コンパクトオブジェクト

天文学において、コンパクト天体（またはコンパクトスター）という用語は、白色矮星、中性子星、ブラックホールを総称して指します。また、そのような仮説上の高密度天体の存在が確認されれば、エキゾチックスターも含まれる可能性があります。すべてのコンパクト天体は、その半径に比べて質量が大きく、通常の原子物質と比較して非常に高い密度となります。この用語は、小さな半径に限局した大きな重力効果の正確な性質が不明な場合を一般化して表すために使用されます。

ほとんどのコンパクト天体は恒星進化の終点を表すため、恒星残骸とも呼ばれ、一般的な報道では「死んだ星」と呼ばれることもあります。恒星残骸の状態と種類は、主にその起源となる恒星の質量に依存します。ブラックホールではないコンパクト天体は、「縮退星」と呼ばれることがあります。

2020年6月、天文学者たちは高速電波バースト（FRB）の発生源を絞り込んだと報告した。FRBには「通常の重力崩壊型超新星から生じたコンパクト天体の合体やマグネター」が含まれる可能性が高い。[ 1 ] [ 2 ]

形成

恒星の進化の通常の終着点は、コンパクト星の形成です。すべての活動的な恒星は最終的に、内部の核融合反応による外向きの放射圧がもはや自身の重力に打ち勝てなくなるまで進化します。そうなると、恒星は自重で崩壊し、恒星の死の過程を経ます。ほとんどの恒星では、この過程を経て、非常に高密度でコンパクトな恒星残骸、つまりコンパクト星が形成されます。

コンパクト天体は内部でエネルギーを生成しませんが、ブラックホールを除いて、通常は崩壊自体から残った余剰熱を数百万年にわたって放射します。[ 3 ]

最新の知見によれば、コンパクト星はビッグバン後の初期宇宙の相分離の際にも形成された可能性がある。[ 4 ]既知のコンパクト天体の原始的起源は確実には決定されていない。

一生

コンパクト天体は放射し、その結果冷却してエネルギーを失うことがあるものの、通常の恒星のように構造を維持するために高温に依存するわけではない。外乱や陽子崩壊を除けば、コンパクト天体は事実上永遠に存在し続けることができる。しかし、ブラックホールは数兆年後にホーキング放射によって最終的に蒸発すると一般的に考えられている。現在の標準的な物理宇宙論モデルによれば、すべての恒星は、はるか遠い未来に 宇宙がいわゆる縮退期に入る頃には、最終的には冷たく暗いコンパクト星へと進化する。

コンパクト天体のやや広い定義には、惑星、小惑星、彗星といったより小さな固体天体も含まれるが、このような用法はあまり一般的ではない。宇宙には驚くほど多様な恒星やその他の高温物質の塊が存在するが、熱力学によれば、宇宙のすべての物質は最終的には分散した低温粒子、あるいは何らかの形のコンパクト恒星または恒星下天体となる。

白色矮星

エスキモー星雲は中心にある白色矮星によって照らされています。

白色矮星または縮退矮星と呼ばれる星は、主に縮退物質、典型的には縮退した電子の海に浮かぶ炭素と酸素の原子核で構成されています。白色矮星は主系列星の中心核から発生するため、形成時は非常に高温です。冷えるにつれて赤く暗くなり、最終的には暗い黒色矮星になります。白色矮星は19世紀に観測されましたが、その極めて高い密度と圧力は1920年代まで解明されていませんでした。

縮退物質の状態方程式は「柔らかい」、つまり質量を増やすと物体は小さくなることを意味します。白色矮星から始まった物体に質量を加え続けると、物体は縮小し、中心密度はさらに大きくなり、縮退電子のエネルギーも高まります。縮退した星の質量が十分に大きくなり、半径がわずか数千キロメートルにまで縮小すると、質量はチャンドラセカール限界に近づきます。チャンドラセカール限界とは、白色矮星の質量の理論上の上限であり、太陽質量（M ☉）の約1.4倍です。

白色矮星の中心から物質を取り除き、ゆっくりと圧縮すると、まず電子が原子核と結合し、逆ベータ崩壊によって陽子が中性子に変化します。平衡状態は、日常的な密度では安定しない、より重く中性子に富む原子核へと移行します。密度が増加すると、これらの原子核はさらに大きくなり、束縛が弱くなります。臨界密度は約4 × 1014 kg/m 3（中性子ドリップラインと呼ばれる）を超えると、原子核は結合していない陽子と中性子に分解する傾向がある。さらに圧縮すると、最終的には物質の密度が原子核の密度（約2 × 10）のオーダーに達する。17  kg/m 3。この密度では、物質は主に自由中性子で構成され、陽子と電子は光散乱します。

中性子星

かに星雲は、中性子星であるかにパルサーを含む超新星残骸です。

白色矮星を含む特定の連星では、質量が伴星から白色矮星に移行し、最終的にチャンドラセカール限界を超える。電子は陽子と反応して中性子を形成し、重力に抵抗するのに必要な圧力を供給できなくなり、星が崩壊する。星の中心部が主に炭素と酸素で構成されている場合、このような重力崩壊により炭素と酸素の暴走核融合が点火し、崩壊が不可逆になる前に星を完全に吹き飛ばすIa型超新星が発生する。中心部が主にマグネシウムまたはより重い元素で構成されている場合、崩壊は継続する。 [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]密度がさらに増加すると、残りの電子が陽子と反応してより多くの中性子を形成する。崩壊は（高密度で）中性子が縮退するまで続く。星が3桁縮小し、半径が10～20kmになると、新たな平衡状態が生まれる可能性があります。これは中性子星です。

最初の中性子星は1967年に最初の電波パルサーが発見されるまで観測されませんでしたが、中性子星は1932年に中性子が発見されてからわずか1年後の1933年にバーデとツビッキーによって提唱されました。彼らは、中性子星は非常に密度が高いため、通常の恒星が中性子星に崩壊すると大量の重力位置エネルギーが解放され、超新星の発生を説明できる可能性があることに気づきました。[ 8 ] [ 9 ] [ 10 ]これは、Ib型、Ic型、II型の超新星の説明です。このような超新星は、大質量の恒星の鉄核がチャンドラセカール限界を超えて中性子星に崩壊するときに発生します。

電子と同様に、中性子はフェルミオンです。そのため、中性子は中性子縮退圧力を生じ、中性子星の崩壊を防いでいます。さらに、中性子間の反発相互作用によってさらなる圧力が加わります。白色矮星のチャンドラセカール限界と同様に、中性子星にも質量の限界があります。それがトールマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界で、この限界を超えると、これらの力では星を支えるのに十分ではなくなります。高密度ハドロン物質の力は十分に理解されていないため、この限界は正確にはわかっていませんが、2～3  M ☉であると考えられています。中性子星にさらに質量が集積すると、最終的にこの質量限界に達します。その後何が起こるかは完全には明らかではありません。

ブラックホール

太陽10倍の質量を持つ、600kmの距離にある模擬ブラックホール

質量が蓄積されるにつれて、重力崩壊に対する平衡は限界点を超えます。恒星の圧力が重力を相殺するのに不十分になると、数ミリ秒以内に壊滅的な重力崩壊が発生します。表面からの脱出速度は既に少なくとも光速の1/3 ですが、すぐに光速に達します。この時点で、エネルギーも物質も脱出できなくなり、ブラックホールが形成されます。すべての光と物質は事象の地平線内に閉じ込められるため、ブラックホールは、ごく微弱なホーキング放射の可能性を除けば、真に黒いように見えます。事象の地平線内では、崩壊が続くと推定されています。

古典的な一般相対性理論では、一点を占めるだけの重力特異点が形成される。プランク長に匹敵する大きさで破滅的な重力崩壊が新たに停止する可能性があるが、この長さでは何が起こるかを予測できる重力理論は知られていない。ブラックホールに余分な質量を加えると、事象の地平線の半径は中心特異点の質量に比例して増加する。これにより、事象の地平線付近の潮汐応力の減少や、地平線における重力場の強度の減少など、ブラックホールの特性に特定の変化が引き起こされる。しかし、質量増加に伴う構造の質的な変化はそれ以上起こらない。

代替ブラックホールモデル

エキゾチックなスター

エキゾチック星とは、電子、陽子、中性子以外の物質で構成され、縮退圧やその他の量子特性によって重力崩壊とバランスをとっている、仮説上のコンパクト星です。これには、ストレンジ物質で構成されるストレンジ星や、より仮説的なプレオン星（プレオンで構成される）が含まれます。

異星は仮説上の存在ですが、 2002年4月10日にチャンドラX線観測衛星が発表した観測結果では、これまで中性子星と考えられていた2つの異星候補、RX J1856.5-3754と3C58が検出されました。既知の物理法則に基づくと、前者は本来よりもはるかに小さく、後者ははるかに低温に見えたため、中性子よりも密度の高い物質で構成されている可能性が示唆されています。しかしながら、これらの観測結果は決定的なものではないと述べる研究者から懐疑的な見方が出ています。

クォーク星と奇妙な星

中性子が高温で十分に圧縮されると、構成物質であるクォークに分解され、クォーク物質と呼ばれる状態になります。この場合、恒星はさらに収縮して密度が高くなりますが、ブラックホールに完全に崩壊するのではなく、恒星は質量が追加されない限り、自らを安定させ、この状態で無期限に存続する可能性があります。ある程度、非常に大きな核子になっています。この仮説的な状態にある恒星は「クォーク星」、より具体的には「ストレンジ星」と呼ばれます。パルサー3C58はクォーク星の可能性があると示唆されています。ほとんどの中性子星はクォーク物質の核を保持していると考えられていますが、これを観測的に決定することは困難であることが証明されています。

プレオンスター

プレオン星は、仮説上の素粒子群であるプレオンからなるコンパクトな星の一種として提唱されています。プレオン星は1立方メートルあたり10の23乗キログラムを超える巨大な密度を持つと予想されており、これはクォーク星とブラックホールの中間の密度です。プレオン星は超新星爆発やビッグバンに由来する可能性もありますが、粒子加速器による現在の観測結果はプレオンの存在を否定しています。

Qスター

Q星は、シュワルツシルト半径の1.5倍未満の半径で粒子数が保存されるという特異な物質状態を持つ、仮説上のコンパクトで重い中性子星です。Q星は「グレイホール」とも呼ばれます。

電弱星

電弱星は理論上の異星の一種であり、電弱燃焼、すなわち電弱力によるクォークからレプトンへの変換によって放出されるエネルギーによって、星の重力崩壊が抑制される。このプロセスは、星の中心部にあるリンゴほどの大きさの体積、つまり地球の約2倍の質量を持つ体積で起こる。[ 12 ]

ボソン星

ボソン星は、ボソンと呼ばれる粒子から形成される仮説上の天体です（通常の星はフェルミオンから形成されます）。この種の星が存在するためには、反発的な自己相互作用を持つ安定したボソンが存在しなければなりません。2016年現在、そのような星が存在するという有力な証拠はありません。しかし、共軌道を周回するボソン星のペアから放出される重力放射によって、そのような星を検出できるようになるかもしれません。[ 13 ] [ 14 ]

コンパクト相対論的天体と一般化不確定性原理

弦理論や二重特殊相対論といった量子重力理論へのいくつかのアプローチによって提唱された一般化不確定性原理（GUP）に基づき、2つの異なる成分を持つコンパクト星の熱力学的特性に対するGUPの影響が最近研究されている。[ 15 ] Tawfikらは、GUPパラメータがプランクスケールと電弱スケールの間の値をとる場合、量子重力補正の存在は星の崩壊を抑制する傾向があると指摘した。他のアプローチと比較して、コンパクト星の半径はより小さく、エネルギーが増加するとコンパクト星の半径は減少することが判明した。

参照

参考文献

  1. ^ Starr, Michelle (2020年6月1日). 「天文学者たちが宇宙からの強力な電波信号の発信源を絞り込んだ」 . ScienceAlert.com . 2020年6月2日閲覧。
  2. ^ Bhandan, Shivani (2020年6月1日). 「オーストラリア平方キロメートルアレイ・パスファインダーによる高速電波バーストのホスト銀河と前駆銀河の局在」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 895 (2): L37. arXiv : 2005.13160 . Bibcode : 2020ApJ...895L..37B . doi : 10.3847/2041-8213/ab672e . S2CID 218900539 . 
  3. ^ Tauris, TM; J. van den Heuvel, EP (2003年3月20日).コンパクト恒星X線源の形成と進化. arXiv : astro-ph/0303456 . Bibcode : 2006csxs.book..623T .
  4. ^ Khlopov, Maxim Yu. (2010年6月). 「原始ブラックホール」.天文学と天体物理学の研究. 10 (6): 495– 528. arXiv : 0801.0116 . Bibcode : 2010RAA....10..495K . doi : 10.1088/1674-4527/10/6/001 . S2CID 14466173 . 
  5. ^橋本 正之; 岩本 健; 野本 健 (1993). 「8–10太陽質量の漸近巨星分枝星から発生するII型超新星」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 414 : L105. Bibcode : 1993ApJ...414L.105H . doi : 10.1086/187007 .
  6. ^ Ritossa, C.; Garcia-Berro, E.; Iben, I. Jr. (1996). 「炭素燃焼によって電子縮退した核を形成する恒星の進化について。II. 1つの核を持つ10 M太陽モデルにおける同位体存在比と熱パルス、および長周期変光星、古典的新星、降着誘発崩壊への応用」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 460 : 489.書誌コード: 1996ApJ...460..489R . doi : 10.1086/176987 .
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  8. ^ Osterbrock, DE (2001). 「誰が本当に超新星という言葉を作ったのか？ 中性子星を最初に予測したのは誰か？」アメリカ天文学会報. 33 : 1330.書誌コード: 2001AAS...199.1501O .
  9. ^ Baade, W.; Zwicky, F. (1934). 「超新星について」 . Proceedings of the National Academy of Sciences . 20 (5): 254–9 . Bibcode : 1934PNAS...20..254B . doi : 10.1073 / pnas.20.5.254 . PMC 1076395. PMID 16587881 .  
  10. ^ Baade, W.; Zwicky, F. (1934). 「超新星からの宇宙線」 .米国科学アカデミー紀要. 20 (5): 259– 263. Bibcode : 1934PNAS...20..259B . doi : 10.1073 / pnas.20.5.259 . PMC 1076396. PMID 16587882 .  
  11. ^ a b c Visser, M.; Barcelo, C.; Liberati, S.; Sonego, S. (2009). 「小さく、暗く、重い：でもそれはブラックホールなのか？」arXiv : 0902.0346 [ gr-qc ].
  12. ^ Shiga, D. (2010年1月4日). 「異質な星はビッグバンを模倣するかもしれない」 . New Scientist . 2010年2月18日閲覧。
  13. ^シュッツ、バーナード・F. (2003). 『重力から地面まで』（第3版）.ケンブリッジ大学出版局. p.  143. ISBN 0-521-45506-5。
  14. ^ Palenzuela, C.; Lehner, L.; Liebling, SL (2008). 「連星ボソン星系の軌道ダイナミクス」. Physical Review D. 77 ( 4) 044036. arXiv : 0706.2435 . Bibcode : 2008PhRvD..77d4036P . doi : 10.1103/PhysRevD.77.044036 . S2CID 115159490 . 
  15. ^アハメド・ファラグ・アリとA.タウフィク、 Int. J. Mod. Phys. D22 (2013) 1350020

出典

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