Era degenerisanih ostataka - odlomak iz knjige

Detalji: Kategorija: Knjižara; Datum kreiranja: ponedeljak, 13 avgust 2012 01:00; Autor Astronomski magazin

Dugoročni astrofizički procesi

Fred Adams

Prethodni deo: Kraj zvezdane evolucije

2.6 Era degenerisanih ostataka

Odlomak iz knjige
"Rizici globalnih katastrofa"

Pošto zvezde sagore i prestane formiranje zvezda, značajan deo mase obične materije naći će se u degenerisanim ostacima koji preostanu kada se završi zvezdana evolucija. Radi potpunosti, pak, treba pomenuti da će većina barionske materije opstati u obliku užarenog gasa između galaksija u velikim jatima (Nagamine i Loeb, 2004). U tom budućem dobu, inventar degenerisanih objekata obuhvatiće smeđe patuljke, bele patuljke i neutronske zvezde. Degeneracija se ovde odnosi na stanje materijala visoke gustine zarobljenog u zvezdanim ostacima. Na tako strahovitim gustinama princip isključenja u kvantnoj mehanici određuje sile pritiska koje održavaju zvezde. Na primer, kada se većina zvezda ugasi, njihovo jezgro se skuplja otprilike do prečnika Zemlje. S tom veličinom, gustina zvezdanog materijala otprilike je milion puta veća od sunčeve, a pritisak koji proizvode degenerisani elektroni sprečava zvezdu da se dalje urušava. Beli patuljci su takvi objekti i oni će sadržati najveći deo mase u nebeskim telima te epohe. Nešto dodatne mase sadržaće smeđi patuljci, a oni su u osnovi neuspele zvezde koje nikad nisu uspele da započnu reakciju fuzije vodonika, opet zbog efekta degeneracionog pritiska. Najveće zvezde, one koje na početku imaju više nego osmostruko veću masu od Sunca, na kraju svog života eksplodiraju kao supernove. Posle eksplozije zvezdana jezgra sabijaju se do gustine od oko bilijardu puta veće od sunčeve. Nebesko telo koje tad nastaje je neutronska zvezda, a ona se drži usled degeneracionog pritiska neutrona koji je sačinjavaju (na tako strahovitim gustinama, tipično nekoliko Σ 1015 g/cm3, elektroni i protoni se kombinuju i formiraju neutrone, koji čine da zvezda izgleda kao gigantsko atomsko jezgro). Pošto su samo tri ili četiri zvezde među njih hiljadu dovoljno masivne da izazovu eksploziju supernove, neutronske zvezde će biti retki objekti.

Kosmos će, tokom ove ere degeneracije, izgledati bitno drugačije nego danas. Neće biti vidljive radijacije običnih zvezda koje rasvetljavaju nebo, zagrevaju planete ili galaksijama daju bledi odsjaj kakav imaju danas. Kosmos će biti mračniji, hladniji i opustošeniji. Na ovom tamnom fonu, astronomski zanimljivi događaji odvijaće se sporo. Dok mrtve zvezde budu pratile svoje orbite, bliski susreti vodiće retkim događajima koji će primorati galaksiju da promeni sopstvenu strukturu. Neki zvezdani ostaci biće izbačeni van dosega galaksije, dok će se drugi obrušavati ka centru. Tokom narednih 1020 godina, ove interakcije izazvaće dinamičko razaranje čitave galaksije (e.g., Binney i Tremaine, 1987; Dyson, 1979).

U međuvremenu, smeđi patuljci će se sudarati i spajati, stvarajući nove zvezde male mase. Zvezdani sudari biće retki jer će galaksija biti nemilosrdno prazna. Međutim, tokom ove buduće epohe, kosmos će biti dovoljno star tako da će se neki sudari ipak desiti, a proizvodi spajanja biće često dovoljno masivni da održe fuziju vodonika. Tako nastale zvezde male mase sijaće bilionima godina. U zadatom vremenu galaksija veličine našeg Mlečnog puta imaće nekolicinu zvezda obrazovanih na ovaj netipičan način (uporedite taj broj zvezda sa oko 100 milijardi koje se danas nalaze u galaksiji).

Uz smeđe patuljke, beli patuljci će se takođe sudarati sa otprilike sličnom učestalošću. U većini slučajeva, u tim sudarima nastajaće malo veći beli patuljci. Ređe će sudari belih patuljaka proizvesti nešto masivnije od Čandrasekarovog ograničenja. Ovakvi sudari završavaće eksplozijom supernove, koja će obezbediti spektakularnu pirotehniku spram tamne pozadine buduće galaksije.

U toj budućoj eri beli patuljci će sadržati većinu običnr barionske materije. Osim toga, oni će sporo sakupljati slabo vezane delove tamne materije koji lebde oko galaksije kao ogroman raspršeni oreol. Kada budu uhvaćeni u unutrašnjosti belog patuljka, ovi delovi će se uzajamno uništavati obezbeđujući važan izvor energije kosmosu. Anihilacija čestica tamne materije i njihovih antičestica zameniće uobičajeno nuklearno sagorevanje unutar zvezda kao dominantni izvor energije. Energija proizvedena na ovaj način biće mnogo manja od one koju je proizvodilo nuklearno sagorevanje u konvencionalnim zvezdama. Beli patuljci napajani anihilacijom tamne materije proizvode količine energije merene bilijardama vati, što je otprilike uporedivo sa energijom koju Zemlja dobija od Sunca (oko 1017 W). Na kraju će ipak beli patuljci biti izbačeni iz galaksije, zalihe tamne materije će se potrošiti i ovome načinu generisanja energije mora doći kraj.

Iako životni vek protona ostaje neizvestan, elementarna fizička razmatranja ukazuju da protoni neće živeti večno. Tekući eksperimenti pokazuju da je životni vek protona duži od 1033 godina (Super-Kamiokande Collaboration, 1999), a teoretski argumenti (Adams et al., 1998; Ellis et al., 1983; Hawking et al., 1979; Page, 1980; Zeldovich, 1976) ukazuju na to da bi njegov životni vek trebalo da bude kraći od 1045 godina. Mada je ovaj dopušteni raspon na vremenskoj skali veoma velik, masa unutar belih patuljaka i ostalih degenerisanih ostataka na kraju će ispariti, pošto se raspadnu protoni i neutroni od kojih se ona sastoji. Kako se protoni raspadaju unutar belog patuljka, zvezda stvara energiju po stopi koja zavisi od životnog veka protona. Oko sredine (velikog) dopuštenog raspona na vremenskim skalama (preciznije 1037 godina), raspad protona unutar belog patuljka stvaraće približno 400 W energije – dovoljno za napajanje nekoliko sijalica. Čitava galaksija ovakvih zvezda bila bi manje sjajna od današnjeg Sunca. Proces raspadanja protona pretvara energiju mase čestica u radijaciju, tako da beli patuljci isparavaju. Kako se bude okončavao proces raspadanja protona, na možda 1040 godina od sadašnjice, iz kosmosa će nestati svi degenerisani ostaci zvezda. Ova prekretnica označava konačan kraj života kakvog ga sada poznajemo, pošto nikakav život zasnovan na ugljeniku ne može preživeti kosmičku katastrofu uzrokovanu raspadom protona. Bez obzira na to, kosmos nastavlja da postoji, a astrofizički procesi se nastavljaju i nakon ovog kraja poznate biologije.