Кварковая звезда

Ква́рковая звезда́ — гипотетический космический объект, состоящий из так называемой «кварковой материи»^[1]. Пока неясно, является ли переход вещества в кварковое состояние обратимым, то есть перейдёт ли кварковая материя обратно в нейтронную при уменьшении давления. Как показывает моделирование, в «кварковом газе», из которого, предположительно, состоит кварковая звезда, должно присутствовать большое количество s-кварков, поэтому иногда кварковые звёзды называют ещё и «странными» звёздами^[2].

Гипотезу о существовании кварковых звёзд впервые предложили Д. Д. Иваненко и Д. Ф. Курдгелаидзе в 1965 году^[1].

Предполагается, что когда вырожденный газ, из которого состоят нейтронные звёзды, оказывается под достаточным давлением из-за гравитации звезды или сверхновой, создающей её, отдельные нейтроны распадаются на кварки (u-кварки и d-кварки), из которых они состоят, образуя таким образом кварковую материю. Это преобразование может быть ограничено только центром нейтронной звезды или трансформировать её целиком в зависимости от физических обстоятельств. Такие звёзды называют кварковыми^[3][4].

Дополнительные сведения: Единая теория поля, Хронология Большого взрыва

Данный тип объектов должен содержать вещество в состоянии, для которого одновременно действуют все четыре фундаментальных взаимодействия материи, известные современной физике:

1. Гравитационное взаимодействие;
2. Электромагнитное взаимодействие;
3. Слабое ядерное взаимодействие
4. Сильное ядерное взаимодействие.

В условиях, которые присутствуют внутри нейтронных звёзд, с чрезвычайно высокой плотностью, но температурой значительно ниже 10¹² К, кварковая материя, как предсказывает теория, будет обладать некоторыми специфическими характеристиками. К примеру, ожидается, что она будет вести себя как ферми-жидкость и будет присутствовать цветовая сверхпроводимость^[англ.]. Подобные экстремальные условия в настоящее время не могут быть воссозданы в лабораториях, поэтому подобное вещество нельзя изучить проведением прямых экспериментов^[5].

Кварковое вещество, состоящее из u- и d-кварков, имеет очень высокую энергию Ферми по сравнению с обычным атомарным веществом и стабильно только при экстремальных температурах и/или давлениях. Это говорит о том, что стабильными кварковыми звёздами могут быть только нейтронные звезды с ядром из кварковой материи^[6][7].

Согласно расчётам, высокая энергия Ферми, делающая обычную кварковую материю неустойчивой при низких температурах и давлениях, может быть существенно снижена путём преобразования достаточного количества u- и d-кварков в s-кварки. Этот вид кварковой материи называют странной материей. Гипотетические звёзды, состоящие из подобной материи, называют странными звёздами^{[англ.][8]}.

По состоянию на 2022 год существование кварковых звёзд считается недоказанным. Существуют теоретические предпосылки к тому, что возможно преобразование нейтронных звёзд в кварковые^[9]. Отбор пульсаров в кандидаты в кварковые звёзды осуществляется на основании результатов анализа их периода вращения на предмет возможного превышения предела скорости вращения нейтронных звёзд. Например, возможной кварковой звездой считается быстро вращающийся пульсар XTE J1739-285. Также масса таких объектов должна быть близка к верхнему пределу допустимых масс нейтронных звёзд и согласно последним исследованиям находится в пределах 2—2,5 M_☉^[10]. Возможно состоящими из кварковой формы состояния материи считают следующие объекты:

• Учёные из канадского университета в Калгари предполагают, что остаток обнаруженной 18 сентября 2006 года яркой сверхновой SN 2006gy, возможно, является кварковой звездой.
• Релятивистские объекты на месте сверхновых SN 2005gj^[англ.], SN 2005ap^[англ.] и ASASSN-15lh^[англ.].
• Результатом слияния двух нейтронных звезд вызвавшим гравитационно-волновой всплеск GW190425 может быть кварковая звезда^[11].
• Спектроскопическое исследование компактной звезды HESS J1731-347 в остатке сверхновой, опубликованное в 2022 году^[12], показало, что масса этого объекта может составлять 0,8±0,2 M_☉, хотя ранее не было известно нейтронных звёзд с массами менее 1,1 M_☉, и столь малую массу трудно согласовать с имеющимися теоретическими моделями взрывов сверхновых. Правда, авторы показали, что масса этой звезды может быть и больше, в зависимости от применяемой модели атмосферы и модели распределения температуры по поверхности звезды. Но это не помешало обозревателю на портале phys.org предположить (и даже вынести это в заголовок), что компактный объект HESS J1731-347 из-за своей малой массы может оказаться кварковой звездой^[13] (хотя в исходной статье авторы, напротив, отметили, что малая масса затрудняет переход к кварковой материи).

• Коккедэ Я. Теория кварков. — М.: Мир, 1971. — С. 27. — 341 с.
• Superdense QCD Matter and Compact Stars / Blaschke, David; Sedrakian, David. — Springer, 2003. — Т. 197. — (NATO Science Series II: Mathematics, Physics and Chemistry). — ISBN 978-1-4020-3428-2. — doi:10.1007/1-4020-3430-X.
• Physics of neutron star interiors / Blaschke, David; Sedrakian, Armen; Glendenning, Norman K.. — Springer-Verlag, 2001. — Т. 578. — (Lecture Notes in Physics). — ISBN 978-3-540-42340-9. — doi:10.1007/3-540-44578-1.
• Lectures on quark matter / Plessas, Willibald; Mathelitsch, Leopold. — Springer, 2002. — Т. 583. — (Lecture Notes in Physics). — ISBN 978-3-540-43234-0. — doi:10.1007/3-540-45792-5.

• Популярная механика Архивная копия от 8 января 2013 на Wayback Machine
• Is RX J185635-375 a Quark Star? Архивная копия от 28 августа 2017 на Wayback Machine (англ.)
• Seeing 'Strange' Stars Архивная копия от 6 июня 2011 на Wayback Machine (англ.)
• Quark Stars Could Produce Biggest Bang Архивная копия от 19 ноября 2012 на Wayback Machine (англ.)
• Drake; Marshall; Dreizler; Freeman; Fruscione; Juda; Kashyap; Nicastro; Pease. Is RX J185635-375 a Quark Star? (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 572, no. 2. — P. 996—1001. — doi:10.1086/340368. — Bibcode: 2002ApJ...572..996D. — arXiv:astro-ph/0204159.
• Sagert, Irina; Wietoska, Mirjam; Schaffner-Bielich, Jurgen. Strange Exotic States and Compact Stars (англ.) // Journal of Physics G^[англ.]. — 2006. — Vol. 32, no. 12. — P. S241–S249. — doi:10.1088/0954-3899/32/12/S30. — Bibcode: 2006JPhG...32S.241S. — arXiv:astro-ph/0608317.