Гіпотеза кваркових зір

Відомо, що після вибуху наднової від неї залишається або чорна діра, або ж надзвичайно щільна нейтронна зоря. Однак нещодавні розрахунки показують, що можливий і третій варіант – «кваркова зоря», котра щільніша за нейтронну, проте ще недостатньо щільна, щоб перетворитись у чорну діру. Вважається, що такі зорі займають проміжне положення між нейтронними зорями та чорними дірами.

Кваркова зоря – гіпотетичне астрономічне тіло, що складається з так званої «кваркової матерії»

Порівняння будови звичайної нейтронної зорі (ліворуч) та кваркової зорі (праворуч)

 

Оскільки «кваркова матерія» щільніша за нейтронну, то кваркові зорі мають бути компактнішими за нейтронні. Так, найменша з відомих нейтронних зір має діаметр 17 км, а кваркова такої ж маси може може виявитись ще меншою.

Розміри нейтронної зорі та кваркової зорі у порівнянні з Великим Каньйоном

 

Поки не ясно, чи є перехід речовини в кварковий стан зворотним. Не відомо, чи перейде кваркова матерія в нейтронну при зменшенні тиску.

Станом на 2010 рік існування кваркових зір вважається недоведеним. Існують окремі теорії переродження нейтронних зір у кваркові. Відбір пульсарів у кандидати відбувається на основі аналізу його періоду на предмет можливого перевищення межі швидкості обертання нейтронної зорі. Так, кварковою зорею вважається пульсар XTE J1739-285. Маса таких об’єктів повинна бути близькою до верхньої межі мас нейтронних зір і знаходитись у межах 2 – 2,5 маси Сонця. Наступні об’єкти вважаються кварковими:

- RX J1856.5-3754. Цей об’єкт був відкритий як нейтронна зоря, що знаходиться на відстані 150 св. р. Але в 2002 році Дж. Дрейк за допомогою уточнених даних, отриманих телескопом «Чандра», припустив, що тіло може бути кварковою зорею з радіусом 3,8 – 8,2 км, що віддалена приблизно на 400 св. р.
- Вчені з канадського університету Калгарі вважають, що залишок наднової SN 2006 gy, (18 вересня 2006 р.) можливо є кварковою зорею.
- Релятивістські об’єкти на місці наднових SN 2005 gj та SN 2005 ap.