Zvezde su najvažniji astrofizički objekti u našem svemiru. Bez zvezda ne bi postojali uslovi za razvoj životnih oblika nalik našem. Naša zvezda Sunce nas snabdeva svom potrebnom energijom. Svi izvori energije na planeti Zemlji, uključujući fosilna goriva (nafta, ugalj, gas), energije vetra, reka, plima i oseka su u biti samo konzervisana ili konvertovana energija Sunca.

AM 1 web dragged 1

 Sunce. Snimak načinjen solarnim, optičkim teleskopom Hinode, NASA

Članak iz časopisa
Astronomski magazin od 2011

A čemu Sunce duguje svoju energiju? U prvom redu gravitaciji. Gravitacija je privlačna sila čija je tendencija da sažme i okupi razređeni kosmički materijal. Tako razređeni gas koji se uglavnom sastoji od vodonika prvo postaje proto-zvezda ili zvezda u nastajanju. Kako gustina proto-zvezde raste, tako raste i njena temperatura. U jednom trenutku, kada temperatura premaši desetak miliona stepeni celzijusa, svi uslovi za početak termonuklearne reakcije su ispunjeni. Atomi vodonika se spajaju u jezgra helijuma u procesu poznatom kao fuzija.

AM 1 web dragged 2

Fuzija je vrlo efikasan proces konverzije mase u energiju, koji za posledicu ima oslobađanje velike količine energije u kratkom vremenskom intervalu. Drugim rečima, termonuklearne reakcije su u svojoj prirodi snažne eksplozije koje imaju tendenciju da razbiju zvezdu. Dok postoji dinamička ravnoteža između termonuklearnih reakcija i gravitacije koja teži da dalje sabije zvezdu, imamo tzv. zvezde glavnog niza. Naše Sunce, kao i većina zvezda koje vidimo na noćnom nebu, su zvezde glavnog niza. One mogu da postoje u ravnoteži od nekoliko miliona do nekoliko milijardi godina, zavisno od njihove mase. Međutim, kada se jednom zalihe vodonika potroše, fuzija vodonika u helijum prestaje, i balans sa gravitacijom je narušen. Gravitacioni kolaps se nastavlja i zvezda postaje još gušća i toplija. U jednom trenutku, temperatura postaje dovoljna da podrži fuziju helijuma u ugljenik. Kolaps je opet prekinut, i zvezda je u ravnoteži sve dok traju zalihe helijuma. Tako se jedna za drugom smenjuju fuzije sve težih elementa dok se ne stigne do gvožđa. Fuzija gvožđa u teže elemente ne može da se odigra spontano. Na tom nivou, svo termonuklearno gorivo je potrošeno i fuzija više ne može da igra nikakvu ulogu u evoluciji zvezde. Gravitacioni kolaps sabija materiju do novih ekstremnih gustina.

Sve do ovog trenutka, materija se u zvezdi nalazi u svom normalnom atomskom obliku. Jezgro atoma sadrži protone i neutrone, a elektroni kruže oko jezgra. Kada gustina i pritisak postanu toliko veliki da svi elektroni moraju da popadaju u atomsko jezgro, dolazi do reakcije u kojoj protoni i elektroni grade neutrone, koji sa preostalim neutronima iz jezgra čine zvezdu sastavljenu isključivo od neutrona. Takva zvezda ima svoje prirodno ime – neutronska zvezda. Neutronska zvezda nema aktivnih izvora energije jer su termonuklearne reakcije ugašene, međutim Fermijev pritisak, koji ne dozvoljava neutronima da previše priđu jedan drugome, može da uspostavi balans sa gravitacijom.

Međutim šta se dešava sa zvezdama koje su toliko masivne da ih gravitacija može sabiti do gustina gde više ni Fermijev pritisak neutrona ne može da uspostavi ravnotežu sa gravitaci- jom? Tu fizika elementarnih čestica dolazi u pomoć. Neutroni se sastoje od elementarnih čestica koje nazivamo kvarkovima. Postoji šest vrsta kvarkova, i najčešće se obeležavaju slovima u, d, s, c, b, t. Neutron je kombinacija koja se sastoji od jednog “u” i dva “d” kvarka. Na ogromnim pritiscima, neutroni više ne mogu biti razlikovani kao individualne čestice i dolazi do faznog prelaza u kome materija prelazi u tzv. kvarkovsko stanje. U tom stanju ne postoje individualni neutroni, već samo more slobodnih kvarkova. Precizni proračuni daju indikacije da kvarkovska materija koja se sastoji od u, d, i s kvarkova može da pruži protivtežu gravitaciji zbog novonastalog kvarkovskog Fermijevog pritiska.

Do nedavno se mislilo da između kvark-zvezda i crnih rupa ne postoje interesantni objekti. Svaki objekat masivniji od stabilne kvark-zvezde ne može da izdrži gravitaciju i nepovratno kolapsira u crnu rupu. Ispostavlja se, međutim, da imamo još dosta toga da naučimo o evoluciji zvezda. Gravitacioni kolaps, gde materija dostiže sve veće gustine i pritiske, može se razumeti kao inverzni Big Bang. Posle Big Benga, univerzum koji je startovao iz stanja praktično beskonačne gustine (i nulte zapremine) počinje da se širi i razređuje.

U gravitacionom kolapsu, prilazi se Big Bengu proizvoljno blizu i dostižu se stanja koja su postojala samo delić sekunde posle Big Benga. Pri gustinama većim od 10^25 kg/m^3 (poređenja radi, gustina jezgra Sunca je samo 100 000 kg/m^3) dolazi do još jednog vrlo važnog faznog prelaza koji se naziva elektroslabi fazni prelaz. Na tim gustinama i energijama elektromagnetne i slabe nuklearne interakcije se ujedinjuju u jedinstvenu silu pod imenom elektroslaba sila.

AM 1 web dragged 4
Elektroslaba zvezda

Fazni prelaz uvek sa sobom donosi važne promene u strukturi materije. Elektroslabi fazni prelaz je važan iz mnogo razloga, a za evoluciju zvezda najvažniji su elektroslabi procesi koji dovode do narušavanja očuvanja barionskog naboja. Na niskim energijama barionski broj je savršeno očuvan, što za posledicu ima stabilnost protona i neutrona. Kako smo svi mi izgrađeni od protona i neutrona, njihova stabilnost omogućuje naše nesmetano postojanje. Međutim, na energijama višim od elektroslabih, barionski naboj nije više očuvan i kvarkovi od kojih su protoni i neutroni izgrađeni mogu da se konvertuju u leptone, u prvom redu elektrone i neutrina. Ova činjenica igra vrlo važnu ulogu u evoluciji zvezda pri gustinama većim od elektroslabih. U ovom kontekstu, kvark- zvezda je samo veliki rezervoar kvarkova koji mogu da posluže kao gorivo, tj. izvor energije. Kako su kvarkovi mnogo teži od neutrina, raspad kvarkova oslobađa neutrina vrlo visoke energije. Oslobođena neutrina se kreću skoro brzinom svetlosti i ponašaju se skoro isto kao fotoni u Suncu, tj. kao zračenje visoke energije. To znači da elektroslabe reakcije mogu da zamene davno ugašene termonuklearne reakcije i obezbede stabilnost zvezde.

AM 1 web dragged 3

Dr Dejan Stojkovic je profesor na Univerzitetu SUNY, Buffalo, US i jedan je od najuspešnijih srpskih naučnika srednje generacije u svetu.

Postojanje elektroslabih zvezda je predviđeno u radu Dejana Stojkovića, De Chang Dai-a (SUNY at Buffalo), Arthur Lue-a (MIT) i Glenn Starkman-a (Case Western Uni- versity) pod nazivom “Electroweak stars: how nature may capitalize on the standard model’s ultimate fuel”. U tom radu je pronađeno specijalno rešenje Ajnštajnovih jednačina za gravitacioni kolaps koje opisuje objekte čija je centralna gustina veća od elektroslabe gustine, a samo rešenje nije singularno, tj. ne predstavlja crnu rupu. Ispostavlja se da su zvezde tog tipa vrlo komplikovane. Jezgro zvezde je vrlo malo i vrlo masivno, tako da je njegova gustina blizu gustine crne rupe. Jezgro elektroslabe zvezde je njen motor, to je oblast gde su temperatura i gustina veće od elektroslabog faznog prelaza, i gde se vrši konverzija kvarkova u leptone. Ekstremni uslovi u takvoj zvezdi najbolje su ilustrovani dimenzijama: jezgro je veliko tek nekoliko santimetara dok je cela zvezda prečnika nekoliko kilometara (poređenja radi prečnik Sunca je 1 400 000 km). Ogromna energija u vidu neutrina se oslobađa u jezgru, ali neutrina gube energiju pokušavajući da napuste zvezdu boreći se sa ekstremno jakim gravitacionim poljem (ovaj fenomen je poznat kao gravitacioni crveni pomak). Druga važna činjenica je da neutrino koji inače ima vrlo slabe interakcije sa okolnim materijalom, na ovako viskim energijama bitno pojačava svoje interakcije i ponaša se skoro isto kao i elektron (što i jeste smisao elektroslabog ujedinjenja sila), što znači da ne može lako da pobegne iz zvezde. Ogromna gravitacija i jake interakcije glavnih nosioca energije - neutrina - imaju za posledicu dosta dug život elektroslabih zvezda. Bez ovih efekata elektroslaba faza u životu zvezde bi trajala samo delić sekunde, i zbog ogromne količine oslobođene energije u centru bila bi više nalik eksploziji nego stabilnom sagorevanju. Ali sa efektima gravitacije i jakim interakcijama neutrina, proračun pokazuje da zvezdi treba oko deset miliona godina da potroši svoje kvarkovsko gorivo. A deset miliona godina se već poredi sa životnom vekom nekih zvezda glavnog niza. Neke zvezde koje vidimo na tamnom noćnom nebu mogle bi biti elektroslabe zvezde.

Struktura elektroslabe zvezde je prikazana na slici. U centru je jezgro gde se odigravaju elektroslabe reakcije u kojima se uništavaju kvarkovi, a oslobađaju neutrina vrlo visokih energija. Neutrinosfera označava radijus unutar zvezde sa koga neutrino može slobodno da napusti zvezdu (unutar tog radijusa neutrina su praktično zarobljena). Neutrinosfera ne postoji kod običnih zvezda jer kod njih neutrino može da napusti zvezdu bez obzira gde se nalazi. Fotosfera je radijus sa koga fotoni (svetlost) mogu slobodno da napuste zvezdu. To je ujedno i efektivni radijus same zvezde. Elektroslaba zvezda emituje veći deo svoje energije preko neutrina, ali neutrino je mnogo teže detektovati detektorima na Zemlji. Fotoni čine manji deo energetskog bilansa ove zvezde ali ih je mnogo lakše videti, većina njih je u vidljivom delu spektra.

Elektroslabe zvezde očigledno otvaraju novo poglavlje u evoluciji zvezda, ostaje samo da astronomske opservacije potvrde postojanje ove nove klase zvezda.


Dodaj komentar