Введение

Классификация в астрономии – категорическое понятие в математике.

В астрономии термин «компактный объект» (или «компактная звезда») коллективно относится к белым карликам, нейтронным звездам и черным дырам. Он также может включать экзотические звезды, если существование таких гипотетических плотных тел будет подтверждено. Все компактные объекты имеют большую массу по отношению к своему радиусу, что обеспечивает им очень высокую плотность по сравнению с обычной атомной материей. Компактные объекты часто являются конечными стадиями звездной эволюции и, в этом отношении, также называются звездными остатками. Состояние и тип звездного остатка зависят главным образом от массы звезды, из которой он образовался. Неоднозначный термин «компактный объект» часто используется, когда точная природа звезды неизвестна, но есть основания полагать, что ее радиус очень мал по сравнению с радиусами обычных звезд. Компактный объект, который не является черной дырой, может называться вырожденной звездой. В июне 2020 года астрономы сообщили о сужении круга источников быстрых радиовсплесков (FRB), которые теперь с большой вероятностью могут включать в себя «слияния компактных объектов и магнетаров, возникающих в результате коллапса ядра сверхновых».

Формирование

Обычная конечная точка эволюции звезды – образование компактного объекта. Все активные звезды в конечном итоге достигают стадии эволюции, когда давление излучения от ядерного синтеза в их недрах больше не может противостоять постоянному гравитационному притяжению. Когда это происходит, звезда коллапсирует под действием собственной гравитации и переживает процесс звездной смерти. Для большинства звезд это приводит к образованию очень плотного и компактного звездного остатка, также известного как компактный объект. Компактные объекты не имеют внутреннего источника энергии, но, за исключением чёрных дыр, обычно излучают в течение миллионов лет избыточное тепло, оставшееся после коллапса. Согласно современным представлениям, компактные объекты могли также формироваться во время фазовых переходов на ранних этапах существования Вселенной после Большого взрыва. Первоначальное происхождение известных компактных объектов до сих пор не установлено с уверенностью.

Время жизни

Хотя компактные объекты могут излучать, и таким образом охлаждаться и терять энергию, они не нуждаются в высоких температурах для поддержания своей структуры, в отличие от обычных звезд. За исключением внешних возмущений и распада протонов, они могут существовать практически вечно. Однако, общепринято считать, что черные дыры в конечном итоге испарятся из-за излучения Хокинга спустя триллионы лет. Согласно современным стандартным моделям физической космологии, все звезды в конечном счете превратятся в холодные и темные компактные звезды к тому времени, когда Вселенная вступит в так называемую вырожденную эпоху в очень далеком будущем. Более широкое определение компактных объектов может включать в себя меньшие твердые тела, такие как планеты, астероиды и кометы, но такое употребление менее распространено. Существует замечательное разнообразие звезд и других скоплений горячей материи, но вся материя во Вселенной в конечном итоге должна завершить свое существование в виде рассеянных холодных частиц или в какой-либо форме компактного звездного или субзвездного объекта, согласно законам термодинамики.

Белые карлики

Звезды, называемые белыми или вырожденными карликами, состоят в основном из вырожденной материи; обычно это ядра углерода и кислорода в море вырожденных электронов. Белые карлики возникают из ядер звезд главной последовательности и поэтому очень горячи при образовании. Остывая, они краснеют и тускнеют, пока в конечном итоге не станут тёмными чёрными карликами. Белые карлики были обнаружены в XIX веке, но чрезвычайно высокая плотность и давление внутри них не были объяснены до 1920-х годов. Уравнение состояния для вырожденной материи является "мягким", то есть добавление массы приводит к уменьшению размера объекта. Продолжая увеличивать массу белого карлика, объект сжимается, а центральная плотность возрастает, вместе с энергией вырожденных электронов. Когда масса вырожденной звезды достигнет величины, при которой её радиус уменьшится до нескольких тысяч километров, она приблизится к пределу Чандрасекара – теоретическому верхнему пределу массы белого карлика, примерно в 1,4 раза превышающему массу Солнца. Если из центра белого карлика удалить вещество и медленно сжать его, электроны будут вынуждены объединяться с ядрами, превращая протоны в нейтроны посредством обратного бета-распада. Равновесие сместится в сторону более тяжёлых, богатых нейтронами ядер, которые нестабильны при обычных плотностях. С ростом плотности эти ядра становятся всё больше и менее связанными. При критической плотности около 4 кг/м³ – называемой "линией стекания нейтронов" – атомное ядро будет стремиться распадаться на несвязанные протоны и нейтроны. При дальнейшем сжатии материя достигнет плотности порядка плотности атомного ядра – около 2 кг/м³. При такой плотности материя будет состоять в основном из свободных нейтронов с небольшим количеством протонов и электронов.

Нейтронные звезды

В некоторых двойных звездах, содержащих белый карлик, происходит перенос массы от звезды-компаньона на белый карлик, в конечном итоге превышая предел Чандрасекара. Электроны вступают в реакцию с протонами, образуя нейтроны и переставая обеспечивать необходимое давление для противодействия гравитации, что приводит к коллапсу звезды. Если ядро звезды состоит в основном из углерода и кислорода, то такой гравитационный коллапс инициирует неуправляемый синтез углерода и кислорода, приводя к сверхновой типа Ia, которая полностью разрушает звезду до того, как коллапс станет необратимым. Если ядро состоит в основном из магния или более тяжелых элементов, коллапс продолжается. По мере дальнейшего увеличения плотности оставшиеся электроны реагируют с протонами, образуя все больше нейтронов. Коллапс продолжается до тех пор, пока (при более высокой плотности) нейтроны не выродятся. Новое равновесие становится возможным после того, как звезда сжимается на три порядка величины, до радиуса от 10 до 20 км. Это нейтронная звезда. Хотя первая нейтронная звезда была обнаружена только в 1967 году, с открытием первого радиопульсара, нейтронные звезды были предложены Бааде и Цвикки в 1933 году, всего через год после открытия нейтрона в 1932 году. Они поняли, что из-за огромной плотности нейтронных звезд, коллапс обычной звезды в нейтронную звезду высвобождает большое количество гравитационной потенциальной энергии, что может объяснить природу сверхновых. Это объяснение применимо к сверхновым типов Ib, Ic и II. Такие сверхновые возникают, когда железное ядро массивной звезды превышает предел Чандрасекара и коллапсирует в нейтронную звезду. Как и электроны, нейтроны являются фермионами и, следовательно, обеспечивают давление вырождения нейтронов, поддерживающее нейтронную звезду от дальнейшего коллапса. Кроме того, отталкивающие взаимодействия между нейтронами создают дополнительное давление. Подобно пределу Чандрасекара для белых карликов, существует предельная масса для нейтронных звезд: предел Толмана — Оппенгеймера — Волкоффа, при котором эти силы становятся недостаточными для удержания звезды. Поскольку силы в плотной адронной материи изучены недостаточно хорошо, этот предел неизвестен точно, но, предположительно, находится в пределах от 2 до 3 масс Солнца. Если на нейтронную звезду аккрецирует дополнительная масса, в конечном итоге этот предельный показатель будет достигнут. Что произойдет дальше, остается неясным.

Черные дыры

По мере накопления массы равновесие, противодействующее гравитационному коллапсу, достигает критической точки. Как только давление звезды становится недостаточным для уравновешивания гравитации, происходит катастрофический гравитационный коллапс в течение миллисекунд. Скорость убегания на поверхности, уже составляющая не менее 1/3 скорости света, быстро достигает скорости света. В этот момент ни энергия, ни материя не могут покинуть объект, и формируется чёрная дыра. Поскольку весь свет и вся материя оказываются заключёнными внутри горизонта событий, чёрная дыра выглядит абсолютно чёрной, за исключением возможного излучения Хокинга крайне малой интенсивности. Предполагается, что коллапс продолжается внутри горизонта событий. В рамках классической общей теории относительности формируется гравитационная сингулярность, занимающая не более точки. Возможно, катастрофический гравитационный коллапс остановится вновь при размерах, сравнимых с длиной Планка, но на таких масштабах нет известной теории гравитации, способной предсказать, что произойдёт. Добавление любой дополнительной массы к чёрной дыре приведёт к линейному увеличению радиуса горизонта событий с ростом массы центральной сингулярности. Это вызовет определённые изменения в свойствах чёрной дыры, такие как уменьшение приливных напряжений вблизи горизонта событий и ослабление силы гравитационного поля на горизонте. Однако каких-либо дальнейших качественных изменений в структуре, связанных с увеличением массы, не произойдёт.

Бозонная звезда

Бозонная звезда — гипотетический астрономический объект, состоящий из частиц, называемых бозонами (в то время как обычные звезды состоят из фермионов). Для существования такого типа звезды необходим стабильный тип бозона с отталкивающим самодействием. По состоянию на 2016 год значимых свидетельств существования таких звезд нет. Однако их можно будет обнаружить по гравитационному излучению, испускаемому парой бозонных звезд, вращающихся вокруг друг друга.

Компактные релятивистские объекты и принцип обобщенной неопределенности

На основе принципа обобщенной неопределенности (GUP), предложенного в рамках некоторых подходов к квантовой гравитации, таких как теория струн и теория двойной специальной относительности, недавно было исследовано влияние GUP на термодинамические свойства компактных звезд, состоящих из двух компонентов. Тауфик и др. отметили, что наличие поправки, связанной с квантовой гравитацией, препятствует коллапсу звезд, если параметр GUP принимает значения в диапазоне между планковским масштабом и электрослабым масштабом. По сравнению с другими подходами, было установлено, что радиусы компактных звезд меньше, и увеличение энергии приводит к уменьшению их радиусов.