Obere Massengrenze von Quarksternen

Es gibt zwar keine Bestätigung dafür, dass Quarksterne existieren, aber gibt es eine theoretische Grenze analog (aber anders als) die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze für Neutronensterne?

Mit anderen Worten, was ist der maximale Druck für Quark-Materie?

Die Grenze würde von der Geschmacksmischung abhängen und wäre kleiner als die für Neutronensterne.
Schätzungen für die Grenze für Neutronensterne variieren um einen Faktor von etwa zwei; Da wir noch weniger über die Zustandsgleichung für Quark-Materie wissen, würde ich erwarten, dass jede Quark-Stern-Massengrenze noch schlechter eingeschränkt ist.
@dmckee Struktur von Quarksternen 2012 in Tabelle 1 sagen, dass u, d, s-Quarksterne eine Obergrenze von 2 Sonnenmassen haben und die Grenze für Neutronensterne "gleich" ist. Hydrostatic Equilibrium of Hypothetical Quark Stars 1970 sagt, dass die Grenze für Quarksterne (auch u, d, s) "viel geringer" ist als für Neutronensterne. Also bin ich verwirrt. Ich würde denken, dass die neuere Referenz korrekter ist, aber ich verstehe nicht, warum das Limit für beide gleich sein sollte. Und die neuere Referenz besagt, dass Quarksterne in Tabelle 1 nicht an die Schwerkraft gebunden sind.
Dave, ich bin kein Experte auf diesem Gebiet und werde Ihren Link mit Interesse lesen. Mein Kommentar war ziemlich naiv und ging im Grunde davon aus, dass das entartete Neutronengleichgewicht a ähnlich war u , d Gleichgewicht, aber vielleicht etwas niedriger (bei niedrigem Impuls ist der Inhalt aller schwereren Quarks ziemlich klein, also wahrscheinlich ähnliches Denken wie in der Arbeit von 1970); und dass ein höherer Gehalt an schweren Quarks dichter wäre, könnte die Dinge nur kompakter machen. Das heißt, ich habe die Probleme des elektrischen Felds vernachlässigt, über die in der Zusammenfassung von 2012 gesprochen wird.

Antworten (1)

Die obere Massengrenze für einen Quarkstern hängt von Ihren Annahmen ab und liegt zwischen 1 und 2 Sonnenmassen (vgl. diese Arbeit (arXiv-Link) von 2001). Es scheint mir, dass der Grund für die Ähnlichkeit mit dem Massenbereich von Neutronensternen darin besteht, dass beide kompakten Objekte die TOV-Gleichung erfüllen .

d p d r = − G r 2 [ ρ + p c 2 ] [ M + 4 π r 2 p c 2 ] [ 1 − 2 G M r c 2 ] − 1
aber mit anderen Zustandsgleichungen.

Für den Quarkstern ist gemäß dem oben erwähnten Papier der Druck definiert als

p ( μ ) = N f μ 4 4 π 2 [ 1 − 2 a s π − ( G + N f ln ⁡ a s π + ( 11 − 2 3 N f ) ln ⁡ Λ ¯ μ ) a s 2 π 2 ]
wo G ≃ 10.4 − 0,536 N f + N f ln ⁡ N f , a s die starke Kopplung , N f die Anzahl der Geschmacksrichtungen (oft als 3 angenommen), μ das chemische Potential und Λ ¯ der Renormalisierungs-Subtraktionspunkt (mein Verständnis dieses Begriffs ist minimal, aber er scheint die Größe der Masse-Radius-Beziehung zu ändern, aber nicht die Form ).

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