쿼크 별

Quark star
Quasar와 혼동하지 마십시오.

쿼크별은 매우 높은 중심 온도와 압력으로 인해 핵 입자들이 자유 쿼크로 구성된 물질의 연속적인 상태인 쿼크 물질을 형성하도록 강요당한, 작고 이국적인 가상의 별입니다.

배경

일부 무거운 별들은 관측되고 이론적으로 설명되었듯이 수명 주기가 끝날 때 붕괴하여 중성자별을 형성합니다.중성자별 내부의 극한 온도와 압력 하에서 중성자는 보통 축퇴압력에 의해 떨어져 있어 별을 안정시키고 추가적인 중력 붕괴를 방해한다.그러나 더 극단적인 온도와 압력에서는 중성자의 축퇴압을 극복하고 중성자가 강제로 합쳐져 구성 쿼크로 용해되면서 쿼크의 밀도가 매우 높은 위상을 형성한다는 가설이 있다.이 상태에서 쿼크 사이의 새로운 퇴행성 압력과 반발성 전자기력이 발생하여 전체 중력 붕괴를 방해하기 때문에 새로운 평형이 출현해야 한다.

만약 이 생각들이 맞다면, 쿼크 별들은 우주 어딘가에서 일어나고 관찰될 수 있을 것이다.이론적으로, 그러한 시나리오는 과학적으로 타당하다고 보여지지만, 쿼크 물질의 안정화에 필요한 매우 극단적인 조건은 어떤 실험실에서 만들어지거나 자연에서 직접 관찰될 수 없기 때문에 관찰적으로나 실험적으로 증명하는 것은 불가능했다.쿼크 물질의 안정성과 그에 따른 쿼크 별의 존재는 물리학에서 해결되지 않은 문제들 중 이러한 이유 때문이다.

만약 쿼크별이 형성될 수 있다면, 쿼크별 물질을 발견할 수 있는 가장 가능성이 높은 장소는 중성자별 내부에서 쿼크 퇴행성(중성자가 밀도가 높은 쿼크물질의 형태로 분해되는 지점)에 있는 것이다.거대한 별이 수명이 다한 후에 붕괴할 경우, 중성자별 너머로 붕괴할 수 있을 만큼 크지만 블랙홀을 형성할 수 있을 만큼 크지는 않다는 전제 하에, 그것들은 또한 형성될 수 있다.

쿼크별이 존재한다면 쿼크별은 중성자별과 비슷하고 쉽게 오인될 것이다: 쿼크별은 II형 초신성의 거대한 별 종말에서 형성될 것이고, 매우 밀도가 높고, 작고, 매우 높은 중력장을 가지고 있을 것이다.자유 쿼크는 퇴화 중성자 물질과 일치하는 특성을 가질 것으로 예상되지 않기 때문에 중성자 물질의 껍데기도 포함하지 않는 한 중성자 별의 일부 특성이 결여될 수 있다.예를 들어 중성자별에 비해 무음 또는 비정형 크기, 전자기장 또는 표면 온도를 가질 수 있다.

역사

쿼크별에 대한 분석은 1965년 소련의 물리학자 D에 의해 처음 제안되었다. D. 이바넨코와 D. 쿠르드겔라이즈[1][2]그들의 존재는 확인되지 않았다.

쿼크 물질의 상태 방정식은 중성자 축퇴 물질과 쿼크 물질 사이의 전이점과 마찬가지로 불확실하다.이론적 불확실성으로 인해 제1원칙에서 예측을 할 수 없게 되었다.실험적으로 쿼크 물질의 거동은 입자 충돌기로 활발하게 연구되고 있지만, 이것은 원자핵 크기의 매우 뜨거운(10K 이상12) 쿼크 글루온 플라즈마 블러만을 만들어 낼 수 있으며, 이는 형성 직후에 붕괴된다.쿼크 별에서 발견되는 것과 같이 "차가운" 쿼크 물질을 직접 생성, 저장 또는 연구하는 알려진 방법이 없기 때문에 밀도가 매우 높고 온도가 10 K보다 훨씬12 낮은 콤팩트 별 내부의 조건은 인위적으로 재현될 수 없습니다.그 이론은 쿼크 물질이 이러한 조건하에서 어떤 특이한 특성을 가질 것이라고 예측한다.

형성

TOV 용액 중성자 쿼크 별 질량 반지름도[3]

중성자별을 구성하는 중성자 퇴화 물질이 별의 자체 중력이나 이를 생성하는 초기 초신성으로부터 충분한 압력을 받으면, 개별 중성자는 쿼크로 분해되어 쿼크 물질로 알려진 것을 형성한다는 이론이 있다.이러한 변환은 물리적 상황에 따라 중성자별의 중심에 국한되거나 전체 별을 변형시킬 수 있습니다.이런 별은 [4][5]쿼크별이라고 알려져 있다.

안정성 및 이상한 쿼크 물질

업 및 다운 쿼크로 구성된 일반 쿼크 물질(u 및 d 쿼크라고도 함)은 일반 원자 물질에 비해 매우 높은 페르미 에너지를 가지며 극단적인 온도 및/또는 압력 하에서만 안정적입니다.이것은 유일하게 안정된 쿼크별은 쿼크 물질 핵을 가진 중성자별인 반면, 완전히 평범한 쿼크 물질로 구성된 쿼크별은 매우 불안정하고 자발적으로 [6][7]용해될 것이라는 것을 암시한다.

낮은 온도와 압력에서 보통의 쿼크 물질을 불안정하게 만드는 높은 페르미 에너지는 충분히 많은 수의 위아래 쿼크가 이상한 쿼크로 변환됨으로써 상당히 낮아질 수 있다는 것이 증명되었습니다. 왜냐하면, 이상한 쿼크는 상대적으로 매우 무거운 종류의 [6]쿼크 입자이기 때문입니다.이러한 종류의 쿼크 물질은 특히 이상한 쿼크 물질로 알려져 있으며, 실제로 성간 공간 조건(즉, 외부 압력과 온도가 거의 0에 가까운 상태)에서 안정적일 수 있을지에 대한 추측과 현재의 과학적 연구 대상이 됩니다.이 경우(보드머로 알려져 있음)위튼 가설)은 쿼크 물질로만 이루어진 쿼크 별들이 빠르게 이상한 쿼크 [8]물질로 변화한다면 안정적일 것이다.

이상한 별

주요 기사:이상한 별

이상한 쿼크 물질로 만들어진 쿼크별은 이상한 별들로 알려져 있으며, 쿼크별 [8]범주에 속하는 하위 그룹을 형성합니다.

이론적인 조사에 따르면 쿼크별은 중성자별과 강력한 초신성에서 생성될 수 있을 뿐만 아니라 빅뱅 [6]이후 초기 우주 위상 분리에서도 생성될 수 있다.초기 우주의 외부 온도와 압력 조건이 불안정해지기 전에 이러한 원시 쿼크 별이 이상한 쿼크 물질로 변한다면, 보드머가 안정적일 것입니다.위튼의 가정은 들어맞는다.이런 원시적인 이상한 별들은 [6]오늘날까지 살아남을 수 있다.

특성.

쿼크별은 일반 중성자별과 분리되는 몇 가지 특별한 특성을 가지고 있다.

중성자별 내부에서 발견되는 물리적 조건에서는 밀도가 매우 높지만 온도가 10K를 훨씬12 밑도는 쿼크 물질은 몇 가지 특이한 특성을 보일 것으로 예측된다.그것은 페르미 액체로 작용하여 색 초전도 색상으로 전환될 것으로 예상됩니다. 색상은 전자기학에서 양전하와 음전하 대신 강한 상호작용에서 나타나는 6개의 "전하"를 의미합니다.콤팩트 별의 표면에 가까운 높은 층에 대응하는 약간 낮은 밀도에서 쿼크 물질은 비 CFL 쿼크 액체로 작용하며, CFL보다 훨씬 더 신비한 상으로 색 전도율 및/또는 아직 발견되지 않은 상 몇 개를 포함할 수 있습니다.현재 실험실에서 이러한 극한 조건을 재현할 수 없기 때문에 직접 실험에서 이러한 단계에 [9]대해 추론할 수 있는 것은 없습니다.

중성자 퇴화 물질의 (이상한) 쿼크 물질로의 변환이 총체적이라면 쿼크 별은 어느 정도 하나의 거대한 하드론이라고 생각할 수 있다.그러나 이 "하드론"은 일반 하드론을 묶는 강한 힘보다는 중력에 의해 묶일 것이다.

관측된 과잉 조밀 중성자

적어도 위에서 언급한 가정 하에, 주어진 중성자별이 쿼크별일 확률은 [citation needed]낮기 때문에, 우리 은하에는 쿼크별의 수가 아주 적습니다.하지만 만약 중성자별이 과도하게 밀집한 것이 맞다면, 관측자들이 잘못된 유형의 [citation needed]별을 찾고 있기 때문에, 가능한 쿼크별의 수가 당초 생각했던 것보다 더 많아질 수 있다.

쿼크와 더 높은 밀도에 대한 결별이 없는 중성자별은 밀리초보다 짧은 회전 주기를 가질 수 없다; 그러한 응축 물체의 상상할 수 없는 중력에도 불구하고, 더 빠른 회전의 구심력은 표면에서 물질을 분출할 것이다, 그래서 밀리초 이하의 주기의 펄서의 탐지는 강력한 증거가 될 것이다.쿼크 별

2002년 4월 10일 찬드라 X선 관측소가 발표한 관측 결과, 이전에는 중성자별이라고 생각되었던 RX J1856.5-3754와 3C 58이라는 두 개의 쿼크별이 발견되었습니다.알려진 물리 법칙에 따르면, 전자는 훨씬 더 작고 후자는 더 차가워 보였는데, 이는 그것들이 중성자 퇴화 물질보다 밀도가 높은 물질로 구성되어 있다는 것을 암시한다.그러나, 이러한 관측은,[10] 그 결과가 확정적이지 않다고 하는 연구자들에 의해서 회의적인 반응을 보이고 있다; 그리고 2000년대 후반부터, RX J1856이 쿼크별일 가능성은 배제되어 왔다.

또 다른 별인 XTE J1739-285는 [11]아이오와 대학의 필립 카렛이 이끄는 팀에 의해 관측되었으며 쿼크별 후보로 보고되었다.

2006년 베이징 대학의 You-Ling Yue 외 연구진은 PSR B0943+10이 실제로는 질량이 작은 [12]쿼크 별일 수 있다고 주장했다.

또한 초신성 SN 2006gy, SN 2005gj, SN 2005ap의 관측 결과 [13]쿼크별이 존재한다고 2008년에 보고되었습니다.초신성 SN 1987A의 붕괴된 중심핵이 [14][15]쿼크별일 가능성이 제기되었습니다.

2015년 난징 대학의 Zi-Gao Dai 등은 초신성 ASASSN-15lh가 신생 기묘한 쿼크 [16]별이라고 제안했다.

기타 이론화된 쿼크 형태

일반 쿼크 물질과 이상한 쿼크 물질과는 별도로, 이론적으로 중성자 별과 쿼크 별 안에서 다른 종류의 쿼크-글루온 플라즈마가 발생하거나 형성될 수 있습니다.여기에는 다음이 포함되며, 그 중 일부는 실험실에서 관찰되고 연구되었다.

  • 로버트 L. Jaffe 1977은 이상함을 가진 4쿼크 상태를 제안했다.
  • Robert L. Jaffe 1977은 상향, 하향, 기묘한 쿼크의 수가 동일한 6쿼크 주(uddss 또는 udduds로 표현됨)인 H디바리온을 제안했다.
  • 헤비쿼크(QQqq)가 있는 결합 다중 쿼크 시스템입니다.
  • 1987년 펜타쿠크 상태가 최초로 반쿼크(qqqsc)와 함께 제안되었다.
  • 반범위 쿼크와 업 및 다운 쿼크로만 구성된 4개의 가벼운 쿼크가 있는 펜타쿠크 상태(qqqs).
  • 가벼운 펜타쿠크는 가장 가벼운 후보인 δ인+ 항우울제 내에 그룹화되며, 이는 로버트 L. 재페와 윌체크(QCD)의 다이쿼크 모델로도 설명될 수 있다.
  • θ 및 반입자−− θ++.
  • 가벼운 펜타쿠크 안티큐플렛의 일원인 이중 기묘한 펜타쿠크(SSDU).
  • H1 [17]콜라보레이션에 의해 차밍 펜타쿠크 δc(3100)(uuddc) 상태가 검출되었다.
  • 테트라쿼크 입자는 중성자별 내부나 다른 극한 조건에서 형성될 수 있다.2008년,[18] 2013년, 그리고 2014년에 지구의 실험실에서 Z(4430)의 테트라쿼크 입자가 발견되어 조사되었다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Ivanenko, Dmitri D.; Kurdgelaidze, D. F. (1965). "Hypothesis concerning quark stars". Astrophysics. 1 (4): 251–252. Bibcode:1965Ap......1..251I. doi:10.1007/BF01042830. S2CID 119657479.
  2. ^ Ivanenko, Dmitri D.; Kurdgelaidze, D. F. (1969). "Remarks on quark stars". Lettere al Nuovo Cimento. 2: 13–16. Bibcode:1969NCimL...2...13I. doi:10.1007/BF02753988. S2CID 120712416.
  3. ^ F. Douchin, P. Haensel, 밀도가 높은 물질과 중성자별 구조의 통합 방정식 "Astron.천체물리학" 380, 151(2001).
  4. ^ Shapiro, Stuart L.; Teukolsky, Saul A. (2008). Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. Wiley. ISBN 978-0471873167.
  5. ^ Blaschke, David; Sedrakian, Armen; Glendenning, Norman K., eds. (2001). Physics of neutron star interiors. Lecture Notes in Physics. Vol. 578. Springer-Verlag. doi:10.1007/3-540-44578-1. ISBN 978-3-540-42340-9.
  6. ^ a b c d Witten, Edward (1984). "Cosmic separation of phases". Physical Review D. 30 (2): 272–285. Bibcode:1984PhRvD..30..272W. doi:10.1103/PhysRevD.30.272.
  7. ^ Farhi, Edward; Jaffe, Robert L. (1984). "Strange matter". Physical Review D. 30 (11): 2379. Bibcode:1984PhRvD..30.2379F. doi:10.1103/PhysRevD.30.2379.
  8. ^ a b 베버, Fridolin, Kettner, Christiane, 직경 약 32km., 만프레트 K;Glendenning, 노먼 K"Strange-matter 별".그 2022-03-22에 원래에서 Archived.2020-03-26 Retrieved.{{ 들고 일기}}:Cite저널 쿠마르, 시바, 마센, Jes, Panagiotou, 사도 D;Vassiliadis, G.(eds.)에서journal=( 도와 주)이 필요하다.국제 심포지움 기묘도에 쿼크 물질은, Kolymbari, 그리스, 1-59월 1994년.싱가포르:세계 과학.를 대신하여 서명함. 308–317.
  9. ^ Alford, Mark G.; Schmitt, Andreas; Rajagopal, Krishna; Schäfer, Thomas (2008). "Color superconductivity in dense quark matter". Reviews of Modern Physics. 80 (4): 1455–1515. arXiv:0709.4635. Bibcode:2008RvMP...80.1455A. doi:10.1103/RevModPhys.80.1455. S2CID 14117263.
  10. ^ Trümper, Joachim E.; Burwitz, Vadim; Haberl, Frank W.; Zavlin, Vyatcheslav E. (June 2004). "The puzzles of RX J1856.5-3754: neutron star or quark star?". Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. 132: 560–565. arXiv:astro-ph/0312600. Bibcode:2004NuPhS.132..560T. CiteSeerX 10.1.1.314.7466. doi:10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.094. S2CID 425112.
  11. ^ David Shiga; "가장 빠른 회전하는 별은 이국적인 심장을 가질 수 있다" New Scientist, Wayback Machine, 2007년 2월 20일 아카이브 2012-08-25
  12. ^ Yue, You-Ling; Cui, Xiao-Hong; Xu, Ren-Xin (2006). "Is PSR B0943+10 a low-mass quark star?". Astrophysical Journal. 649 (2): L95–L98. arXiv:astro-ph/0603468. Bibcode:2006ApJ...649L..95Y. doi:10.1086/508421. S2CID 18183996.
  13. ^ Chadha, Kulvinder Singh; "두 번째 초신성은 쿼크별을 가리키고 있다" 2010년 1월 25일, Astronomy Now Online, 2008년 6월 4일, Wayback Machine에 보관되었습니다.
  14. ^ Chan; Cheng; Harko; Lau; Lin; Suen; Tian (2009). "Could the compact remnant of SN 1987A be a quark star?". Astrophysical Journal. 695 (1): 732–746. arXiv:0902.0653. Bibcode:2009ApJ...695..732C. doi:10.1088/0004-637X/695/1/732. S2CID 14402008.
  15. ^ Parsons, Paul; "Quark star는 초기 우주의 비밀을 가질 수 있다" 2015-03-18 아카이브, 2009년 2월 18일 뉴사이언티스트 웨이백 머신, 2009년 2월 18일
  16. ^ Dai, Zi-Gao; Wang, Shan-Qin; Wang, J. S.; Wang, Ling-Jun; Yu, Yun-Wei (2015-08-31). "The Most Luminous Supernova ASASSN-15lh: Signature of a Newborn Rapidly-Rotating Strange Quark Star". The Astrophysical Journal. 817 (2): 132. arXiv:1508.07745. Bibcode:2016ApJ...817..132D. doi:10.3847/0004-637X/817/2/132. S2CID 54823427.
  17. ^ H1 Collaboration; Aktas, A.; Andreev, V.; Anthonis, T.; Asmone, A.; Babaev, A.; et al. (2004). "Evidence for a narrow anti-charmed baryon state of mass". Physics Letters B. 588 (1–2): 17–28. arXiv:hep-ex/0403017. Bibcode:2004PhLB..588...17A. doi:10.1016/j.physletb.2004.03.012. S2CID 119375207.
  18. ^ Koberlein, Brian (10 April 2014). "How CERN's discovery of exotic particles may affect astrophysics". Universe Today. Archived from the original on 14 April 2014. Retrieved 14 April 2014./

출처 및 추가 정보

외부 링크