 |
Ten artykuł wymaga dopracowania zgodnie z zaleceniami edycyjnymi. Dokładniejsze informacje o tym, co należy poprawić, być może znajdują się na stronie dyskusji tego artykułu w sekcji Dopracować Po wyeliminowaniu wskazanych powyżej niedoskonałości prosimy usunąć szablon {{Dopracować}} z kodu tego artykułu. |
Gwiazda dziwna lub gwiazda kwarkowa jest to hipotetyczny typ gwiazdy zbudowanej z materii dziwnej. Istnienie takiej ultragęstej materii jest spekulowane wewnątrz bardzo masywnych gwiazd neutronowych. Modele teoretyczne sugerują, że gdy materia jądrowa w gwieździe (neutrinium - materia jądrowa w równowadze ze względu na słaby rozpad β) znajduje się pod wpływem dostatecznie dużego ciśnienia pochodzącego od grawitacji gwiazdy, zachodzi w niej proces dezintegracji nukleonów do materii kwarkowej. Gwiazda kwarkowa jest układem zawierającym plazmę kwarkową w równowadze ze względu na rozpad β (podobnie jak rozpad neutronów w gwieździe neutronowej), w skład której wchodzą kwarki (u,d,s) i gluony. Obecność gluonów opisuje stała B (nazywana stałą worka) oraz zmiana masy kwarków (masa efektywna). W chromodynamice (QCD) kwarki zyskują w plazmie kwarkowo-gluonowej znaczne masy (mu*=md* ~ 330 MeV/c², ms* ~ 450 MeV/c² (masy konstytuentne)). Swobodne kwarki gdy są ekstremalnie blisko siebie (swoboda asymptotyczna) posiadają niewielkie masy ((mu*=md* ~ 7 MeV/c², ms* ~ 150 MeV/c² (masy bieżące)). Stała worka ma sens gęstości energii próżni (tak jak stała kosmologiczna) w plazmie kwarkowej. Nie jest ona dobrze znana, rachunki na sieci w chromodynamice kwantowej (QCD) sugerują, że B-1/4~ 180 MeV. Mniejsza wartość B niż B-1/4~ 155 MeV oznacza, że materia dziwna może być stabilniejsza, niż materia jądrowa. Mogłyby istnieć wtedy stabilne, dowolnie małe gwiazdy kwarkowe czy stabilne krople dziwnej materii kwarkowej. Takie krople nazwano dziwadełkami i mogłyby być one składnikami materii dziwnej. Z zetknięciem z nimi normalna materia jądrowa zamieniałaby się na materię dziwną.
Stan plazmy kwarkowej jest hipotetycznym stanem materii mogącym występować jednak w ekstremalnych gęstościach i temperaturach (np. we wnętrzu gwiazd neutronowych), gdy B-1/4 > 155 MeV. Obecnie przeprowadza się eksperymentalnie badanie tej fazy (rozpraszanie ciężkich jonów). Gwiazdę kwarkową interpretować można jako ogromną cząstkę elementarną zbudowaną z około 1057 kwarków (w nukleonie np. w neutronie jest ich trzy).
Gwiazdy kwarkowe mogą być gęstsze niż gwiazdy neutronowe, ich rozmiar może być między 5-10 km (10-14 km dla gwiazdy neutronowej). Gwiazdy kwarkowe mogą być więc bardzo zwartymi obiektami stanowiącymi stan pośredni pomiędzy czarną dziurą a gwiazdą neutronową. Istnieją jednak sugestie, że dwa obserwowane obiekty RX J185635-3754 i 3C58 mogą być gwiazdami kwarkowymi. Obserwacje wskazują, iż są to znacznie mniejsze i zimniejsze obiekty niż gwiazdy neutronowe. Obserwacje te nie są do końca potwierdzone i są przedmiotem krytyki.
Gwiazdy kwarkowe, w przeciwieństwie do wszystkich innych znanych ciał o tak dużej masie (w tym gwiazd neutronowych), nie rozpadłyby się, gdyby zniknęła grawitacja[1].