In der Astronomie der Begriff wird Kompaktstern (manchmal Kompaktgegenstand) verwendet, um sich insgesamt auf das Weiß zu beziehen, ragt Neutronensterne, andere exotische dichte Sterne und schwarze Löcher über. Diese Gegenstände sind alle für ihre Masse klein. Der Begriff Kompaktstern wird häufig verwendet, wenn die genaue Natur des Sterns nicht bekannt ist, aber Beweise, weist darauf hin, dass es sehr massiv ist und einen kleinen Radius hat, so eine der oben erwähnten Möglichkeiten einbeziehend. Ein Kompaktstern, der nicht ein schwarzes Loch ist, kann einen degenerierten Stern genannt werden.

Kompaktsterne als der Endpunkt der Sternevolution

Kompaktsterne bilden den Endpunkt der Sternevolution. Ein Stern scheint und verliert so Energie. Der Verlust von der ausstrahlenden Oberfläche wird durch die Produktion der Energie von der Kernfusion im Interieur des Sterns ersetzt. Als ein Stern seine ganze Energie erschöpft hat und Sterntod erlebt, kann der Gasdruck des heißen Interieurs das Gewicht des Sterns und der Sternzusammenbrüche zu einem dichteren Staat nicht mehr unterstützen: ein Kompaktstern.

Lebenszeit

Obwohl Kompaktsterne ausstrahlen, und so abkühlen und Energie verlieren können, hängen sie von hohen Temperaturen nicht ab, um ihren Druck aufrechtzuerhalten. Außenunruhe oder Baryon-Zerfall verriegelnd, werden sie eigentlich für immer verharren, obwohl, wie man allgemein glaubt, schwarze Löcher schließlich davon verdampfen, Radiation Zu jagen. Schließlich, in Anbetracht genug Zeit (wenn wir in den so genannten eingehen

degeneriertes Zeitalter des Weltalls), alle Sterne werden sich zu dunklen, kompakten Sternen entwickelt haben.

Eine etwas breitere Klasse von Kompaktgegenständen wird manchmal definiert, um Sterne, kleinere feste Gegenstände wie Planeten, Asteroiden und Kometen zu enthalten, sowie zusammenzupressen. Diese Kompaktgegenstände sind die einzigen Gegenstände im Weltall, das bei niedrigen Temperaturen bestehen konnte. Es gibt eine bemerkenswerte Vielfalt von Sternen und andere Klumpen der Sache, aber die ganze dichte Sache im Weltall muss schließlich in einer von nur fünf Klassen von Kompaktgegenständen enden.

Planeten

An der niedrigen Dichte (Planeten und ähnlich) wird der Gegenstand durch elektromagnetische Kräfte gehalten. Diese Kräfte beschränken Elektronen, orbitals um Kerne zu besetzen, die chemische Obligationen verursachen und so steifen Gegenständen wie Felsen erlauben zu bestehen. Diese Gegenstände sind so steif, dass sie sehr viel nicht zusammenpressen, wenn Masse hinzugefügt wird. Das Hinzufügen (kälterer) Masse macht deshalb den Gegenstand größer: Radius nimmt mit der Masse zu.

Schließlich wird ein Punkt erreicht, wo der Hauptdruck so groß ist, dass die ganze Sache ionisiert wird, so dass die Elektronen von den Kernen und der Bewegung frei abgezogen werden. Keine chemischen Obligationen bestehen jetzt, um den Gegenstand zu halten. Dieser Punkt wird am Zentrum des Planeten Jupiter erreicht. Fügen Sie mehr Masse in Jupiter hinzu, und die Zunahme des Drucks ist kleiner als die Zunahme des Ernstes, so wird der Radius mit der Erhöhung der Masse abnehmen. Der Gegenstand wird zurückweichen.

Ein Planet wie Jupiter hat über das größte für eine kalte Masse mögliche Volumen. Fügen Sie Masse in Jupiter hinzu, und das Volumen des Planeten wird etwas gegenintuitiv kleiner. Die Hauptdichte ist jetzt groß genug, dass die freien Elektronen herunterkommen. Dieser Begriff bedeutet, dass die Elektronen in die verfügbaren Staaten der niedrigsten Energie gefallen sind. Da Elektronen fermions sind, folgen sie dem Ausschluss-Grundsatz von Pauli, und keine zwei Elektronen können denselben Staat besetzen. Die Elektronen besetzen so ein breites Band von Staaten der niedrigen Energie. Das Zusammendrücken der Masse zwingen dieses Band, sich, das Schaffen der mit dem Quant mechanischen Kraft des Elektronentartungsdrucks zu erweitern, der jetzt das Zentrum des Planeten einzeln hält. (Die Ion-Gegenwart trägt fast keine Kraft bei.)

Weiß ragt über

Die Sterne genannt degeneriert ragen über oder mehr gewöhnlich, weiß ragt über werden hauptsächlich der degenerierten Sache normalerweise, des Kohlenstoff und der Sauerstoff-Kerne in einem Meer von degenerierten Elektronen zusammengesetzt. Weiß ragt über entstehen aus den Kernen von Hauptfolge-Sternen und sind deshalb sehr heiß, wenn sie gebildet werden. Da sie kühl werden, werden sie rot werden und sich verdunkeln, bis sie schließlich dunkelschwarz werden, ragt über. Weiß ragt über wurden im 19. Jahrhundert beobachtet, aber die äußerst hohen Speicherdichten und der Druck, den sie enthalten, wurden bis zu den 1920er Jahren nicht erklärt.

Die Gleichung des Staates für die degenerierte Sache ist "weich", bedeutend, dass das Hinzufügen von mehr Masse auf einen kleineren Gegenstand hinauslaufen wird. Fortsetzend, Masse dazu hinzuzufügen, was jetzt ein weißer Zwerg ist, weicht der Gegenstand zurück, und die Hauptdichte wird noch größer mit höheren Degeneriert-Elektronenergien. Der Radius des Sterns ist jetzt zu nur einigen tausend Kilometern zurückgewichen, und die Masse nähert sich der theoretischen oberen Grenze der Masse eines weißen Zwergs, der Grenze von Chandrasekhar, ungefähr 1.4mal die Masse der Sonne.

Wenn wir Sache vom Zentrum unseres weißen Zwergs nehmen und langsam anfangen sollten, es zusammenzupressen, würden wir zuerst Elektronen sehen, die gezwungen sind, uns mit Kernen zu verbinden, ihre Protone zu Neutronen durch den umgekehrten Beta-Zerfall ändernd. Das Gleichgewicht würde sich zu schwereren, neutronreicheren Kernen bewegen, die an täglichen Dichten nicht stabil sind. Als die Dichte zunimmt, werden diese Kerne noch größer und weniger gut bestimmt. An einer kritischen Dichte von ungefähr 4 · 10 Kg/M ³, genannt die Neutrontropfrohr-Linie, würde der Atomkern dazu neigen, in Protone und Neutronen auseinander zu fallen. Schließlich würden wir einen Punkt erreichen, wo die Sache auf der Ordnung der Dichte ist (~2 · 10 Kg/M ³) eines Atomkerns. An diesem Punkt ist die Sache hauptsächlich freie Neutronen, mit einem kleinen Betrag von Protonen und Elektronen.

Neutronensterne

In bestimmten binären Sternen, die einen weißen Zwerg enthalten, wird Masse vom dazugehörigen Stern auf den weißen Zwerg übertragen, schließlich es über die Grenze von Chandrasekhar stoßend. Elektronen reagieren mit Protonen, um Neutronen zu bilden und so nicht mehr den notwendigen Druck zu liefern, um Ernst zu widerstehen, den Stern veranlassend, zusammenzubrechen. Wenn das Zentrum des Sterns größtenteils Kohlenstoff und Sauerstoffes dann zusammengesetzt wird, wird solch ein Gravitationskollaps flüchtige Fusion des Kohlenstoff und Sauerstoffes entzünden, auf einen Typ Ia Supernova hinauslaufend, die völlig einzeln den Stern bläst, bevor der Zusammenbruch irreversibel werden kann. Wenn das Zentrum größtenteils Magnesiums oder schwererer Elemente zusammengesetzt wird, geht der Zusammenbruch weiter. Als die Dichte weitere Zunahmen reagieren die restlichen Elektronen mit den Protonen, um mehr Neutronen zu bilden. Der Zusammenbruch geht weiter bis (an der höheren Dichte) kommen die Neutronen herunter. Ein neues Gleichgewicht ist möglich, nachdem der Stern um drei Größenordnungen, zu einem Radius zwischen 10 und 20 km zurückweicht. Das ist ein Neutronenstern.

Obwohl der erste Neutronenstern bis 1967 nicht beobachtet wurde, als der erste Radiopulsar entdeckt wurde, wurden Neutronensterne von Baade und Zwicky 1933 nur ein Jahr vorgeschlagen, nachdem das Neutron 1932 entdeckt wurde. Sie haben begriffen, dass, weil Neutronensterne so dicht sind, der Zusammenbruch eines gewöhnlichen Sterns zu einem Neutronenstern einen großen Betrag der potenziellen Gravitationsenergie befreien würde, eine mögliche Erklärung für supernovae zur Verfügung stellend. Das ist die Erklärung für supernovae von Typen Ib, Ic, und II. Solche supernovae kommen vor, wenn der Eisenkern eines massiven Sterns die Grenze von Chandrasekhar und Zusammenbrüche zu einem Neutronenstern überschreitet.

Wie Elektronen sind Neutronen fermions. Sie stellen deshalb Neutronentartungsdruck zur Verfügung, um einen Neutronenstern gegen den Zusammenbruch zu unterstützen. Außerdem stellen abstoßende Neutronneutronwechselwirkungen zusätzlichen Druck zur Verfügung. Wie die Grenze von Chandrasekhar für das Weiß ragt über, es gibt eine Begrenzungsmasse für Neutronensterne: Die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze, wo diese Kräfte nicht mehr genügend sind, um den Stern zu halten. Da die Kräfte in der dichten hadronic Sache nicht gut verstanden werden, ist diese Grenze genau nicht bekannt, aber wird gedacht, zwischen 2- und 3mal der Masse der Sonne zu sein. Wenn sich mehr Masse auf einen Neutronenstern vereinigt, schließlich wird diese Massengrenze erreicht. Was geschieht, als nächstes ist nicht völlig klar.

Exotische Sterne

Ein exotischer Stern ist ein Kompaktstern, der aus etwas anderem zusammengesetzt ist als Elektronen, Protone und Neutronen, die gegen den Gravitationskollaps durch den Entartungsdruck oder die anderen Quant-Eigenschaften erwogen sind. Diese schließen fremde Sterne (zusammengesetzt aus der fremden Sache) und die spekulativeren preon Sterne (zusammengesetzt aus preons) ein.

Exotische Sterne sind größtenteils theoretisch, aber Beobachtungen, die von der Chandra-Röntgenstrahl-Sternwarte am 10. April 2002 veröffentlicht sind, haben zwei Kandidaten fremde Sterne entdeckt, hat RX J1856.5-3754 und 3C58 benannt, der, wie man vorher gedacht hatte, Neutronensterne gewesen war. Gestützt auf den bekannten Gesetzen der Physik ist der erstere viel kleiner und die viel kälteren Letzteren geschienen, als sie sollten, darauf hinweisend, dass sie aus dem Material zusammengesetzt werden, das dichter ist als neutronium. Jedoch werden diese Beobachtungen mit der Skepsis von Forschern entsprochen, die sagen, dass die Ergebnisse nicht abschließend waren.

Quark-Sterne und fremde Sterne

Es ist möglich, dass sich die Neutronen in ihre Teilquarke zersetzen werden. In diesem Fall wird der Stern weiter zurückweichen und dichter werden, aber er kann in diesem neuen Staat unbestimmt überleben, wenn keine Extramasse hinzugefügt wird. Es ist ein sehr großes Nukleon geworden. Ein Stern in diesem hypothetischen Staat wird einen Quark-Stern oder fremden Stern genannt. Die Pulsars RX J1856.5-3754 und 3C58 sind als mögliche Quark-Sterne angedeutet worden.

Sterne von Preon

Ein preon Stern ist ein vorgeschlagener Typ des Kompaktsterns, der aus preons, einer Gruppe von subatomaren Partikeln gemacht ist. Wie man erwarten würde, hatten Sterne von Preon riesige Dichten, außerordentliche 10 Kilogramme pro Kubikmeter - Zwischenglied zwischen Quark-Sternen und schwarzen Löchern.

Sterne von Preon konnten aus Supernova-Explosionen oder dem Urknall entstehen; jedoch sprechen aktuelle Beobachtungen von Partikel-Gaspedalen gegen die Existenz von preons.

Q Sterne

Q Sterne sind hypothetische kompakte, schwerere Neutronensterne mit einem exotischen Staat der Sache, wo Partikel-Zahlen bewahrt werden. Q Sterne werden auch "graue Löcher" genannt.

Sterne von Electroweak

Ein electroweak Stern ist ein theoretischer Typ des exotischen Sterns, wodurch der Gravitationskollaps des Sterns durch den Strahlendruck verhindert wird, der sich electroweak das Brennen, d. h. die Energie ergibt, die durch die Konvertierung von Quarken zu leptons durch die Electroweak-Kraft veröffentlicht ist. Dieser Prozess kommt in einem Volumen am Kern des Sterns ungefähr die Größe eines Apfels vor, ungefähr zwei Erdmassen enthaltend.

Andere Ideen

• Stern von Boson

Schwarze Löcher

Da wir mehr Masse hinzufügen, erreicht das Gleichgewicht gegen den Gravitationskollaps seinen kritischen Punkt. Der Druck des Sterns ist ungenügend, um Ernst auszugleichen, und ein katastrophaler Gravitationskollaps kommt in Millisekunden vor. Die Flucht-Geschwindigkeit an der Oberfläche, bereits mindestens 1/3 leichte Geschwindigkeit, erreicht schnell die Geschwindigkeit des Lichtes. Keine Energie oder Sache können flüchten: Ein schwarzes Loch ist geschaffen worden. Das ganze Licht wird innerhalb eines Ereignis-Horizonts gefangen, und so scheint ein schwarzes Loch aufrichtig schwarz abgesehen von der Möglichkeit der Jagenden Radiation. Es wird gewagt, dass der Zusammenbruch weitergehen wird.

In der klassischen Theorie der allgemeinen Relativität wird eine Gravitationseigenartigkeit geschaffen, nicht mehr als einen Punkt besetzend. Es kann einen neuen Halt des katastrophalen Gravitationskollapses an einer mit der Länge von Planck vergleichbaren Größe geben, aber an diesen Längen gibt es keine bekannte Theorie des Ernstes vorauszusagen, was geschehen wird. Das Hinzufügen jeder Extramasse zum schwarzen Loch wird den Radius des Ereignis-Horizonts veranlassen, geradlinig mit der Masse der Haupteigenartigkeit zuzunehmen. Das wird bestimmte Änderungen in den Eigenschaften des schwarzen Loches, wie das Reduzieren der Gezeitenbetonung in der Nähe vom Ereignis-Horizont und des Reduzierens der Schwerefeld-Kraft am Horizont veranlassen. Jedoch wird es weitere qualitative Änderungen in der mit keiner Massenzunahme vereinigten Struktur geben.

Alternative schwarze Loch-Modelle

• Fuzzball
• Gravastar
• Dunkler Energiestern
• Schwarzer Stern
• Magnetospheric, der ewig Gegenstand zusammenbricht
• Dunkler Stern
• Primordiale schwarze Löcher
• D. Blaschke, S. Fredriksson, H. Grigorian, A. M.Oztas, und F. Sandin, Das Phase-Diagramm der Drei-Geschmäcke-Quark-Sache unter Kompaktsterneinschränkungen. (arXiv:hep-ph/0503194)
• Fredrik Sandin, Kompaktsterne im Standardmodell - und darüber hinaus, Eur. Phys. J. C.
• Fredrik Sandin, Exotische Phasen der Sache in Kompaktsternen. (Am 8. Mai 2005)