Компактна звезда

Термин компактна звезда у астрономији (понекад и компактни објекат) углавном се односи на беле патуљке, неутронске звезде, друге густе егзотичне звезде и црне рупе.

Већина компактних звезда су крајње тачке звездане еволуције и због тога се често називају звезданим остацима; форма остатка зависи првенствено од масе звезде при формирању. Сви ови објекти су мале запремине у односу на њихову масу што им даје веома велику густину. Термин компактна звезда се често користи када тачна природа звезде није позната, али докази сугеришу да је врло масивна и да има мали радијус, што потврђује једну од горенаведених категорија. Компактна звезда која није црна рупа може се назвати дегенерисана звезда.

У јуну 2020. године, астрономи су известили о сужавању извора брзих радио рафала (FRB), који сада вероватно могу укључивати „спајања компактних објеката и магнетаре који настају услед нормалног колапса језгра супернове“.^[1][2]

Компактне звезде као крајња тачка звездане еволуције

Уобичајена крајња тачка звездане еволуције јесте креација компактне звезде. Атоми водоника под огромним притиском гравитационог поља звезде се подвргавају нуклеарној фузији, редукујући масу звезде, што доводи до редукције величине. У покушају хлађења, звезда зрачи енергијом у форми површинског сјаја. Овај губитак масе и енергије се резлтује редукцијом гравитационе потенцијалне енергије. Звезда смањује своју величину и наставља са повећањем гравитационе силе која је на самом почетку проузроковала нуклеарну фузију.^[3] Овај циклус се наставља док притисак гаса врућег ентеријера не може више издржати тежину звезде. Звезда колапсира у много гушће стање, у стање компактне звезде, у процес познат под називом звездана смрт. Компактна звезда нема унутрашњу продукцију енергије, али и даље може зрачити милионима година са вишком топлоте преосталим од колапса.

Животни век

Иако компактне звезде могу да зраче и тако се хладе и губе енергију, нису им потребне високе температуре да би задржале своју структуру, као што је потребно обичним звездама. Ако изузмемо спољне поремећаје и распаде протона, оне могу трајати практично заувек. Верује се да ће црне рупе коначно испарити из Хокингове радијације након трилион година. Судећи по нашим тренутним стандардним моделима физичке космологије, све звезде ће евентуално еволуирати у хладну и тамну компактну звезду до времена када свемир ступи у такозвану дегенеративну еру у веома далекој будућности.

Нешто детаљнија деифиниција компактиних објеката често укључује мање чврсте објекте као што су планете, астероиди и комете. Постоји невероватно велика разноликост међу звездама и осталим грудвицама топле материје, али по теорији термодинамике, сва материја у универзуму мора евентуално завршити као нека форма компактног објекта.

Бели патуљци

Ескимо Небула је осветљена белим патуљком који се налази у њеном центру.

Звезде под називом дегенеративни патуљци, или, чешће, бели патуљци, сачињени су највише од дегенеративне материје, углавном од једра угљеника и кисеоника у мору дегенерисаних електрона. Бели патуљци произилазе из језгра главног низа звезда и зато су веома топли када се формирају. У току хлађења они ће црвенити и маглити док не постану тамни црни патуљци. Бели патуљци су посматрани у деветнаестом веку, али огромна густина и притисак који поседују није објашњен све до двадесетих година 20. века.

Једначина стања дегенеративне материје је "мека", што значи да ће додавање масе довести до смањења објекта. Ако наставимо са додавањем масе сада већ белом патуљку, објекат ће се скупити и централна густина ће постати још већа, са још вишом енергијом дегеративних електрона. Звездани радијус је сада смањен на само нешто мање од хиљаду километара, а маса се приближава теоретској горњој граници масе белог патуљка, која износи око 1,4 пута масе Сунца.

Ако узмемо материју из центра нашег белог патуљка и полако је компресујемо, прво ћемо уочити електроне натеране на спајање са језгром, мењајући њихове протоне са неутронима по обрнутом бета распаду. Равнотежа се помера ка тежем језгру, богатијем неутронима који нису стабилни на свакодневној густини. Како се густина повећава, ова језгра постају још већа и слабије везана. На критичној густини од око 4·1014 kg/m³ атомско језгро тежи распадању на протоне и неутроне. Коначно, достигли бисмо тачку где материја има густину атомског језгра (~2·1017 kg/m³). У овом тренутку, материја је углавном састављена из слободних неутрона, уз малу количину протона и електрона.