You are here: Foswiki>Main Web>TWikiUsers>TomaszZdravkov>GwiazdyBozonowe (revision 3)EditAttach

-- TomaszZdravkov - 08 Jan 2004
  • Czy gwiazdy bozonowe mogą być kandydatem na ciemną materię?
Pomysł gwiazd bozonowych narodził się ponad 30 lat temu w 1964 roku a pomysłodawcą był Kaup. Istnieje kilka powodów dla, których wielu naukowców próbuje poznać właściwości gwiazd bozonowych. Jednym z tych powodów jest istnienie ciemnej materii. Wiadomo, że ciemna materia w bardzo dużym stopniu skład się z cząstek, które prawdopodobnie są bozonami. Bozony są to cząstki elementarne, posiadające spiny całkowite, które podlegają prawom statystyki Bosego - Einsteina a zatem w przeciwieństwie do fermionów ten sam stan kwantowy może zajmować dowolna liczba cząstek. Statystyka ta opisuje między innymi zjawisko nadciekłości, które zostało przewidziane przez indyjskiego fizyka S.N. Bose i A. Einsteina w 1924 roku, a po raz pierwszy zaobserwowane w 1995 przez laureatów nagrody Nobla E. Cornella i C. Wiemana. Dziś najbardziej prawdopodobnymi kandydatami do ciemnej materii są obiekty tak zwane MACHOs oraz WIMPs. Jednakże bozony, które należy rozważać są to bozony skalarne. Różnią się tym od normalnych bozonów cechowania, że posiadają spin całkowity równy zero. Posiadają one bardzo kłopotliwą cechę, którą jest ogromna energię rzędu TeV co powoduje, że nie jesteśmy w stanie obserwować je w akceleratorach. Do dziś dzień żadna fundamentalna cząstka skalarna nie została odkryta w akceleratorach. Przykładowymi bozonami skalarnymi mogą być aksjony lub bozon Higgsa dla, którego energia przewidziana teoretycznie mieści się w zakresie 150 - 200 TeV/c^2. Cząstka ta została zapostulowana przez Petera Higgsa w 1964 roku. Jest to hipotetyczna cząstka, której istnienie pozwala wytłumaczyć zróżnicowanie mas wszystkich cząstek elementarnych. Dla przykładu w teorii oddziaływań elektrosłabych (teoria Glashowa - Weinberga - Salama) dublet bozonu Higgsa i jego antydublet są niezbędnymi składnikami aby generować masy dla bozonów cechowania W? i Z0. Przewiduje się, że kondensat Bosego - Einsteina złożony z bozonów skalarnych przedstawiałby się w formie gwiazdy bozonowej. W praktyce oznacza to, że gęstości gwiazd bozonowych mogą osiągać gigantyczne wartości. Jednakże istnieje pewna granica po przekroczeniu, której stałaby się czarną dziurą. Dodatkową cechą bozonów skalarnych jest to, że oddziaływają tylko grawitacyjnie. W niektórych teoriach bozony skalarne mogą oddziaływać dodatkowo w zupełnie inny sposób. Jest to coś w rodzaju samooddziaływania posiadające charakter odpychający. Efektem tego odpychania jest wzrost masy cząstki, co prowadzi do wniosku, że cząstki samooddziałujące są cięższe. Zatem można się spodziewać, że odkrycie gwiazd bozonowych pozwoliłoby stwierdzić, które z możliwych bozonów naprawdę istnieje w kosmosie. Przez co dokładniej znalibyśmy naturę i całkowitą masę ciemnej materii. Wiedza o cząstkach skalarnych również jest niezbędna dla współczesnej kosmologii takiej jak teoria inflacji czy też superstrun. Prawdopodobne jest, że masywne gwiazdy bozonowe mogły odegrać ważną rolę podczas formowania się obserwowanych dziś struktur wieloskalowych. Zajmijmy się teraz zagadnieniem gwiazd bozonowych. Czym jest gwiazda bozonowa? Otóż gwiazda bozonowa jest to skupisko grawitacyjnie związanych cząstek bozonowych. Obiekt taki ukazuje się jako rozwiązanie równania Kleina - Gordona. Jest to równanie relatywistycznej mechaniki kwantowej opisujące ruch bozonu skalarnego lub pseudoskalarnego (tj. o spinie równym 0). Równanie to zostało niezależnie odkryte w 1926 roku przez Oscara Beniamina Kleina i Waltera Gordona. Gwiazda bozonowa, pomimo, że składa się z bozonów, które choć należą do cząstek nietrwałych jednakże gdy są związane grawitacyjnie mogą tworzyć obiekty zwarte. Dzieje się tak, dlatego, że energia takiej gwiazdy jest mniejsza niż suma energii pojedynczych cząstek, z których się składa. Różnica tych energii jest energią wiązania, która w przypadku gwiazd bozonowych jest ujemna, co gwarantuje trwałość obiektu. Ze względu na rodzaj cząstek, z których składa się gwiazdy bozonowe możemy podzielić na dwa rodzaje:
  • złożone z cząstek nieoddziaływujących
  • złożone z cząstek oddziaływujących.
Warunkiem stabilności takiej gwiazdy jest zakaz przekroczenia masy maksymalnej Mmax (dotyczy to również gęstości danego obiektu). Jeżeli dwie gwiazdy bozonowe są zbudowane z identycznej liczby cząstek to mogą mieć różne masy, ponieważ masy cząstek w każdej gwieździe mogą być inne. Można to ująć to w ten sposób, że jeżeli gwiazda bozonowa bedzie posiadać mniej masywne czastki to bedzie cięższa. Teoria pozwala również by gwiazda mogła się składać z bardzo lekkich cząstek dla przykładu aksjonów, które postulowano w celu wyjaśnienia, dlaczego w oddziaływaniach silnych nie obserwuje się niezmienniczości CP. Masa tych cząstek wynosi około 10-10eV (dla porównania masa elektronu około 0.5×10^6eV). Wówczas gwiazda staje się niewyobrażalnie masywna ~10^27 Mo. Aksjony mają tendencję do formowania obiektów zwartych w krótkiej skali czasowej. Wszystkie modele gwiazd bozonowych konstruuje się używając przede wszystkim takich cząstek jak bozon Higgsa. Budowa gwiazdy bozonowej jest dość specyficzna, gdyż nie można dostrzec jej powierzchni. Wynika to z tego, że gwiazda bozonowa nie posiada powierzchni. Gęstość cząstek bozonowych jest największa w centrum i maleje eksponencjalnie w miarę oddalania się od środka. Przyjęto zatem definicję takiej powierzchni. Jest to powierzchnia kuli, wewnątrz, której znajduje się 99.9% masy. Tak dobrana definicja pozwala wyeliminować wpływ materii gwiazdy na strukturę zewnętrznej czasoprzestrzeni opisywanej metryką Schwarzschilda. Inną ciekawą sprawą jest formowanie się takich gwiazd. Ważnym pytaniem jest czy gwiazdy bozonowe uformować się mogły z pierwotnych obłoków bozonowych? Odpowiedź na to pytanie jest twierdząca. Teoria przedstawia to w następujący sposób. Otóż bozony wyłaniające się po okresie, w którym materia i promieniowanie były ze sobą zmieszane po pewnym czasie zaczęły się skupiać w obłoki. Obłoki te z kolei wyrzucały część swojej materii skalarnej poza obręb, wewnątrz, którego mogły istnieć związane konfiguracje. Według teorii promieniowanie skalarnego pola jest jedynym dysypatywnym procesem nazywanym grawitacyjnym chłodzeniem. Czas życia gwiazd bozonowych może być skończony ze względu na to, że obiekty te mogą się ze sobą łączyć. Natomiast temperatura nowo utworzonej gwiazdy bozonowej jest zbliżona do temperatury otoczenia. Jak wiadomo ewolucja fermionowych przebiega szybciej im gwiazda jest masywniejsza, czyli zależy od masy. Natomiast ewolucja gwiazdy bozonowej jest zależna od stałej grawitacji. Zatem należy przypuszczać, że stała grawitacji nie jest stałą. Takie założenie jest wprowadzane tylko w niektórych teoriach mówiących, że stała grawitacyjna zmienia się z czasem. Istnieją także teorie, w których stała grawitacji może zależeć również od miejsca. Prowadzi to do ciekawych implikacji, z których wynika, że grawitacja wewnątrz obiektów związanych może być słabsza niż na zewnątrz. Teoretyczna obliczenia pokazują, że stabilne gwiazdy bozonowe mogą istnieć w dowolnym okresie istnienia Wszechświata a ich stabilność zależy jedynie od gęstości centralnej. Zatem ewolucja gwiazd bozonowych polega na tym, że masa oraz liczba cząstek gwiazdy przy tej samej gęstości centralnej rosną wraz z upływem czasu, podczas gdy promień gwiazdy zachowuje mniej więcej swoją wartość przez co gwiazda staje się gęstsza. Podstawowy model gwiazdy bozonowej zakłada, że gwiazda nie wiruje. Próbowano znaleźć wolno rotujące gwiazdy, lecz zakończyło się to niepowodzeniem. Powodem tego było to, że całkowity moment pędu jest skwantowny. Bez względu na rozmiar gwiazdy bozonowej jej rotacja podlega prawom kwantowym. Zatem przy zmianie prędkości musi przeskoczyć z jednego stanu do drugiego. Powoduje to zmianę całej struktury, które spowodowane jest anizotropowym rozkładem gęstości materii. Bardziej obrazowo tłumacząc kulista gwiazda bozonowa przyjmuje w jednej chwili kształt torusa. W okolicach osi rotacji nie ma lub prawie nie ma materii z powodu gwałtownej zmiany kształtu, która odrzuciła materię.
Edit | Attach | Print version | History: r4 < r3 < r2 < r1 | Backlinks | View wiki text | Edit WikiText | More topic actions...
Topic revision: r3 - 11 Mar 2004, TomaszZdravkov
 
This site is powered by FoswikiCopyright © CC-BY-SA by the contributing authors. All material on this collaboration platform is copyrighted under CC-BY-SA by the contributing authors unless otherwise noted.
Ideas, requests, problems regarding Foswiki? Send feedback