Jednom kada zvijezda dođe do kraja svog životnog ciklusa, postoji mogućnost da se ona pretvori u novu zvijezdu izgrađenu samo od neutrona.
Zvijezde ne mogu trajati vječno. Svaka od njih, pa tako i naša, ima svoj životni ciklus na kraju kojeg se može desiti nekoliko stvari ovisno o početnoj masi zvijezde, odnosno o masi ostatka zvijezde nakon što ona potroši svoje gorivo. Ako ta masa bude unutar određenih parametara, zvijezda će se pretvoriti u ono što zovemo neutronskom zvijezdom, odnosno zvijezdom koja nije izgrađena od cijelih atoma materije, već isključivo od subatomskih čestica koje zovemo neutronima (koji inače uz protone i elektrone tvore atome). No krenimo od početka – nuklearne fuzije.
Životni vijek zvijezde
Jezgra svake zvijezde mjesto je gdje se svake sekunde događa nuklearna reakcija koju zovemo fuzijom. Kao što i samo ime nagovještava, radi se o procesu spajanja: lakši atomi vodika spajaju se u teže atome helija, te u tom procesu nastaje točno određena količina energije koju predviđa Einsteinova poznata jednadžba E=mc2. (Uz helij i energiju u procesu nastaju i neke druge sporedne čestice, poput neutrina, no zanemarimo to sada zbog jednostavnosti.) Ta energija onda isijava u svemir i čini zvijezdu onime što jest, ali se u isto vrijeme i suprotstavlja gravitacijskom urušavanju zvijezde zbog njene velike mase.
Tako izgleda život jedne zvijezde, no kao što je navedeno, to je proces koji ne traje vječno. U jednom trenutku zvijezdi će ponestati „goriva“, odnosno vodika koji može koristiti za fuziju, i ona će prestati proizvoditi energiju, pa se konačno i urušiti sama u sebe jer se više neće moći odupirati vlastitom gravitacijskom pritisku. Stručnije rečeno, zvijezda će izgubiti svoju hidrostatsku ravnotežu. Kada će se to dogoditi ovisi o masi zvijezde: teže zvijezde mogu „izgorjeti“ već kroz nekoliko milijardi godina, no one vrlo male mase mogu potrajati i do nekoliko bilijuna godina (tj. toliko bi potrajale kada bi svemir doživio toliki vijek, što se vjerojatno neće dogoditi). Naše Sunce iznimno je prosječno po tom pitanju. Ono će doživjeti ukupno oko 10 milijardi godina i trenutno je negdje na polovici tog perioda.
Pitanje mase
Kako zvijezda troši vodik, postepeno joj se smanjuje masa te, jednom kad ostane vez vodika, masa koja preostane odlučuje o zvijezdinoj sudbini. Kroz 20. stoljeće razvili smo prilično preciznu klasifikaciju događaja do kojih može doći u ovom trenutku.
Ako je preostala masa manja od 1,4 solarnih masa (Chandrasekharova granica), neće se ništa previše spektakularno desiti. Nakon gašenja nuklearnih reakcija, vanjski slojevi zvijezde, odnosno ono što je od njih ostalo početi će se širiti i hladiti. Zvijezda onda prvo postaje ono što zbog njene tadašnje boje zovemo crvenim divom, a kako se s vremenom zvijezdin omotač sve više širi, on se pretvara u planetarnu maglicu. Jednom kad se pak on u potpunosti rasprši u svemir, od zvijezde ostane jedino njena jezgra, sada sastavljena od degeneriranog plina, i taj ostatak zovemo bijelim patuljkom.
Međutim, ono što nas ovdje više zanima je slučaj kada preostala masa zvijezde nadmašuje Chandrasekharovu granicu i kada ona iznosi između 1,4 i otprilike 2 solarne mase. Naime, ako je početna zvijezda imala dovoljno veliku masu, na kraju njenog života u jezgri se pokreće novi nuklearni proces u kojem dolazi do spajanja helija (koji je ranije nastao iz spajanja vodika) u još teži element—ugljik. U jednom trenutku, jezgra postaje dovoljno teška da se uruši sama u sebe, a vanjski slojevi prvo iznimno brzo kolabiraju prema jezgri, te onda i eksplodiraju. Tu eksploziju nazivamo supernovom, a ogoljena jezgra koja preostane upravo je neutronska zvijezda. Razlog zašto ona nastaje taj je što jaka gravitacija jezgre zdrobi protone i elektrone i u završnom tijelu ostanu samo nezavisni neutroni. Da bi to tijelo bilo u navedenom rasponu od 1,4 do 2 solarnih masa, početna zvijezda mora imati masu otprilike 8 puta veću od Sunca. (Zadan raspon nije nužno vrlo striktan—postoji područje preklapanja između težih bijelih patuljaka i lakših neutronskih zvijezda, kao i težih neontronskih zvijezda i lakših crnih rupa.)
Kod većih zvijezda koje su imale i veću početnu masu, formiranje težih elemenata ne staje s ugljikom, nego se iz njega krenu formirati još teži elementi, poput kisika, neona i na kraju željeza. Tim putem masa jezgre može narasti i do više od 2 solarne mase, tj. može preći Tolman-Oppenheimer-Volkoffovu granicu, te onda kolabiranje jezgre bude još masivnije i od nje ne ostane neutronska zvijezda već crna rupa. U tom slučaju, veća masa jezgre uzrokuje i žešće gravitacijsko urušavanje koje bude sposobno nadvladati sile koje djeluju između neutrona (kombinacija neutronskog degerativnog pritiska i jake nuklearne sile).
Karakteristike neutronskih zvijezda
Neutronske zvijezde zapravo su ostaci zvijezda, dakle, koji nastaju iz gravitacijskog urušavanja jezgara koje su dovoljne mase da do urušavanja uopće dođe, tj. da zvijezda ne ostane bijeli patuljak, no ipak nedovoljne mase da se urušavanjem nadvlada međuneutronska sila i nastane crna rupa. Neutronske su zvijezde zbog toga vrlo kompaktne i guste. Pričamo o masi duplo većoj od Sunca naguranoj u kuglu promjera ne više od nekoliko desetaka kilometara. Gustoća koju iz toga dobijemo neizmjerno je veća od gustoće Sunca, skoro pa 100 bilijuna puta veća. Isto tako, temperatura na površini neutronske zvijezde iznosi i do 60 000 kelvina, dok je na površini Sunca ona oko relativno malih 6000 kelvina.
U našoj galaksiji prema našim nagađanjima postoji oko 100 milijuna neutronskih zvijezda, a ta brojka dobivena je kroz standardni model galaktičke evolucije. Zbog toga što su vrlo male, one na nebu nisu vidljive golim okom, već samo kroz teleskope. Uz to, zbog malih dimenzija ali značajne mase, puno ćemo ih češće primijetiti ne direktnom opservacijom već njihovim gravitacijskim djelovanjem na pozadinsku svjetlost, odnosno njihovim efektom gravitacijske leće.
Na posljetku, one se često rotiraju i mogu postojati u nekoliko raznih oblika. Uz „standardne“ neutronske zvijezde, tu su u prvom redu pulsari, kod kojih se na polovima nakuplja jako puno elektromagnetske radijacije i koji iz naše perspektive zbog svoje rotacije „pulsiraju“, tj. ta radijacija bude čas okrenuta prema nama čas okrenuta od nas. Ako se pulsar rotira više od jednom u 10 milisekundi, onda se radi o milisekundnom pulsaru, a ako je u paru s drugim pulsarom, to je onda dvostruki pulsar. Ako pak neutronska zvijezda ima iznimno jako magnetsko polje, onda pričamo o magnetaru, te uz sve to postoji i šansa da se ona spaja s nekom drugom neutronskom zvijezdom, što je jedan od značajnih izvora gravitacijskih valova, slično kao spajanje crnih rupa.
Pridružite se raspravi u našoj Telegram grupi. KOZMOS Telegram
Izvori:
„Notable neutron stars“. Go Astronomy. https://www.go-astronomy.com/neutron-stars.php (6.8.2022.).
Miller, James. „10 Interesting Facts about Neutron Stars“. Astronomy Trek, 2017. https://www.astronomytrek.com/10-interesting-facts-about-neutron-stars/ (6.8.2022.).
„Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit“. Academic.com. https://en-academic.com/dic.nsf/enwiki/11859606 (6.8.2022.).
„zvijezda“. Hrvatska enciklopedija, 2021. https://enciklopedija.hr/natuknica.aspx?ID=67551 (6.8.2022.).
Zaljubljenik u astronomiju od malih nogu. Diplomirani anglist. U slobodno vrijeme vjerojatno s frendovima u obližnjem kafiću. U paralelnom svemiru sam nešto od sljedećeg: pomorac, fizičar, astronaut, pisac, željezničar.
