Koliko masivna može biti neutronska zvijezda?

Neutronske zvijezde nastaju iz ostataka masivnih zvijezda i dosežu gustoće kakve je teško usporediti s bilo čime poznatim na Zemlji. Novo istraživanje pokušava odrediti gornju granicu njihove mase, odnosno točku na kojoj neutronska zvijezda više ne može opstati i mora se urušiti u crnu rupu.

Gdje završava neutronska zvijezda, a počinje crna rupa?

Kada masivna zvijezda dođe do kraja života, njezina se jezgra urušava pod vlastitom gravitacijom. Ako preostala jezgra nije premasivna, urušavanje se zaustavlja u jednom od najgušćih poznatih stanja materije: nastaje neutronska zvijezda.

Ako je masa prevelika, ni takva materija više ne može izdržati pritisak gravitacije. Urušavanje se nastavlja i nastaje crna rupa.

Granica između ta dva ishoda jedno je od najvažnijih pitanja u fizici neutronskih zvijezda. Novi rad istraživača iz HUN-REN Wignerova istraživačkog centra za fiziku u Mađarskoj procjenjuje da se ta granica nalazi između 2,2 i 2,3 Sunčeve mase.

To nije vrijednost koja se može jednostavno izmjeriti. Unutrašnjost neutronske zvijezde ne možemo izravno ispitati, a tlakovi u njoj daleko nadilaze sve što je moguće proučiti u laboratoriju. Zato se fizičari oslanjaju na jednadžbu stanja, model koji opisuje kako se materija ponaša u takvim uvjetima i koliko još može odolijevati vlastitoj gravitaciji.

Dva pristupa materiji pod krajnjim tlakom

Autori su u radu koristili dva modela za opis unutrašnjosti neutronskih zvijezda. Model SFHo opisuje materiju koja se pod golemim tlakom lakše sabija. Takva zvijezda drukčije reagira na vlastitu gravitaciju i na deformacije tijekom sudara.

Model DD2 polazi od materije koja pruža veći otpor sabijanju. Takav opis češće se koristi za masivnije neutronske zvijezde, premda se oba modela mogu primijeniti na različite mase.

Ključno ograničenje dolazi iz same fizike. U modelima brzina zvuka kroz takvu materiju ne smije premašiti brzinu svjetlosti. Da bi izbjegli takav rezultat, istraživači su modele uskladili s izračunima iz perturbativne kvantne kromodinamike, poznate pod kraticom pQCD.

Drugim riječima, modeli nisu smjeli proizvesti neutronsku zvijezdu koja bi bila matematički moguća, ali fizički nemoguća.

Gravitacijski valovi i pulsari suzili su granicu

Nakon toga istraživači su modele usporedili s opažanjima. Uključili su podatke instrumenta NICER, koji proučava neutronske zvijezde preko rendgenskog zračenja pulsara. Posebno su važna opažanja vrućih područja na površinama brzo rotirajućih pulsara, jer pomažu ograničiti moguće mase i veličine tih objekata.

Zatim su modele dodatno provjerili podacima iz događaja GW170817, prve poznate detekcije spajanja dviju neutronskih zvijezda. Gravitacijski valovi iz tog sudara otkrili su koliko se neutronske zvijezde mogu izobličiti pod ekstremnom gravitacijom druge zvijezde.

Kada su oba skupa podataka uključena u izračune, SFHo i DD2 doveli su do gotovo istog rezultata. Najveća moguća masa stabilne neutronske zvijezde pala je u vrlo uzak raspon, između 2,2 i 2,3 Sunčeve mase.

Procjena veličine nije jednako čvrsta. Ovisno o početnom modelu, polumjer se donekle mijenja, ali rezultati upućuju na vrijednost od oko 12 kilometara.

Neki objekti vjerojatno nisu neutronske zvijezde

Ako je nova granica točna, nekoliko neobičnih objekata postaje teže objasniti kao neutronske zvijezde. Nalaze se u prijelaznom rasponu masa, ondje gdje se susreću najmasivnije moguće neutronske zvijezde i najlakše crne rupe.

Jedan od takvih objekata je GW190814, čija se masa procjenjuje na 2,59 Sunčevih masa. To je iznad granice koju novi modeli dopuštaju za stabilnu neutronsku zvijezdu. Kad bi GW190814 ipak bio neutronska zvijezda, model DD2 našao bi se u ozbiljnom problemu: materija u takvom objektu morala bi izdržati veću masu nego što model dopušta, a pritom ostati u skladu s ograničenjima dobivenima iz događaja GW170817.

Autori zbog toga smatraju da su GW190814 i sličan objekt HESS J1731-347 vjerojatnije crne rupe nego neutronske zvijezde.

Rad se vraća na pitanje postavljeno još 1939. godine u Tolman-Oppenheimer-Volkoffovim jednadžbama, kojima se opisuje stabilnost neutronskih zvijezda. Prema novoj procjeni, granica je vrlo uska: neutronska zvijezda može opstati nešto iznad dvije Sunčeve mase, ali iznad približno 2,3 Sunčeve mase gravitacija najvjerojatnije preuzima potpunu kontrolu.

Ivan Petričević

Ivan je novinar i autor koji piše o znanosti, svemiru i povijesti. Gostuje kao stručni sugovornik na Science Discovery i History Channelu te piše za Večernji list. Osnivač je Kozmos.hr, prvog hrvatskog portala posvećenog popularizaciji znanosti.