судьба мертвых звезд

[Seslav]

Интересно, какая дальнейшая судьба нейтронных звезд и белых карликов?
Например, по прошествии миллиардов лет они остывают, перестают испускать
всякое излучение, но будут продолжать свой путь среди других звезд. Неужели
почти все вещество во Вселенной ждет такая судьба? Или все-таки белые
карлики и неййтронные звезды не являются могилами вещества?

[bob]

Являются, но на сей счёт есть частное мнение:
https://astronomy.ru/forum/index.php/topic,8613.0.html

[vika vorobyeva]

Что происходит с одиночными белыми карликами.
Они остывают, причем за счет своей низкой светимости остывают очень медленно. Температура самого холодного из известных гелиевых белых карликов составляет 3650К, предполагается, что его возраст около 8,6 миллиардов лет (т.е. это старейший из известных белых карликов). Прочитать о нем можно здесь:
http://xxx.itep.ru/abs/astro-ph/0207265
Отсюда видно, что за хаббловское время белые карлики не успевают остыть до совершенно «черного» (несветящегося) состояния, хотя это, безусловно, ждет их в очень отдаленном будущем.

Через несколько миллиардов лет после образования в недрах углеродных и/или кислородных белых карликов температура падает настолько, что ядра углерода/кислорода выстраиваются в кристаллическую решетку. Это проявляется в изменении частоты пульсаций белого карлика и может быть обнаружено:
http://ru.arxiv.org/abs/astro-ph/0408364

Ну а что дальше? Ничего. Белые карлики – вечные звезды.
Впрочем, если брать времена порядка 10³³ лет и больше, то на таких временах становится заметным распад протона. Из-за распада протона вещество белых карликов начнет «таять», превращаясь в излучение. Из-за этого же очень медленного распада температура их поверхности не опустится ниже 3К. Лет так за 10³⁵ – 10³⁶ все вещество белых карликов распадется, и они перестанут существовать как класс.
(Впрочем, распад протона экспериментально еще не обнаружен, это все теория. Так что кто его знает, как оно будет.)

Ну а с двойными белыми карликами может происходить много всякого интересного.
Натягивая на себя вещество близкой «обыкновенной» звезды, они могут вспыхивать как новые. Вращаясь вокруг другого белого карлика, они могут тихо-мирно излучать гравитационные волны и медленно съезжаться друг к другу, а потом столкнуться и вспыхнуть как сверхновая I типа. Вращаясь вокруг нейтронной звезды и, в конце концов, упав на нее, они также могут ярко вспыхнуть (правда, как и в каком диапазоне, я даже представления не имею). Гелиевый белый карлик, натянув на себя некое количество вещества, достаточное для возгорания гелия в ходе тройного альфа-процесса, сможет превратится в гелиевую звезду типа Вольфа-Райе, а потом снова превратится в белый карлик, но уже углеродно-кислородный (последнее – исключительно мое предположение, я не знаю, зафиксированы ли такие случаи).
В общем, вариантов много

[Seslav]

Вика, спасибо за информацию! Я тоже знаком с версией нестабильности протона, но даже по сравнению с нынешним взрастом Вселенной это практически вечность. В итоге, насколько можно полагать, все ядерное горючее выгорет и остатки звезд остынут, прежде чем распад протона будет давать о себе знать.
А вот с нейтронными звездами это уже не пройдет. Известно, претерпевают ли они метаморфозы или нейтронное состояние вещества - одно из конечных состояний материи?

[Ясь]

Распад протона будет работать и в нейтронных звездах. Нейтрон неустойчив, и с T_1/2~16 минут распадается на протон и электрон, поэтому в нейтронной звезде должно быть динамическое равновесие n⁰<=>p⁺+e^-. Протоны распадаются, а позитроны (продукт распада протонов) аннигилируют с электронами. Гамма-квант начинает медленный путь наружу (по пути превращаясь в электрон-позитронную пару и обратно, возбуждая сверхтяжелые ядра и рождая разные экзотические частицы). Поскольку имеем цепочку из двух последовательных процессов -- быстрого (распад нейтрона, пусть и подавленный в условиях НЗ) и медленного (очень медленного -- распад протона) -- получаем, что скорость распада нейтронной звезды определяется скоростью распада протона, а скорость распада нейтрона ее не ограничивает и не влияет на нее. Следовательно, ничем особенно в этом плане НЗ не отличается от остальной материи.

[Sashka]

Раз БК и НЗ теряют массу только засчет распада протона, то на соответствующих временах имеет смысл уже говорить об эволюции галактик. Что ждет галактики в будущем? Размазывание по диску и/или по оси z или же образование все более тонких и концентрированных спиральных рукавов? Разлет и рассеивание в пространстве или падение на ядро с многочисленными взрывами и частичным разлетом вещества на периферию? Как будет вести себя темная материя, если таковая существует? Как будет влиять расширение Вселенной на константы взаимодействий (а почему бы и нет!) и на гравитационное взаимодействие как таковое?

Возможны интересные варианты "развития событий" в жизни НЗ и БК, особенно двойных.

Например, при столкновении и взрыве двух БК все их вещество может разлететься, и на их месте "ничего не останется" - только если туманность, поведение которой будет зависеть от скоростей разлета, анизотропии, температуры, состава и т д.

При постепенной потере массы БК засчет рапада протона плотность и давление будут падать. На температуру это прямым образом не повлияет, т к адиабатой тут и не пахнет; однако увеличение размера (надо посчитать, а будет ли оно?) даст увеличение поверхностной площади и более быстрое остывание (думается, к тому моменту об остывании уже можно будет не говорить, 3 K будет достигнуто. Кстати, и реликт остынет, будет меньше трех кельвин).

Вообще, при распаде нейтрона испускается антинейтрино, при обратной реакции испускается нейтрино. Засчет этого НЗ должна терять массу. Так что такое равновесие не вечно. Но НЗ - квантовый объект, и нейтрино там не являются свободными, поэтому такой распад протекает с заведомо иной вероятностью. Раз сдерживающими, в общем, являются ядерные силы, то вспомним, охотно ли распадается нейтрон в ядре? Это зависит от заполнения оболочек, и т д. Нейтроны - фермионы, значит, они должны различаться по каким-то свойствам, и оболочки в НЗ уже совсем другие. Это очень интересный вопрос.

Когда масса НЗ достигает критической для БК, что будет? Взрыв? Ведь произойдет резкое расталкивание теми силами, которые до сих пор были подавлены мощнейшей гравитацией. От этого от НЗ тоже может остаться лишь одна туманность.

Кстати, о каком именно распаде протона идет речь?
(Вспомним, что не найдено симметрии, отвечающей за сохранение барионного числа, однако оно сохраняется в наблюдаемом мире...)

P.S. Об увеличении размеров БК. При линейной потере массы объем падает линейно, площадь - в степени 2/3, но давление падает по тому же закону, поэтому, вероятно, размеры будут примерно сохраняться. Но это очень грубая оценка, надо бы посчитать.

[edward]

Да и вообще, до распада протона может произойти масса интересных событий:
что, если расширение Вселенной сменится ее сжатием? 
Так что могила виртуальная...

[Parfen]

Так ведь вроде как недавно доказано ускоренное расширение Вселенной
Я уже даже отбросил вариант сжатия, или я поторопился?

[jimmy]

Всякая система, прежде чем выйти на устойчивый, зрелый режим работы, проходит период неустойчивости, период пертурбаций... И мне кажется, что собственно звездный этап эволюции звезды - это всего лишь ее детство, отрочество, юность, а самое интересное, продуктивное, плодотворное - взрослая жизнь звезды начинается потом - с этапа сверхновой, когда до смерти еще довольно далеко... Другое дело, что мы сами еще не доросли до понимания смысла звездной эволюции... "Ведь если звезды зажигают - значит - это кому-нибудь нужно?"

[Stepa]

Хотел бы отметить, то обстоятельство, что процесс, приводящий к распаду протона, является более общим, и вызовет распад как протона, так и нейтрона (и любого другого бариона) , независимо от их масс и типов. Смысл рассмотрения распада именно протона заключается в том, что в обычных условиях все барионы, кроме протона, нестабильны.

Также, в практическом смысле, очень легко рассмотреть протонную мишень, состоящую из протонов - это может быть просто бак с водой.
Нейтронную мишень так легко не собрать, да и распадется она вся...

В этом смысле НЗ является таким объектом, на котором можно проверить и стабильность нуклонов. Имея примерно 10⁵⁷ нуклонов, можно было бы ожидать 10²³ распадов нуклонов в год.

Надо бы подумать, если какие-нибудь наблюдательные следствия такого процесса...


P.S.

...Гамма-квант начинает медленный путь наружу (по пути превращаясь в электрон-позитронную пару и обратно, возбуждая сверхтяжелые ядра и рождая разные экзотические частицы)...

Не сможет он родить экзотические частицы... Это просто гамма-квант... Можно было бы прикинуть вероятность аннигиляции, подсчитав концентрацию электронов. Они "на лету" аннигилируют очень неохотно.

[Рома]

Уважаемые астрономы. Среди этого спора и всех теорий, вы забыли одну важную вещь. Когда-то давно (пятнадцать миллиардов лет назад) появилась наша вселенная. Как-то же она да появилась. И из чего-то. То есть методом исключния можно предположить что ещё ранее существовала другая вселенная, в которой возможно происходили процессы, подобные теперешним. И если уже тогда были мертвые звезды, то они не смогли пережить перерождение вселенной, а значит такие звезды не так уж безнадежны.

По моему мнению, мертвая звезда постепенно охлаждается. Её вещество теряет скорость, становиться всё тяжелее. Медленно сжимается к одному центру масс. Сжимаясь, вещество тяжелеет, увеличивается давление, возрастает скорость. Такая звезда или заново засияет на небосклоне, или это будет сверхновая.

Но это все всего лишь мои предположения.

[Markab]

По моему мнению, мертвая звезда постепенно охлаждается. Её вещество теряет скорость, становиться всё тяжелее. Медленно сжимается к одному центру масс. Сжимаясь, вещество тяжелеет, увеличивается давление, возрастает скорость.

Давление вырожденного газа не зависит от его температуры, а только от концентрации. Поэтому, при охлаждении БК или НЗ уменьшения радиуса не происходит.

[hoarfrost]

По моему мнению, мертвая звезда постепенно охлаждается. Её вещество теряет скорость, становиться всё тяжелее. Медленно сжимается к одному центру масс. Сжимаясь, вещество тяжелеет, увеличивается давление, возрастает скорость. Такая звезда или заново засияет на небосклоне, или это будет сверхновая.

Присоединяясь к словам Markab'а, попробую их немного пояснить. (Если что-то будет не так, то меня, думаю, поправят). Описанный вами механизм сжатия работает только для достаточно тяжёлых звёзд (в несколько раз больше массы Солнца). Именно в них давление позволяет цепочке ядерных реакций доходить влоть до железа, а уже при взрыве сверхновой - и далее.

Но звёзды, породившие белые карлики, недостаточно массивны. (По крайней мере в случае одиночных белых карликов - в двойных системах может быть много чего интересного). Поэтому ядерные реакции в БК в конце концов останавливаются, не доведя звёзду до сверхновой. Но при этом, во время эволюции звезды в её центре образуется очень плотное ядро, а остальная масса рассеивается в пространстве в виде расширяюшихся оболочек звезды, образующих планетарную туманность. Ядро постепенно начинает остывать, в конце концов, доходя до тепературы вырожения для электронного газа.

В образовавшемся ядре (а это уже и есть БК), силы тяготения настролько велики, что вещество сжимается до плотностей, заставляющих его существовать по правилам, совершенно отличным от тех, что мы видим вокруг себя - по правилам квантовой механики. По крайней мере электроны. В нашей обычной жизни любое тело (в том числе и электрон) может обладать самыми различными скоростями и импульсами, при этом совершенно не мешая друг другу (ну, если не сталкиваясь). Но в БК вещество стиснуто настолько, что электроны могут иметь только те импульсы, которые ещё "не заняты" другими электронами. То есть, возникает ситуация, при которой дальнейшее сжатие вещества привело бы к тому, что электроны, обладающие одними и теми же координатами, стали бы обладать и одними и теми же импульсами. Что запрещено законами природы (если я помню правильно, то всему этому есть название "Принцип Паули" и, кроме этого, поведение различных групп частиц при таких экстремальных условиях описывается различными видами квантовых статисик). Вот это и есть вырожденный газ. Вырожденный потому, что распределение скоростей электронов описывается уже не обычной кривой распределения Максвелла, а кривой с "плоским верхом", в которую эта кривая выродилась.

А поскольку электронам "деваться уже и так некуда", то при температуре, более низкой чем температура вырождения, давление газа от температуры не зависит. Зато зависит от концентрации частиц. От которой в свою очередь, зависит и температура вырождения.

Если же силы тяготения окажётся ещё более сильными (т.е. при массе остатка звезды большей, чем примерно 1.4 Массы Солнца), то плотность вещества должна будет стать такой, что скорости отдельных электронов должны будут дойти до скорости света, а то и  превзойти её (потому что другие скорости уже заняты). Что, естественно не возможно. Поэтому энергестически более выгодным (и вообще возможным) оказывается процесс, при котором электроны объединяются с протонами и образуют нейтрон. Начинается нейтронизация вещества, приводящая к образованию нейтронной звезды.

Ну а если масса того, что осталось от сверхновой (при таких массах звёзд её эволюция проходит через эту стадию), выше следующего определённого предела, то образуется чёрная дыра.


(Было бы здорово, если бы Стёпа разьяснил )

Ну а если вам захотелось ещё поподробнее, и вы ещё учитесь в школе, то поступайте в хороший ВУЗ и становитесь физиком!

[Markab]

Ну а если масса того, что осталось от сверхновой (при таких массах звёзд её эволюция проходит через эту стадию), выше следующего определённого предела, то образуется чёрная дыра.

Интересно, почему то не рассматривается возможность существования гиперонных звезд. А ведь гипероны раза в 1.5 массивнее нейтронов, имеют спин 1/2 т.е. являются фермионами и на них распространяется принцип Паули.   

[Stepa]

Условия в нейтронных звездах позволяют стабильно существовать и гиперонам. В ядре нейтронной звезды скорее всего гиперонный газ. Звезды называются нейтронными чисто исторически, после работ Оппенгеймера и Волкова, где было рассмотрено гипотетическое тело из нейтронного вырожденного газа по аналогии с работой Чандрасекара по белым карликам и вырожденному электронному газу.

Между тем, увеличение массы не сильно увеличивает давление. Можем на кварки даже перейти при достижении плотности кварк-глюонной плазмы (это около 10³⁸ г/см^3), но это не сильно помогает. На кварки тоже принцип Паули имеется (из-за этого пришлось саму хромодинамику(динамику цвета) придумывать - резонанс j=3/2 q=+2 состоит из трех u кварков и два бы можно было поместить, направив проекции спинов, а вот третий как-то совсем не помещался... Пришлось бедняг покрасить:) )

Некоторые работы, посвященные псевдоЧД из кварков я встречал на arxiv'e.

Основной смысл ЧД в том, что все равно, из чего ее делать, говоря по-простому. Т.е. любая форма существования вещества сделает ЧД. А будет ли это обычные частицы, кварки ли, или просто пыль - все равно. Главное, это масса этого вещества и радиус

P.S. Про нейтронные звезды есть книга Саакяна, которая так и называется "Физика нейтронных звезд". На мой взгляд, там хорошо написано и про ядерную материю и про НЗ в целом. Советую прочитать, даже если математику там <skip>'ать.

[bob]

Некоторые работы, посвященные псевдоЧД из кварков я встречал на arxiv'e.

Это бы всех устроило. Если бы не одно "но": Кварки в состоянии конфайнмента не создают бОльшего противодействия коллапсу, чем просто нейтронизованное вещество. У кварковой конструкции запас прочности даже меньше. Кварковая звезда может "стать устойчивой" в глазах учёных только если будут открыты новые свойства, неизвестные сейчас.

[polar]

P.S. Про нейтронные звезды есть книга Саакяна, которая так и называется "Физика нейтронных звезд". На мой взгляд, там хорошо написано и про ядерную материю и про НЗ в целом. Советую прочитать, даже если математику там <skip>'ать.

Позволю себе отсоветовать эту книгу. Лучше или Шапиро, Тьюколски "Нейтронные звезды, белые карлики и черные дыры", или обзоры в УФН (например, поискать на фамилию Яковлев).  Да даже в "Физике космоса" неплохо написано!

[bob]

Для популярных целей может оказаться удобнее Чернин или Сурдин.

[polar]

Для популярных целей может оказаться удобнее Чернин или Сурдин.

Не могут: нет у них ничего о внутреннем строении нейтронных звезд в деталях.

[bob]

Не могут: нет у них ничего о внутреннем строении нейтронных звезд в деталях.

Вспомнил. Точно.