 |
Pulsar 3C58 źródło: NASA/CXC/SAO
|
Gwiazda dziwna (gwiazda kwarkowa) – hipotetyczny typ gwiazdy zbudowanej z materii dziwnej. Istnienie takiej ultragęstej materii jest spakowane wewnątrz bardzo masywnych gwiazd neutronowych. Modele teoretyczne sugerują, że gdy materia jądrowa w gwieździe (neutrinium – materia jądrowa w równowadze ze względu na słaby rozpad ß) znajduje się pod wpływem dostatecznie dużego ciśnienia pochodzącego od grawitacji gwiazdy, zachodzi w niej proces dezintegracji nukleonów do materii kwarkowej. Gwiazda kwarkowa jest układem zawierającym plazmę kwarkową w równowadze ze względu na rozpad ß (podobnie jak rozpad neutronów w gwieździe neutronowej), w skład której wchodzą kwarki (u, d,s) i gluony. Obecność gluonów opisuje stała B (nazywana stałą worka) oraz zmiana masy kwarków (masa efektywna). W chromodynamice (QCD) kwarki zyskują w plazmie kwarkowo-gluonowej znaczne masy (mu*=md* ~ 330 MeV/c2, ms* ~ 450 MeV/c2 (masy konstytuentne)). Swobodne kwarki gdy są ekstremalnie blisko siebie (swoboda asymptotyczna) posiadają niewielkie masy ((mu*=md* ~ 7 MeV/c2, ms* ~ 150 MeV/c2 (masy bieżące)).
Stała worka ma sens gęstości energii próżni (tak jak stała kosmologiczna) w plazmie kwarkowej. Nie jest ona dobrze znana, rachunki na sieci w chromodynamice kwantowej (QCD) sugerują, że B-1/4~ 180 MeV. Mniejsza wartość B niż B-1/4~ 155 MeV oznacza, że materia dziwna może być stabilniejsza, niż materia jądrowa. Mogłyby istnieć wtedy stabilne, dowolnie małe gwiazdy kwarkowe czy stabilne krople dziwnej materii kwarkowej. Takie krople nazwano dziwadełkami i mogłyby być one składnikami materii dziwnej. Z zetknięciem z nimi normalna materia jądrowa zamieniałaby się na materię dziwną.
Stan plazmy kwarkowej jest hipotetycznym stanem materii mogącym występować jednak w ekstremalnych gęstościach i temperaturach (np. we wnętrzu gwiazd neutronowych), gdy B-1/4 > 155 MeV. Obecnie przeprowadza się eksperymentalnie badanie tej fazy (rozpraszanie ciężkich jonów). Gwiazdę kwarkową interpretować można jako ogromną cząstkę elementarną zbudowaną z około 1057 kwarków (w nukleonie np. w neutronie jest ich trzy).
Gwiazdy kwarkowe mogą być gęstsze niż gwiazdy neutronowe, ich rozmiar może być między 5-10 km (10-14 km dla gwiazdy neutronowej). Gwiazdy kwarkowe mogą być więc bardzo zwartymi obiektami stanowiącymi stan pośredni pomiędzy czarną dziurą a gwiazdą neutronową. Istnieją sugestie, że dwa obserwowane obiekty RX J185635-3754 i 3C58 mogą być gwiazdami kwarkowymi. Obserwacje wskazują, iż są to znacznie mniejsze i zimniejsze obiekty niż gwiazdy neutronowe. Obserwacje te nie są do końca potwierdzone i są przedmiotem krytyki. Istnieje także silne podejrzenie, że gwiazda kwarkowa mogła powstać w wyniku eksplozji supernowej SN 1987A.
Gwiazdy kwarkowe, w przeciwieństwie do wszystkich innych znanych ciał o tak dużej masie (w tym gwiazd neutronowych), nie rozpadłyby się, gdyby zniknęła grawitacja
3C58 jest pozostałością supernowej obserwowanej w 1181 r przez chińskich i japońskich astronomów.
Długa obserwacja prowadzona przez obserwatorium Chandra ukazuje centralnego pulsara okrążanego przez jasny torus rentgenowskiej emisji. Promienie rentgenowskiej emisji są wyrzucane w obydwu kireunkach od centrum torusa na dystans kilku lat świetlnych. W efekcie powstaje skomplikowana pajęczyna węzłów rentgenowskich promieni.
Stosunkowo chłodna powierzchnia gwiazdy wzbudziła zdziwienie u astrofizyków, ponieważ standardowa teoria stygnięcia pulsarów przewiduje o wiele większą temperaturę dla gwiazd w wieku 830 lat.
Intensywność chłodzenia pulsara jest odpowiednia dla przypadku kolizji między neutronami a innymi subatomowymi elementami w tym ultra gęstym wnętrzu, gdzie łyżeczka materii waży więcej niż trylion ton.
Zderzenia cząstek subatomowych produkują neutrina, które odprowadzają energię z gwiazdy. Szybkość chłodzenia w 3C58 wskazuje, że interaktywne zależności pomiędzy neutronami i protonami nie są zrozumiałe dla tak ekstremalnych warunków panujących w pulsarach. Taka sytuacja budzi podejrzenia że w 3C58 jest obecna jakaś egzotyczna forma materii.
