svart hullet og frigjør energi. På grunn av denne kraftige utsendte energien, ville kvasi-stjernen være utrolig lys og 7000 ganger mer massiv enn solen.
Etter hvert ville imidlertid kvasi-stjernen mistet det ytre skallet etter omtrent en million år, og bare etterlatt et massivt svart hull. Astrofysikere har antydet at eldgamle kvasistjerner var kilden til supermassive sorte hull i sentrum av de fleste galakser, inkludert vår. Melkeveien kan ha startet med en av disse eksotiske og uvanlige eldgamle stjernene.
Preon-stjerne
Filosofer har i århundrer kranglet om den minste mulige inndelingen av saken. Ved å observere protoner, nøytroner og elektroner, trodde forskere at de hadde funnet den grunnleggende strukturen i universet. Men når vitenskapen gikk videre, ble partikler funnet mindre og mindre, og vårt konsept av universet måtte revideres. Hypotetisk sett kunne delingen fortsette for alltid, men noen teoretikere anser forhåndsdeler for å være de minste naturpartiklene. Preon er en punktpartikkel som ikke har noen romlig ekspansjon. Fysikere beskriver ofte elektroner som punktpartikler, men dette er den tradisjonelle modellen. Elektroner har faktisk en utvidelse. I teorien har preon ikke en. De kan være de mest basale subatomære partiklene.
Mens preon-forskning for tiden er av moten, hindrer det ikke forskere i å diskutere hvordan preon-stjerner kan se ut. Preon-stjernene ville være ekstremt små, størrelsen mellom en ert og en fotball. Massen pakket i dette lille volumet ville være lik månens masse. Preon-stjerner ville være lette etter astronomiske standarder, men mye tettere enn nøytronstjerner, de tetteste objektene som er observert.
Disse bittesmå stjernene ville være veldig vanskelige å se, takket være gravitasjonslinsing og gammastråler. På grunn av deres iøynefallende natur, anser noen teoretikere de foreslåtte forhåndsstjernene som kandidater for mørk materie. Og likevel er forskere ved partikkelakseleratorer stort sett opptatt av Higgs-boson, i stedet for å lete etter forhåndsregler, så deres eksistens vil eller ikke vil bli bekreftet ganske snart.
Planck stjerne
Et av de største spørsmålene om sorte hull er: hvordan er de fra innsiden? Utallige bøker, filmer og artikler har blitt publisert om dette emnet, alt fra fantastiske spekulasjoner til den hardeste og mest eksakte vitenskapen. Og det er ingen enighet ennå. Ofte beskrives sentrum av et svart hull som en singularitet med uendelig tetthet og ingen romlige dimensjoner, men hva betyr dette egentlig? Moderne teoretikere prøver å komme seg rundt denne vage beskrivelsen og finne ut hva som faktisk skjer i et svart hull. Av alle teoriene er en av de mest interessante antagelsen om at det er en stjerne i midten av det sorte hullet kalt Planck-stjernen.
Den foreslåtte Planck-stjernen ble opprinnelig tenkt for å løse informasjonsparadokset med svart hull. Hvis vi betrakter et svart hull som et singularitetspunkt, har det en ubehagelig bivirkning: informasjon vil bli ødelagt, trenge inn i det sorte hullet, og bryte lovene om bevaring. Imidlertid, hvis det er en stjerne i midten av det sorte hullet, vil det løse problemet og hjelpe med spørsmål om svarthullets hendelseshorisont også.
Som du må ha gjettet, er Stjerns stjerne en underlig ting, som imidlertid støttes av konvensjonell atomfusjon. Navnet kommer fra det faktum at en slik stjerne vil ha en energitetthet nær Planck. Energitetthet er et mål på energien i et område i rommet, og Plancks tetthet er et enormt tall: 5,15 x 10 ^ 96 kg per kubikk. Dette er mye energi. Teoretisk sett kan det være mye energi i universet rett etter Big Bang. Dessverre vil vi aldri se Planck-stjernen hvis den ligger inne i et svart hull, men denne antakelsen gjør at vi kan løse en rekke astronomiske paradokser.
Fluffy ball
Fysikere elsker å komme med morsomme navn på sammensatte ideer. Fluffy Ball er det søteste navnet du kan tenke på for et livsfarlig område med plass som kan drepe deg øyeblikkelig. Den fluffy ballteorien stammer fra et forsøk på å beskrive et svart hull ved hjelp av ideer om strengteori. I hovedsak er den fluffy ballen ikke en ekte stjerne i den forstand at den ikke er en miasma av brennende plasma drevet av fusjon. Snarere er det et område med sammenfiltrede strenger av energi støttet av deres egen indre energi.
Som nevnt over, var hovedproblemet med svarte hull å finne ut hva som var inni dem. Dette dype problemet er både et eksperimentelt og et teoretisk gåte. Teorier om standard sorte hull fører til en rekke motsetninger. Stephen Hawking viste at sorte hull fordamper, noe som betyr at all informasjon i dem vil gå tapt for alltid. Svart hullmodeller viser at overflaten deres er en høyenergi "brannmur" som fordamper innkommende partikler. Viktigst er at teorier om kvantemekanikk ikke fungerer når de brukes på enestående et svart hull.
En fluffy ball løser disse problemene. For å forstå hva slags fluffy ball er, kan du tenke deg at vi lever i en todimensjonal verden, som på et papirstykke. Hvis noen plasserer en sylinder på papir, vil vi oppfatte den som en todimensjonal sirkel, selv om denne gjenstanden faktisk eksisterer i tre dimensjoner. Vi kan forestille oss at arrogante strukturer eksisterer i vårt univers; i strengteori kalles de branes. Hvis flerdimensjonale braner eksisterte, ville vi bare oppfatte dem med våre 4D-sanser og matematikk. Strengteoretikere har antydet at det vi kaller et svart hull faktisk er vår lavdimensjonale oppfatning av en flerdimensjonal strengstruktur som krysser vår firdimensjonale romtid. Da vil ikke det sorte hullet være en singularitet; det vil bare være skjæringspunktet mellom vår romtid med flerdimensjonale strenger. Dette krysset er den fluffy ballen.
Alt dette virker esoterisk og reiser mange spørsmål. Imidlertid, hvis sorte hull faktisk er fluffy floker, vil de løse mange paradokser. De vil også ha litt andre egenskaper enn sorte hull. I stedet for en endimensjonal singularitet, har en fluffy ball et visst volum. Men til tross for et visst volum har den ikke en eksakt hendelseshorisont, grensene er "fluffy". Det gjør det også mulig for fysikere å beskrive et svart hull ved bruk av kvantemekanikkens prinsipper. Uansett er en fluffy ball et morsomt navn som utvanner vårt strenge vitenskapelige språk.
Basert på materialer fra listverse.com
Ilya Khel
