Модели сверхплотных звезд из странной кварковой материи тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.02 ВАК РФ

цропгазиъ ьч ад^гивзиъикиириргивзгоъ ьрмиъь 'льзичиъ чш/ишиоиъ

(^Ьфишбодг1)п0ишш0ш})й(1 Чр^прцлй

эцроркл^ еаиг^изм. ъзпкэм рцчиизио <;ьркфз ииэаыь итыъьгс

11.04.02 - «БЬиш^шО (Зши0шф1лтр)ш|5р

ЗДсОДш-йшрЬйши-ф^ш^шй ч[илтр)тйСЬр}1 рОДбшйпф ц^ипиЛций шиш[1бшО^ ЬиудйшО иитЬСш^ипиш^шй

иЬгцЗшч[1р

ЬРМ11Ъ-2000

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РА ЕРЕВАНСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

РГБ ОД

Григорян Александр Константинович

- з мдр 2000

МОДЕЛИ СВЕРХПЛОТНЫХ ЗВЕЗД ИЗ СТРАННОЙ КВАРКОВОЙ МАТЕРИИ

Автореферат

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук по специальности 01.04.02 - "Теоретическая физика"

ЕРЕВАН - 2000

Üumüttifununtpjujü pbüum пшишшшца^ t сришир хцсшшцшй hiuüunuwpiuüfi Пшфп-itiqhlfwjh }>ш1)пц1пЬиф UitißwjJiQ ujpngbuübpfi mbunipjujü U 5)(iq]il|UJjh uitfphnGmü

(ЦнлшЦшО ^Ы(ш4шр

'Пш2тпйш1)шй oQurjfiöiutunuCbp'

ипшрштшр l|uiqi5ail|b[ii4[Upjm.G

4>hq.-i3uip. inlfLnnp, ¿m.L^ujprjiuGjuiG

3>|iq.-üujp. qfiin. lyitytnrip, (VU.Uiliuq)UjG $fiq.-äuip. qfim. rjnljmnp, U.U.UpnjujG

QUU 3>hqf)l|uijh 1фршгсш1)шй mpnpibiiObpf) tiGuuifimniin

''lu^inujUiQmpjruGQ l)aijiiiGuiinL t 2000p. «10» ¿щриф дшйп 1300 -fiü bpLujüf) цЬшш1|шй Нш(5оцишршС(1 046 UuiuüuKjfiiiiuiljuuü funphpi>h Ofiuinntd: ^uiugbG 375049. bpUuiG, и.Ишйт^шй 1:

UinbGiufunurupjuj(i[! 1(шрЬф t öiuünpuiGiui Ь^Чф чршгцириЛтй: UbqtSoiqfipQ шпащфлд t 2000 р. «40» фЬтп^шрИ

lfuiuOiuqfimujl|ujG funphprjfi ... qfiiniutjuiG ¿шрштцшр //{'/

Зфц.-йшр. q|iui. qnl(mnp и.О-Лшрт^п^шй

Тема диссертации утверждена на кафедре Теории волновых процессов и физики Радиофизического факультета Ереванского Государственного Университета

Научный руководитель:

доктор физ.-мат. наук, ЮЛ.Вартанян

Официальные оппоненты:

Вед\тцая организация:

доктор физ.-мат. наук, Р.МАвакян доктор физ.-мат. наук, А.М.Атоян

Институт прикладных проблем физики HAH РА

Зашита состоится «10» марта 2000г. в 13°° часов на заседании специализированного совета 046 Ереванского государственного университета по адресу: 375049, Ереван, ул. А.Манукяна, 1. С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ЕГУ.

Автореферат разослан февраля 2000 г.

Ученый секретарь специализированного совета

доктор физ.-мат. наук С.ПАрутюнян

В63Л, ч}оз 83BSL. -15Л,

J % t С»

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

/¡ктуа-шюсть. проблемы. Физика сверхплотных небесных тел является одним из перспективных направлений в современной теоретической физике и астрофизике. Экстремальные физические условия в сверхплотных звездах делают их уникальными естественными лабораториями, представляющими обширный материал для исследования физики ядерных взаимодействий, элементарных частиц и теории гравитации.

В основополагающей работе Амбарцумяна н Саакяна [1] впервые было обращено внимание на факт, что вырожденная ядерная плазма кроме нейтронов и небольшого количества протонов и электронов может содержать также странные барионы - гипероны. В работе Саакяна и Вартаняна [2| было показано, что учет ядерного взаимодействия понижает пороги стабильности гиперонов и делает возможным их существование в недрах массивных устойчивых нейтронных звезд.

Новый интерес к странной ядерной плазме возник в середине восьмидесятых годов в связи с физикой кварков. В качестве абсолютно стабильного колотого вещества Виттеном П) была предложена странная кварковая материя, состоящая из примерно равного количества н. </, л-кварков с небольшой добавкой электронов или позитронов, обеспечивающих электронейтральность. Эта гипотеза исследовалась Фэри и Джаффи (4|, которые показали зависимость стабильности странной кварковой материи от недостаточно точно определенных параметров модели кваркового мешка. Различные наборы зтих параметров могут приводить к реализации как самоудерживающюся странных звезд, рассматриваемых в диссертационной работе, так и нейтронных звезд с кварковым ядром,

Основные свойства странных звезд рассматривались в работах [5-6]. Возможность существования сколь угодно малых масс, скачкообразное падение плотности на поверхности от сверхъялерных значений до нуля и весьма слабое увеличение плотности к центру являются характерными особенностями странных звезд, сближающими их с пионными звездами, предложенными в (7( и детально исследованным» в (8).

Лишь путем наблюдательного различения странных и нейтронных звезд может быть подтверждена гипотеза об абсолютной стабильности странной кварковой материи. Теоретическое исследование моделей странных звезд и уточнение наблюдательных данных помогут, по-видимому, разрешить этот вопрос.

Целъ раооты. Исследование моделей сверхплотных звезд, состоящих из самоудерживаюшейся странной кварковой материи и их наблюдательных проявлений. Рассмотрение как варианта электронной элекгронейтрализации кварковой материи, так и позитронной.

Наутая^яо&штл^атты. Для широкого диапазона параметров модели мешка исследованы мод;ли странных звезд, как целиком состоящих из странной кварковой материи, так и поддерживающих кору из обычного вещества А е - фазы. Рассмотрена возможность наблюдательного различения странных н нейтронных звезд. Исследован дефект массы странных звезд. Рассмотрены странные «езды малых масс, в частности, исследована зависимость миниматьнои массы странных звезд от граничной плотности коры.

Для случая позитронной электронейтрализации кварковой материи рассмотрено остывание горячих странных звезд. Рассмотрены наблюдательные проявления при аккреции вещества на странную звезду. Построена модель красного гиганта со странной звездой в качестве ядра.

Практическая ценность. Полученные в диссертации результаты представляют определенный интерес для теории небесных тел, находящихся на последних стадиях эволюции. По мере накопления наблюдательного материала они могут быть использованы для астрофизического подтверждения или опровержения гипотезы об абсолютной стабильности странной кварковой материи.

Ааройация____работы. Основные результаты диссертационной работы

докладывались на семинарах кафедры теории волновых процессов и физики радиофизического факультета ЕГУ, на сессиях профессорско-преподовательского состава ЕГУ в 1994г. и 1999г., представлены на 14-ой Международной конференции по общей теории относительности и гравитации (Флоренция. Италия, 1^5г.), на 19-ом Международном симпозиуме по

рсля 1 ноне I ской астрофизике и космологии (Париж, Франция, 1998г.), на 10-ой Российской гравитационной конференции (Владимир, 1999г.).

Публикации. По теме диссертационной • работы опубликовано 12 работ, список которых приводится в конце автореферата.

Структура^диаертации. Диссертация состоит из введения, трех глав (14 параграфов), заключения и списка литературы из: 110 наименований. Общий объем работы 112 страниц, включая 22 рисунка.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во. введении обосновывается актуальность темы, формулируется цель исследования, а также приводится краткое содержание работы.

2?лервоИглаве диссертации рассматривается уравнение состояния странной кварковой материи (далее СКМ).

В §1.1 схематически обосновывается абсолютная стабильность СКМ. Показано энергетическое преимущество СКМ над м/-плазмой, как при нулевой, так и при ненулевой массе л-кварка. Обсуждается возможность существования как странных звезд, так и нейтронных звезд с кварковым ядром.

В следующем параграфе рассматривается уравнение состояния СКМ в рамках модели мешка, предложенной Чодосом и др. [9|. В приближении этой модели СКМ представляет собой вырожденный ферми-газ \ - кварков с небольшой добавкой электронов или позитронов, обеспечивающих электронейтралъноеть, и находится в динамическом равновесии относительно слабых взаимодействий, обусловленных реакциями между различными ароматами кварков.

Характер уравнения состояния СКМ определяется феноменологическими параметрами модели мешка - постоянной мешка В, постоянной кварк-глюонного взаимодействия а, и массой странного кварка т1. Массами к,с/-кварков и вырожденных электронов пренебрегаем вследствие их малости. Кварк - глюонное взаимодействие включается в первом порядке по постоянной ас.

Приводятся, как развернутая форма уравнения состояния, так и его ультрарелятивистское приближение. Обсуждаются два вша электронейтрализации СКМ, осуществляемые электронами или позитронами. Условие связанности СКМ: рс1 ¡п-ШуС1 <0 при нулевом давлении, где р ~~плотность энергии, и-барионная концентрация, гпк-масса нуклона. В этом случае возможно образование самоудерживающихся образований -странных звезд. В диссертационной работе рассмотрены те наборы параметров модели мешка, которые обеспечивают большую связанность, чем у !6 Ре,

В §1.3 рассмотрено влияние параметров модели мешка В, т, и а. на стабильность СКМ. Проводится отбор моделей, соответствующих реалистическому диапазон"; параметров модели мешка и приведены результаты расчета уравнений состочния. Рассчитаны значения пороговой плотности возникновения СКМ, а также соответствующая этой плотности энергия связи на барион, знание которой может быть существенным при рассмотрении ядерных реакций, идущих на поверхности. В случае позитронной электронейтрализации кварковой материи имеем более жесткие уравнения состояния СКМ.

В §1.4 рассматривается структура поверхности странной звезды. В отличие от нейтронной звезды, странная кварковая звезда имеет четко выраженную поверхность, на которой плотность скачкообразно изменяется от сверхъядерных значений до нуля. Избыточный электрический заряд кваркоаой плазмы нейтрализуется электронами или позитронами, которые, будучи связанными лишь электромагнитным взаимодействием, частично покидают кварковую материю, распространяясь на сотни ферми. По этой причнне, у поверхности странной кварковой звезды образуется тонкий заряженный слой, где напряженность поля достигает 10"-Ю,8В/см [5].

Так как при электронной электронейтрализации кварковой материи электрическое поле направлено наружу, то оно может поддерживать кору, состоящую из атомных ядер и вырожденных электронов (Ле-фаза). Кора не находится в химическом равновесии со странной кварковой материей и связана с кварковым ядром лишь гравитацией. Вероятность туннельного перехода атомных ядер настолько мала [5], что обе фазы могут сосуществовать практически бесконечное время. Л си-фаза, в которой вещество состоит из

томных ядер и вырожденных электронов и нейтронов, исключается из-за беспрепятственного перехода свободных нейтронов в странную кварковую материю.

Вторая^ллаеа посвящена исследованию моделей холодных странных звезд, как целиком состоящих из СКМ. так и поддерживающих кору из вещества Ае -фазы.

В §2.1 приводится система релятивистских уравнений звездного равновесия (система уравнений Толмена-Оппенгеймера-Волкова), дополненных уравнениями для определения релятивистского момента инерции.

Результаты расчета основных параметров голых странных звезд приведены в §2.2. В зависимости от центральной плотности рс, для серий конфигураций рассчитаны значения звездного радиуса Л, полной массы Л/, массы покоя М„, собственной массы Мр, релятивистского момента инерции I и гравитационного красного смещения с поверхности звезды 2г.

Для реалистического диапазона параметров мешка получены следующие значения максимальных масс: М^ =(1.75-И.8б)М0 с соответствующими им радиусами Я(Мти)= (9.8-И0.4)км и центральными плотностями (/7,)тя.. =(2 2^2.5)-101' г/см3. В случае позитронной электронейтрализации кварковой материи наблюдается шачигел ыюе увеличение максимальной массы Мт„ =(2.38-^2.5\)М-. и радиуса Н(Мт„} = (13.1 -13.8)км странных звезд, реализуемых при более малых центральных плотностях рс =(1.2 -Н.З)-10" г/см5.

Расчет конфигураций максимальных масс обусловлен важностью сопоставления параметров теоретических моделей с наблюдаемыми параметрами звездных объектов, посредством которого решается вопрос о реализации той или иной теоретической модели. Модели странных звезд не противоречат современным наблюдательным данным для пульсаров и компактных источников рентгеновского излучения, которые лают массы, в основном лежащие в интервале 1.1.8Л/0.

Странные звезды имеют отличную от нейтронных звезд зависимость массы от радиуса. Радиус растет с увеличением массы почти на всей кривой, изменяясь соответственно зависимости М ~4яЯ3р1/з, где р: - поверхностная

аю, кость. Это обусловлено тем, что странные звезды с сверхплотной поверхностью связаны сильным взаимодействием и могут существовать даже при отсутствии самогравитации. Гравитация начинает доминировать в конфигурациях, соответствующих верхнему изгибу кривой, приводя к существованию максимальной массы. Если для обычных нейтронных звезд масса ограничена не только сверху, но и снизу, то для голых странных звезд, целиком состоящих из СКМ нет макроскопической нижней границы для массы.

Если не было бы самогравитации, то СКМ могла бы образовывать связанные системы постоянной плотности любых размеров. По своей структуре они напоминали бы атомные ядра со скачком плотности на поверхности от сверхъядерных значений до нуля. Однако когда масса таких объектов порядка звездных, наличие самогравитацни приводит к сжатию их внутренних областей. Даже для конфигураций с массой 1.4<Ш_ плотность на поверхности уменьшается по отношению к центральной всего в два раза, что свидетельствует о весьма малой сжимаемости СКМ.

Различие в зависимости массы от радиуса может быть использовано для наблюдательного различения странных и нейтронных звезд. Ясно, что одновременное наблюдательное определение массы и радиуса сверхплотной звезды может дать однозначную информацию о характере уравнения состояния сверхплотного вещества.

Рассчитан кеплеровский период вращения странных звезд. Для реалистического диапазона параметров модели мешка минимальный период врашения Ят;„ = 2л/£1к =(0.6-н0.64)мс, в то время как наиболее быстрый из зарегистрированных на сегодняшний день пульсаров РБИ 1937+21 имеет период Р = 1.558 мс. У странных звезд при позитронной электронейтрализации минимальный период вращения значительно выше: Р^ = (0.79 + 0.84)мс. В случае нейтронных звезд Р^ > 0.7 мс. Открытие субмиллисекундных пульсаров могло бы говорить в пользу странных звезд, причем нейтрализуемых электронами.

В рамках дискуссии о существовании странных или нейтронных звезд детально исследованы конфигурации с массами 1.44 и \ПМ. и гравитационным красным смещением 2% =0.23, соответствующие наиболее

¡мвсчным наблюдательным данным. Обсуждается возможность параллельного существования нейтронных и странных звезд.

В §2.3 рассчитаны дефект массы и коэффициенты гравитационной упаковки странных звезд, исследуется вклад гравитационной и внутренней энергии в полную энергию звезды. Для странных звезл оказывается возможной реализация моделей с отрицательной внутренней энергией (Мр<Мй), что приводит к их большей связанности по сравнению с нейтронными звездами. Это является причиной отсутствия конфигураций с отрицательным дефектом массы для рассмотренных моделей при плотностях во много раз больших ядерной (среди заведомо неустойчивых конфигураций). Анализируется вопрос идентификации остатков Сверхновых с нейтронными или странными звездами.

В §2.4 исследуются модели странных звезд с корой, состоящей из атомных ядер и вырожденных электронов, поддерживаемой за счет электростатического барьера у поверхности СКМ. Рассмотрен случай максимально допустимой граничной плотности коры, которая соответствует плотности вылета нейтронов из ядер - р^. = 4.3 ■ 10й г/см\ Толщина коры минимальна для конфигураций максимальных масс и растет с уменьшением массы. Для странных звезл с массами 1 1-Н.8Л/ ,, толщина коры порядка 180-г500м при

массе ~ 1(Г!.\/ . Вклад коры невелик, и следовательно анализ проведенный в §2.2 хзя голых странных звезд остается в one даже и при наличии коры, имеющей максимально допустимую граничную плотность. Наличие коры может способствовать стандартному объяснению явления глитча пульсаров в рамках существования СКМ.

В §2.5 исследуются странные звезды малых масс. Наличие коры приводит к качественному сходству зависимости радиус-масса странных и нейтронных звезл при малых массах, где наблюдается резкий рост радиуса, приводящий к существованию минимальной массы {dM/dpc<0). Напомним, что для голых странных звезд, целиком состоящих из СКМ. возможно существование сколь \тодно малых масс. Для рассмотренных нами моделей, при максимально допустимой граничной плотности коры />пцл. =4.3-10"г/см', минимальная

масса странных звезд с корой порядка МЫп ~ (0.017 н- 0.019)1/э с радиусом ФО-(440 .-450) км.

Пониженне значения граничной плотности коры приводит к еше более . малым значениям минимальной массы. Для исследования атляния значения граничной плотности коры на минимальную массу странных звезд нами рассмотрен диапазон плотностей от 4.3-Ю'^/см' до 10*г/см3. При р г = IО9 г/см1 получаем М1кп -0.0012Мг и Л ~ 575 км. Радиус кваркового ядра конфигураций минимальной массы изменяется от 2.6 км при рсг =4.3-10" г/см3 до 1.05 км при ра = Ю'г/см1.

Полученные нами результаты значительно отличаются от случая нейтронных звезд, для которых минимальная масса достигает значения -0.1Л/. при радиусе 200 км. Минимальная масса странных звезд, для рассмотренного нами диапазона граничных плотностей, на порядок — два меньше, чем у нейтронных звезд. Так как полученные нами значения радиуса примерно в три раза больше, чем у нейтронных звезд мальк масс, то при одной и той же поверхностной температуре наши модели имеют на порядок большую светимость. На диаграмме Герцшпрунга-Рессела странные звезды с корой малых масс зайхпт промежуточное положение между белыми карликами и нейтронными звездами. Наблюдательное обнаружение сверхплотных звезд малых масс с радиусом от 200 до 1000 км могло бы способствовать признанию гипотезы об абсолютной стабильности СКМ.

В _третьей_га<ме рассматривается остывание горячих странных звезд как при отсутствии, так н при наличии аккреции вешества. Построена модель красного гиганта с массой 5М-, светимостью 417401- и радиусом 960/?, со странной звездой в качестве ядра и проведено сравнение с объектом Торна-Житков, имеющим аналогичные интегральные параметры. Рассмотрение проведено для случая позитронной электронейтрализации СКМ.

В §3.1 исследовано остывание странных звезд. Интенсивное тепловое излучение от поверхности странной звезды по всей вероятности отсутствует, так как плазменная частота кварковой материи <ор настолько высока > К/МэВ) [5), что основная часть фотонов теплового их1учения даже при Т = 10!" К (кТ ~ \ МэВ} не может распространяться в такой среде. Поэтому

isuiepii лиловой энергии голой странной звезды будут идги только по двум каналам: а) нейтринное излучение от всего объема звезды; б) эмиссия электрон-позитронных пар (далее' е'е* - пар) с поверхности горячей странной звезды |10|.

Основные процессы с излучением нейтрино, протекающие в горячей СКМ, это реакции прямого и обратного /?-распада кварков (так называемые URCA процессы). Из-за высокой теплопроводности кварковой материи странная звезда принимается «изотермичной», т.е. Т(г) е'п = TR = comí, где Т -температура с точки зрения наблюдателя на поверхности,

Шваришильда.

У поверхности СКМ в заряженном слое толщиной Ду~10"10см напряженность электрического поля Е ~ 2 • 10" В/см, что значительно превышает критическое значение, при котором вакуум становится неустойчивым по отношению к рождению с'с* - пар. При отличной от нуля температуре число заполнений вырожденного электронного (позитронного) газа меньше единицы, т.е. имеются незаполненные уровни. Если в заряженном слое у поверхности странной звезды эти \ровни достаточно глубоки, то они могут заполняться за счет дираковского моря электронов с последующим образованием позитронов (электронов).

Расчеты показывают, что во всем интервале температур доминируют нейтринные потери. Отношение /1, для всех конфигураций достигает

максимального значения при Г = 2-10'К, По мере увеличения массы конфигурации оно изменяется от 0.03 до 0.008.

Показано, что температура голой странной звезды в зависимости от возраста очень слабо зависит от массы и можно приблизительно считать, что Т ~ 2.3-108(//лет)*!'5 К . Заметим, что отсутствие теплового излучения от голой странной звезды сильно замедляет ее остывание после снижения температуры до значений Т ~ 10® К.

Как нейтринное иатучение, так и эмиссия е'е* - пар значительны лишь непосредственно при рождении странной звезды. Расчеты показывают, что

е" - временная компонента метрического тензора

эмиссия основной час!и е~е~ - пар происходит в течении первых нескольких сот секунд жизни звезды и в зависимости от массы составляет 1051-н10" пар. Таким образом, эмиссия е'г* - пар носит вспышечный характер. Поэтому, если /-вспышки связаны с образованием голой странной звезды, то по интегральному потоку -у - квантов с энергией ~0.5МэВ можно получить информацию о массе таких объектов.

В §3.2 рассматриваются наблюдательные проявления при аккреции вещества на странную звезду, в которой электронейтрализация обеспечивается позитронами. За счет аннигиляции электронов падающего вещества с позитронами СКМ, излучаются ^-кванты с энергией - 0.5 МэВ, по наблюдению которых могут быть выделены кандидаты в странные звезды.

Если странная звезда находится в тесной двойной системе или окружена достаточно плотным облаком, то максимальная скорость аккреции вещества определится из равенства гравитационного притяжения и светового давления на падающее вещество. В критическом режиме аккреции, когда сила давления у - квантов на падающее вещество равна гравитационному

притяжению, температура звезды может достигнуть 5-108К и слабо зависит от массы. Скорость критической аккреции изменяется от 5 ■ 1 (Г7 Л/, /год для малых масс до 8 5-10""'.V/ /год для максимальной.

В §3.3 приводятся основные допущения модели Торна-Житков, формулируются допущения модели красного гиганта со странной звездой. Торном и Житков [11] бьиа построена модель красного гиганта, внутри которого вместо белого карлика предполагалась нейтронная звезда. Объекты Торна-Житков (далее ОТЖ) внешне не отличались от обычных красных гигантов, Модель Торна-Житков базировалась на трех допущениях, с помошью которых были построены ОТЖ с различными интегральными параметрами.

Предполагалось а)3везда имеет протяженную разряженную оболочку

10' км~/-ом <г<И*1031{:, где содержится основная масса звезды и отсутствуют источники энергии (/.(г) = сога/).

о)Ооласть 0 ь г < ~ ¡Окм - холодная нейтронная звезда, причем значение радиуса, соответствующее плотности вещества /7 = 2-10* г/см\ считается внутренней границей модели

м(яс)=и/,, р{нс)=2-ю8Г/см!, ¿(/гс)=о.

в)Межд>' вышеуказанными областями находится переходная зона - Ис< г < , через которую вещество из резервуара-оболочки медленно, квазистационарно оседает на поверхность нейтронной звезды. Около поверхности нейтронной звезды происходит выделение гравитационной и ядерной энергий.

Эти предположения, в частности, позволили самосогласованно построить модель красного гиганта с массой М = 5Л/. , светимостью I. = 41750/.. и радиусом Й = 961Л., в центре которого находится нейтронная звезда с массой Л/. . = \М и температурой Т < 109 К. Для такой звезды нейтринные потери энергии оказываются малыми по сравнению со светимостью, чем и была обусловлена матая скорость оседания вещества на нейтронную звезду, равная 1.72-10"кЛГ /год.

В диссертационной работе построение модели красного гиганта со странном звездой основывается на допущениях (а) и (в), а допущение (б) меняется на (г):

г)При г = ЛЛХ и и{г) = Мс учетом основной поправки ОТО должно удовлетворяться равенство

I.,] Н = ¿а- = 4лСЛ/ис/91 ¡а, где Л/ ,-,- и Лй - масса и радиус странной звезды, в которой электронейтрализация обеспечивается позитронами, , х и -лучистый поток энергии, непрозрачность вещества и фактор красного смещения над ней соответственно. Скорость втекания вещества М будет максимально возможной при условии, что поток энергии обусловлен только

аннигиляцией электронов падающего вещества с позитронами СКМ. Отметим, что хотя за счет перехода обычных ядер в СКМ освобождается гораздо больше энергии, чем при горении водорода и гелия и аннипшяции электронов, однако эта энергия в основном не переходит в лучистый поток от поверхности странной звезды из-за очень высокого значения плазменной частоты в СКМ.

!:р:.'8:>ллтся основные уравнения, описывающие структуру такого объекта и рассматривается метод численного расчета.

В §3.5 проводится обсуждение результатов расчета и рассматриваются основные отличия от объекта Торна-Житков. Нам удалось построить модель красного гиганта с массой 5М: , светимостью 41740£. и радиусом 960/<: . В нашей модели, в отличие от ОТЖ, на поверхности странной звезды поток энергии очень велик. Для одного из возможных вариантов значения параметров - кварковой сердцевины получились равными М ,::; = 1,006Мо и

= 10.9км при М =3.4310Л\/./год.

В статической области (г > наши расчеты практически повторяют результаты [11). Различие структур выявляется только в самых глубоких слоях, непосредственно у плотной сердцевины, У ОТЖ под конвективной областью в почти изотермическом слое толщиной несколько десятков метров нал плотным ядром, находится зона лучистого переноса энергии, плотность меняется от ~ КГ1 г/см' до 10° г/см3. В этом слое находятся области горения водорода и гелия. В нашей же модели такой слой отсутствует, конвекция остается до самой поверхности странной сердцевины. Это обстоятельство коренным образом меняет энергетику объекта. В конвективной зоне изменение гравитационной энергии полностью расходуется на частичный нагрев и сжатие втекающего вещества, а остальная часть энергии на нагрев берется от энергии горения водорода и аннигиляции г г* - пар. Над поверхностью кварковой сердцевины параметры таковы: Г = 5. МО8 К, р = 4.1 г/см3, I = 1ра1Г = 1СГЛ - 6.1 • 10%.

Время существования красного гиганта с холодным ядром порядка г = Ше/М = 5-Ю7 лет, в течение которого масса плотного ядра достилает предельно возможного значения для нейтронной звезды (~2МЕ). Однако в {12] делается вывод, что ОТЖ может иметь только горячее нейтронное ядро с Г > Ю9К и по видимому, из-за огромных нейтринных потерь энергии, время жизни сократится до ~ 100 лет.

Время жизнн красного гиганта со странной звездой порядка \М ]М ~3 • 105 лет. Почти за такое же время весь водород выгорит, так что

запасы водорода достаточны и я обеспечения светимости лишь в течение ~ Ю5 лет, т.е. до коллапса центрального ядра. Отметим, что учет любого другого потока энергии от кваркового ядра уменьшит скорость оседания М и тем самым увеличит время жизни звезды.

К заключении сформулированы основные результаты диссертации:

1. Для широкого диапазона параметров модели мешка рассчитаны значения пороговой плотности возникновения странной кварковой материи, а также соответствующая этой плотности энергия связи на барион. Получены интегральные параметры странных звезд, как целиком состоящих из странной кварковой материи, так и поддерживающих кору из обычного вещества Ае -фазы. Максимальная масса странных звезд при электронной электронейтрализации странной кварковой материи достигает 2А/,, при позитронной - 2.5.Ц..

2. Детально исследованы конфигурации с массами 1.44Л/0 и 1.77А/. и гравитационным красным смешением ,?5 = 0.23, соответствующими наиболее известным наблюдательным данным. Исследование проведено хзя реалистического диапазона параметров модели мешка. Рассмотрены как голые странные звезды, так и странные звезды с корой.

3. Рассчитан дефект массы и коэффициенты гравитационной упаковки странных звезд. Исследуется вклад гравитационной и внутренней энергий в полную энергию звезды. Показано отсутствие конфигураций с отрицательным дефектом массы для рассмотренных моделей.

4. Рассчитана минимальная масса странных звезд с корой. Для рассмотренных моделей, при максимально допустимой граничной плотности коры, минимальная масса странных звезд порядка М^ ~ (0.017 -т-0.019)М. с радиусом Л(Л/т„)~(440-!-450)км. При понижении величины граничной

плотности коры до 10' т/см3, значение минимальной массы странных звезд уменьшается более чем на порядок, а радиус доходит до 600км. Обсуждается возможность набл »дательного различения странных и нейтронных звезд малых масс.

5. Исследовано остывание странных звезд при позитрон ной электронейтрализацки странной кварковсй материи. Расчеты показывают, что во всем интервале температур доминируют нейтринные потери. Получено, что при отсутствии аккреции вещества на странную звезду, зависимость температура {Г,К) - возраст ((.лет) очень слабо зависит от

массы конфигурации и имеет следующий вид - Г = 2.3-108Г1/5. Расчеты показывают, что для таких моделей эмиссия основной части электрон-позитронных пар с поверхности горячен странной звезды происходит в течение первых нескольких сот секунд жизни звезды и в зависимости от ее массы составляет 10я * 1053пар. Таким образом, эмиссия эдектрон-позитронных пар носит вспышечный характер. Поэтому, если у - вспышки евчзаны с образованием голой странной звезды, то по интегральному потоку у ~ квантов с энергией - 0.5 МэВ можно получить информацию о массе таких объектов.

6. Рассмотрены наблюдательные проявления при аккреции вещества на странную звезду, нейтрализуемую позитронами. За счет аннигиляции электронов падающего вещества с позитронами странной квартовой материи, излучаются / - кванты с энергией ~ 0.5 МэВ, по наблюдению которых могут быть выделены кандидаты в странные звезды. В критическом режиме аккреции темпердгура звезды может достигнуть 5-108К и слабо зависит от массы. Скорость критической аккреции изменяется от 5-10М. год для малых масс до 8.5 -10"'М, /год для максимальной.

7. Построена модель красного гиганта с массой 5Л/0, светимостью 41740£о и радиусом 960йэ со странной звездой в качестве ядра. Рассмотрение проведено для случая позитронной эшектронейтрализации странной кварковой материи. Проведено сравненне с объектом Торна-Житков, имеющим аналогичные интегральные параметры. Различие внутренней структуры проявляется непосредственно у плотной сердцевины. Время жизни красного гиганта со странной звездой, в которой электронейтрализация обеспечивается позитронами, оказывается порядка 105 лет, что почти в 500 раз короче, чем у объекта Торна-Житков. Если же

учесть выводы [12| о нереализашш моделей Торна-Житков с холодной сердцевиной, то время жизни окажется минимум в 10' раза больше, чем для реализуемых моделей Торна-Житков.

ЛИТЕРАТУРА

1. Амбарцумян В.А., Саакян Г.С., Вырожденный сверхплотный газ элементарных частиц, Астрон. ж.,т.37, с.193, 1960.

2. Sahakian G.S., Vartanian Yu.L., On the possible phase states of matter at exstremely high densities, Nuovo Cimento, v.30, p.82, 1963.

3. Wilt en E„ Cosmic separation of phases, Phys. Rev., v.D.30, p.272, 1984.

4. Farhi E., Jaffa R.L., Strange matter, Phys. Rev.. v.D.30. p.2379, 1984.

5. Alcock C., Farhi E., Olinto A., Strange stais, Astrophys. J., v.310. p.261, 1986.

6. Haensel P., Zdunik J.L., SchaefTer R.. Strange quark stars, Astron. Astrophys., v.160, p.121, 1986.

7. Hartle J.B., Sawyer R.F., Scalapino D.J., Nuclear matter with pion condensate. Equation of state and stars models, Astrophys. J., v.199. p.471, 1975.

8. Вартанян Ю.Л., Аджян Г.С., Алавердян Г.Б., Пионные звезды, Астрон. ж., т.61. с.677, 1984.

9. Chodos A., Jaffe R.L., Johnson К., Thorn С.В., Weisskopf V.F.. New extended model of hadrons, Phys. Rev., v.D9, p.3471, 1974.

10. Usov V.V., Bare quark matter surfaces of strange stars and e*e~ emission, Phys. Rev. Lett., v.80, p.230, 1998.

11. Thorne K.S., Zytkow A.N., Stars with degenerate neutron cores. I. Structure of equilibrium models, Astrophys, J., v.212, p.832, 1977.

12. Бисноватый-Коган Г.С., Ламзин C.A., Звезды с нейтронными ядрами. Возможность существования объектов с низкой нейтринной светимостью, Препр. ИКИ, N741, 1982.

Основные результата диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Вартанян Ю.Л., Арутюнян А.Р., Григорян А.К;, Странная кварковая материя и модели странных звезд, Астрофизика, т.37, с.499-514, 1994.

2. Алавердян Г.Б., Арутюнян А.Р., Вартанян ЮЛ., Григорян А.К., Нейтронные звезды с кварковым ядром, ДНАН РА, т.95, с.98-102, 1995.

3. Вартанян ЮЛ., Арутюнян А.Р., Григорян А.К., О странных звездах, Письма в Астрон. ж., т.21, с.136-139, 1995.

4. Вартанян Ю.Л., Григорян А.К.. Хачатрян Г.А., О дефекте массы странных звезд, Астрофизика, т.38, с.269-278, 1995.

5. Grigoryan А.К., Hajyan G.S., Vartanyan Yu.L., About observable manifestation of strange stars. Abstract in Proceedings of the 14th International conference of General Relativity and Gravitation in Florence, Italy, 1995.

6. Vartanyan Yu.L., Grigoryan A.K.. Harutyunyan A.R., Strange quark matter and superdense stars models, Abstract in Proceedings of the 14th International conferencc of General Relativity and Gravitation in Florence, Italy, 1995.

7. Аджян Г.С., Вартанян Ю.Л., Григорян A.K., Красный гигант со странной звездой в качестве ядра. Основные сходства и отличия от объектов Торна-Житков, Астрофизика, т.41, с.533-544, 1998.

8. Hajyan G.S., Vartanyan Yu.L., Grigoryan A.K.. A red giant star with a strange star as a core, Abstract in Proceeding of the 19,h Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology in Paris, France, 1998.

9. Вартанян Ю.Л., Григорян А. К., Модели странных звезд с корой. Астрофизика, т.42, с.439-448, 1999.

10. Григорян А.К., О минимальной массе странных квартовых звезд, Ученые записки ЕГУ, N1 (190), с.46-49, 1999.

11. Аджян Г.С., Вартанян Ю.Л., Григорян А.К., Странные звезды при наличии позитронов, Тезисы 10-ой Российской Гравитационной конференции, Владимир, 1999.

12. Аджян Г.С., Вартанян Ю.Л., Григорян А.К., Странные звезды и их остывание при позитронной электронейтрализации кварковой материи, Астрофизика, т.42, с.617-630, 1999.

1ЩФПФ1№Р

с

112(г1Ш1ПшйЕо йЦЬрфид t uuupopfiûiiil) ¿фирЦшфй Gjnipfig рил\1цидшд qbpfufim

шишг\Ьр[1, uijuujbu Цп^фид inwpoptiûuitj uiuinqbpf), U ûpuiûg rçfiuinrçujtjujG i)puUnpnn5ûbp(i

mum.úGuiu¡ipriip)iuú(v.

Uinuigilbi. Ьй hbmUjun hfiùOtuljmû lupnjniQßQbpQ.

1. 'nuipljfi únr^bLh щшрилЗЬшрЬрЬ imjû ифрпцр|1 hujiitup Ии^шр^фиб bü uiuupopfiGujlj ßi)ujpljujj|iO Ojrnpfi lunuijujgúuiü ¿búuijtiO (uinni^juuD uipdbpübpß, JiG¿o|bu ûujL йЫ) ршр{1пОЬй pmctfiQ QÛL|Qriri Ijmujfi tGhpttfiiuû uijri twimpjuuû rjbujßniü: Uwuigi[bl bG |iG£igbu tuiipnqgrupjuiiJp inuipopJiGuitj ßttujpljujjfiO Gjniphg puir\l|ujguió, ujjGu)bu tt Ле-фгиф ипЦпршЦшй Gjiupfig IjbrçL niGbgnrumipopfiGujt) uiuuiiibpti (îGmbqpuiL ujuipuidbinpbpQ:

2. líuiGpuil|pl)|im hbmiuqnmtlbi. Ьй гфтп^шЦшй uinuiijbi hшJшOtl u^tiJiGbp|iG Иш|3шщш1пши[иш0пг\ 1.44Л/. U 1.77.W. qmOqi[môQbpml U Zs = 0.23 дршЩплшдЬпй 1|шрй[1п 2bn.nti3ni( l|nG3>|iqnipiiigtiujübp[i:

3. Зш^фир^фий t wuipoptiGiuli uiumribpti qujG<;i|ujiSfi гф$Ы|ищ: ^buiuuqnwilbt t адииф|лшд[1пй U QbpefiG tGbpqfiuiCibptí GbprumÚQ шштф (.ПЬ'Л ШЬрфшф dbg: Ч^шрЦ^шй iînr|b|.ûbp[i hu/tîiup gnijg t uipi(uiô ршдшиш1)шО quiGq^u^h г^ЬфЬ^иф ршдш1|Ш)тр)тО[1:

4. ЗшгфирЦфиб t libriUnil mujpopfiGujl) ujumr\bpfi ûiluuquicpujQ quiG^ujôjy. МйшрЦфий t фп£р qujû(^|ujônil muipoptiGiulj U GbjinpnGiujfiG шиШ1\Ьр|1 гфшпг1ш1|шй шшррЬрш1|ОшО hQuupoii|npnipjniö[i:

5. ^buimqnuiilbL t übp4 Lnuipopfiüiuli luuwribpli ишпЬдпиЗр: Uuiuugi}bi t, пр inuipopjiGuilj шитгф Црш mLfpbghiiJjfi pujguiljujjmpjuiG rjbiqßmii jbpúujuinfi6uiG|i IjujfunuÎQ wujpfißtig 2шш pntji t 1)ш(ги(шд l|nú$fiqntpujg[iiujh qmÜQ4"J<5hg U niGfi hbwLjiui шЬирц'

6. 0(илшр4ЦЬ1 Ьй ujnqfiuipnûuijliO ¿bqnpiugnidnil inuipqp|iGujtj шишг1Ьр(1 4рш Gjntpfi ифрЬд|ииф г^ЬцЕП'.й ЬйшршЦпр .ф<лпг\шЦшй ripuUnpniúObpti: CQl|Qnq Djntp(i tlbljmpnûûbpfi U imupopfiGujli е^шрЦш^О Ojntph 4nqJiiflpnGGbp[i uiG(ih|i[jujghujj|i ¿QnphM бшпищицрфн'З bû ~ 0.5 UW tGbpqfiuijniJ f - вЦиийшОЬр, npnQg rtfiindaiG ú(igngnil Цшрпг\ bO итшйййшдфз! wujpop|iGiiil| tuuuiribph pbljGujintDbpc:

7. LiujnmgilbL t 5A/0 qшGqфul^ml, 41740Z,. tmmjuui^nipjiuiJp L 960/L ¿шти^пЦ ^pJfip hulfuj, npfi IjbGinpnGpid qinüi|ni\í t uiuipopfiGujti uiuuirui: 4iuiibi3muinipjniQ t ^шшшрЦшд й|ЗшОш1Л(ю| fiGmbgpuJi цшршйЬтрЬр niûbgnq 0npG-ct|iinljnittl opjbl)ui(i hbw: bbpßfiG l|uinnig^u<Sßfi inmppbpntpjntûQ h hujjin t qtuihu Miphlb iuGi3(i?uil|Uiö iltigm^jßntii: Sriijg t шрЦшб, np innqtMPn'ÂulhG tlbЦlлpш¿Ьqnßшgnlúnt^ 1тирор{1йшЦ шиш^п^ ЦшрСфр Ии1)шф líjmQßfi inUnr\nipjniG[i 10! uiuipfi t:

Г = 2.3 • lO'^/Lraipfi)"1'5 :