Przejdź do głównej treści

Widok zawartości stron Widok zawartości stron

Nawigacja okruszkowa Nawigacja okruszkowa

Nawigacja Nawigacja

Widok zawartości stron Widok zawartości stron

Widok zawartości stron Widok zawartości stron

Jak odróżnić gwiazdy neutronowe od gwiazd kwarkowych?

Jak odróżnić gwiazdy neutronowe od gwiazd kwarkowych?

Natura materii najgęstszych gwiazd, zaobserwowanych pierwotnie jako pulsary radiowe, stanowi frustrujący problem dla astrofizyków. Przewidywania teoretyczne dopuszczają dwie możliwości: obiekty te mogą być gwiazdami neutronowymi albo gwiazdami kwarkowymi. Obserwacyjne rozróżnienie tych gwiazd wydawało się dotąd niemożliwe. Jednak fizycy z Instytutu Fizyki Teoretycznej Uniwersytetu Jagiellońskiego i z Politechniki Krakowskiej znaleźli właśnie nowe własności gwiazd kwarkowych pozwalające na odróżnienie ich od gwiazd neutronowych.

Odkrycie pulsara radiowego w 1967 r. przez Jocelyn Bell, doktorantkę Uniwersytetu w Cambridge, otworzyło nowy rozdział astrofizyki. Pulsary szybko zidentyfikowano jako wirujące gwiazdy neutronowe, obiekty których istnienie fizycy przewidzieli już w latach 30-tych XX wieku gdy odkryto neutron i poznano budowę jąder atomowych. W skrócie, gwiazdy neutronowe są gigantycznymi jądrami atomowymi złożonymi z neutronów z małą domieszką protonów. W gwiazdach tych neutrony wypełniają całą przestrzeń. Jest to najbardziej zagęszczony stan materii we wszechświecie. Gwiazda neutronowa, która zawiera tyle materii, co Słońce jest kulą o średnicy ok. 25 km (średnica Słońca wynosi 1.5 mln km). Zatem objętość tej gwiazdy jest ponad 200 bilionów razy mniejsza niż Słońca a gęstość masy o taki czynnik większa. Jeden mililitr (1 cm³) tej substancji ważyłby na Ziemi 280 milionów ton.

Potwierdzenie istnienia gwiazd neutronowych było zwieńczeniem teorii ewolucji gwiazd rozwijanej przez astrofizyków w XX wieku. Pokazuje ona, że gwiazdy powoli acz nieuchronnie zmieniają się w miarę postępu procesów syntezy termojądrowej zwiększając gęstość materii w swych rdzeniach. Końcowym momentem ewolucji szerokiej klasy gwiazd są gwiazdy neutronowe o ekstremalnej gęstości we wszechświecie.

Zrozumienie ewolucji gwiazd było wielkim sukcesem fizyki jądrowej. W latach 70-tych i 80-tych XX w. nastąpił szybki rozwój badań fizyki cząstek elementarnych, który zaowocował teorią budowy neutronów, protonów i innych hadronów z bardziej elementarnych składników zwanych kwarkami. Odkryto sześć rodzajów kwarków spośród których trzy, oznaczane symbolami u, d, s mają znaczenie w astrofizyce. Jednak ugruntowanie modelu kwarków i opartej na nich teorii silnych oddziaływań, zwanej chromodynamiką kwantową, wymagało czasu. Własności kwarków bardzo odbiegały od wyobrażeń badaczy. Posiadają one bowiem ułamkowe ładunki: 2/3 (kwark u) i -1/3 (kwark d) ładunku elementarnego oraz podlegają uwięzieniu. To oznacza, że zawsze występują w trójkach. Proton zbudowany jest z trzech kwarków uud a neutron z kwarków udd

Kwarkowa struktura neutronów nie ma wpływu na astrofizyczne własności gwiazd neutronowych. Może ona ujawniać się w centralnej, najbardziej wewnętrznej części gwiazdy, gdzie neutrony są najsilniej ściśnięte przez siły grawitacji. W tym obszarze materia kwarkowa złożona z dwóch rodzajów kwarków u i d jest zapewne opisem bliższym rzeczywistości. Nie ma jednak żadnego sposobu by "zajrzeć" do wnętrza gwiazdy neutronowej i potwierdzić tę możliwość. Ten pogląd na rolę kwarków w astrofizyce gwiazd neutronowych uległ zasadniczej zmianie z chwilą pojawienia się hipotezy "dziwnej materii kwarkowej". Amerykański fizyk E. Witten w 1984 r. zwrócił uwagę na to, że teoria kwarków dopuszcza istnienie materii silniej związanej niż ta tworząca jądra atomowe, złożonej z trzech rodzajów kwarków: u, d, s. Ze względu na obecność kwarku s, zwanego kwarkiem dziwnym (od angielskiego słowa strangeness - dziwność) ta hipotetyczna materia jest nazywana dziwną materią kwarkową (Strange Quark Matter - SQM). Najważniejszą cechą SQM o kluczowym znaczeniu astrofizycznym jest zerowe ciśnienie w stanie podstawowym - materia jest związana. Zachowuje się podobnie do kropli wody, która w stanie nieważkości nie rozpływa się tylko utrzymuje swój kształt (widok znany ze stacji kosmicznej). Podobna ilość gazu rozpłynie się po całej objętości. Gęstość masy SQM jest 4.0x10¹⁴ (400 bilionów) razy większa od gęstości wody (1 g/cm³).

Gwiazdy takie jak Słońce są zbudowane z gazu, który utrzymywany jest przez wzajemne przyciąganie grawitacyjne cząsteczek gazu. Podobnie jest z gwiazdami neutronowymi. W obu przypadkach przy braku grawitacji materia je tworząca rozpłynęłaby się w przestrzeni. Sytuacja jest odmienna dla dziwnych gwiazd kwarkowych. Obiekty te byłyby stabilne nawet przy braku grawitacji gdyż są związane przez siły pomiędzy kwarkami (zwane siłami chromodynamicznymi). Natura fizyczna gwiazd neutronowych i gwiazd kwarkowych jest inna (na rysunku pokazane są schematycznie oba rodzaje gwiazd). Jednak ich własności astrofizyczne są podobne. Także i rozmiary gwiazd o tej samej masie są podobne: gwiazdy kwarkowe są nieco mniejsze (średnica ok. 20 km) niż gwiazdy neutronowe (24 km). Tak niewielkie różnice są niemożliwe do wykrycia przy pomocy obecnej aparatury obserwacyjnej.

Niemożliwość rozstrzygnięcia natury obserwowanych gwiazd była powodem frustracji astrofizyków przez długi czas. Najnowsze badania prof. M. Kutschery i mgr. T. Kędziorka z Instytutu Fizyki Teoretycznej UJ wraz ze współpracownikami z Politechniki Krakowskiej, dr. hab. Ł. Bratkiem, dr. hab. J. Jałochą i dr. hab. S. Kubisem, przedstawione w artykule opublikowanym w The Astrophysical Journal pokazują jednak, że gwiazdy kwarkowe mają własności dotąd nieodkryte, które dają szansę odróżnienia ich od gwiazd neutronowych. Gwiazdy obu typów zachowują się bowiem inaczej w układach podwójnych.

W naszej Galaktyce około 80% gwiazd znajduje się w układach podwójnych, krążąc wzajemnie wokół siebie. Szczególne znaczenie mają ciasne układy podwójne, w których obie gwiazdy są blisko siebie. Znane są takie układy dwóch gwiazd zwartych, wśród nich są podwójne pulsary, w których odległości obu składników są niewielkie. W tych ciasnych układach gwiazdy silnie wzajemnie oddziałują pobudzając swoje wewnętrzne oscylacje. Okazuje się że radialne oscylacje gwiazd kwarkowych różnią się zdecydowanie od oscylacji gwiazd neutronowych. Te ostatnie zanikają, powoli dyssypując energię, nie wpływając istotnie na ewolucję układu podwójnego. Sytuacja jest dramatycznie inna dla gwiazd kwarkowych. Energia mechaniczna drgań jest natychmiast wypromieniowywana co zmienia bardzo istotnie ewolucję układu podwójnego.

Szybkość utraty energii oscylacji wzbudzonych w gwieździe kwarkowej wynika z budowy tej gwiazdy. Gęstość masy na powierzchni gwiazdy kwarkowej, gdzie ciśnienie znika, jest dokładnie równa gęstości dziwnej materii kwarkowej - 4x10¹⁴g/cm³. Powierzchnia gwiazdy neutronowej jest całkowicie inna. Zbudowana jest ona z atomów żelaza tworzących kryształ, dokładnie taki sam jak czyste żelazo na Ziemi, którego gęstość wynosi 8 g/cm³. Oscylacje radialne gwiazdy polegają na rytmicznym niewielkim kurczeniu i rozszerzaniu się gwiazdy. Amplituda tych drgań jest zwykle bardzo mała, typowo są to ułamki promila. W krańcowych przypadkach amplituda może osiągać jednak dziesiątki procent. Podczas rozszerzania promień rośnie, a więc także wzrasta objętość i maleje gęstość masy. Zwiększenie promienia o jeden promil powoduje zmniejszenie gęstości masy na powierzchni o trzy promile. Dla gwiazdy neutronowej oznacza to lekkie rozciągnięcie żelaza, które zamienia się w lekkie ściśnięcie w fazie kurczeniu. Takie drgania powoli ulegają tłumieniu po tysiącach oscylacji. Dla gwiazdy SQM sytuacja jest diametralnie inna. Spadek gęstości materii kwarkowej o 0.3% powoduje przejście do stanu wzbudzonego, który jest inną formą materii. Cała energia oscylacji zostaje zamieniona w ciepło ukryte (latent heat). Oscylacje zatem zanikają w ciągu pierwszego cyklu drgań. Fizycznie oznacza to, że gwiazda kwarkowa dyssypuje natychmiast energię wzbudzenia. W artykule przedstawiony jest w szczegółach mechanizm konwersji energii mechanicznej na energię wewnętrzną gwiazdy.

Opisana powyżej własność gwiazd kwarkowych nie była dotąd wykryta przez badaczy, nie była zatem uwzględniona w modelowaniu ewolucji ciasnych układów podwójnych gwiazd kwarkowych. Powszechnie uważano że ewolucja układów gwiazd neutronowych i gwiazd kwarkowych przebiega identycznie: obie gwiazdy zbliżają się do siebie wskutek emisji fal grawitacyjnych aż do złączenia się w jeden obiekt - czarną dziurę. Gdyby wziąć pod uwagę nowy mechanizm dyssypacji energii przez gwiazdy kwarkowe, ewolucja układów gwiazd neutronowych przebiegać będzie inaczej niż układów gwiazd kwarkowych.

---------

Artykuł przedstawiający te wyniki ukazał się w The Astrophysical Journal, jednym z podstawowych czasopism astrofizycznych - Marek Kutschera, Łukasz Bratek, Joanna Jałocha, Sebastian Kubis, Tomasz Kędziorek, Oscillating Strange Quark Matter Objects Excited in Stellar Systems, „The Astrophysical Journal”, vol. 897, no. 2, 2020 July 15.

Polecamy również
Nobel 2020 z chemii za nożyczki genetyczne
Nobel z fizyki 2020: Czarne dziury i tajemnicze centrum Drogi Mlecznej
Teoria kontra obserwacje rozbłysków gamma: narodziny nowych świec standardowych
Wenus pełna życia?