Didžiąją dalį gyvenimo kiekviena žvaigždė praleidžia pagrindinėje sekoje – tuo metu jos centre vyksta termobranduolinės reakcijos, kurių metu vandenilio branduoliai virsta helio branduoliais. Vandenilio kiekiui sumažėjus, ima vykti kitokie procesai, dėl kurių žvaigždė išsipučia į milžinę, galimai ne vieną kartą. Galiausiai žvaigždės gyvenimas baigiasi vienu iš trijų rezultatų. Jei žvaigždė tik gimusi nebuvo masyvesnė nei aštuonios Saulės, iš jos lieka baltoji nykštukė. Jei masyvesnė – ji sprogsta supernova, o sprogimo vietoje lieka juodoji skylė arba neutroninė žvaigždė. Apie pirmąsias esu rašęs ne kartą, o dabar kviečiu susipažinti su pastarosiomis.
Šį pažintinį straipsnį parašiau, nes turiu daug dosnių remėjų Contribee platformoje. Ačiū jums! Jei manote, kad mano tekstai verti reguliarios paramos, prisijunkite prie jų ir jūs.
Neutroninė žvaigždė, kaip byloja pavadinimas, daugiausiai sudaryta iš neutronų. Apskritai „palaidi“ neutronai yra nestabilūs – laisvas neutronas vidutiniškai per keliolika minučių skyla į protoną, išmesdamas elektroną ir antineutriną. Atomų branduoliuose stiprioji branduolinė sąveika juos stabilizuoja; taip pat stabilizuoti gali ir stipri gravitacija ar slėgis, o neutroninėje žvaigždėje jų – apstu. Ir patį neutroninės žvaigždės atsiradimą sukelia būtent milžiniška gravitacija bei slėgis, kurie atsiranda kolapsuojant mirštančiai žvaigždei. Jie suspaudžia elektronus ir protonus ir sukelia priešingą reakciją, kurios metu šios dalelės virsta neutronais. Neutronai daug mažesni už atomus, todėl ir neutroninė žvaigždė daug mažesnė už tą, iš kurios gimė – maždaug dvi Saulės masės telpa į keliolikos kilometrų skersmens rutulį. Tokie gabaritai nedaug viršija ir įvykių horizonto spindulį – šis yra proporcingas kūno masei, o dviem Saulės masėms siekia šešis kilometrus. Taigi jei neutroninė žvaigždė būtų suspausta dar truputį labiau, ji taptų mažesnė už savo įvykių horizontą ir pavirstų į juodąją skylę.
Kai kuriuose žvaigždžių sprogimuose – supernovose – taip ir nutinka. Tiksliai pasakyti, kuriuose, – nelengva. Ar besitraukianti centrinė dalis bus pakankamai masyvi, kad sukurtų juodąją skylę, priklauso nuo žvaigždės raidos, o ši, savo ruožtu, priklauso nuo kelių kriterijų. Pirmasis, pagrindinis – masė: kuo žvaigždė masyvesnė, tuo masyvesnis turėtų būti ir jos branduolys, taigi tuo daugiau šansų gauti juodąją skylę. Jei ieškosite trumpo paaiškinimo apie neutroninių žvaigždžių atsiradimą, galite rasti atsakymą, kad jomis tampa žvaigždės, kurių pradinė masė siekia 7-19 Saulės masių, arba 9-25 Saulės mases, ar panašų intervalą. Tai yra tiesa, bet tik tuo atveju, jei žvaigždės sudėtyje nėra daug cheminių elementų, sunkesnių už helį. Šie elementai, astronomų bendrai vadinami metalais, sustiprina žvaigždžių vėjus, mat kuo daugiau ir įvairesnių elementų yra, tuo lengviau išoriniai žvaigždės sluoksniai sugeria gelmių šviesą, tad tuo lengviau pakyla ir pabėga nuo žvaigždės. Įvertinus šį efektą, Saulės metalingumo žvaigždės, kurių pradinė masė yra 50-70 Saulės masių, taip pat turėtų formuoti neutronines žvaigždes, o esant dar didesniam metalingumui, toks likimas gali laukti apskritai visų žvaigždžių.
Dar du faktoriai, paveikiantys žvaigždės gyvenimo pabaigą, yra sukimasis ir dvinariškumas. Kuo greičiau žvaigždė sukasi, tuo labiau joje maišosi gelmių ir paviršiaus medžiaga, o ties pusiauju susilpnėja trauka – abu efektai padeda medžiagai pabėgti nuo žvaigždės paviršiaus ir didina šansus po sprogimo likti neutroninei žvaigždei. Panašiai ir dvinarėse sistemose – ten tarpusavio sąveika gali nutraukti dalį žvaigždės medžiagos ir, vėlgi, sumažinti sprogimo liekaną.
Kad ir kokios masės žvaigždė virstų neutronine, galutinės liekanos masė patenka į gana siauras ribas – nuo maždaug pusantros iki 2,3 Saulės masių. Tiek vieną, tiek kitą ribą lemia kvantinis reiškinys, vadinamas išsigimimo slėgiu. Jis susijęs su vadinamuoju Pauli negalimumo principu, kuris sako, jog dvi vienodos dalelės negali būti toje pačioje erdvės vietoje. Kai dvi daleles bandome suartinti, jos įgyja energijos, nes energija leidžia jas atskirti vieną nuo kitos. Kuo daugiau dalelių suspaudžiame, tuo didesnė ir energija, o su ja išauga ir slėgis, vadinamas išsigimimo (angl. degeneracy – niekuo nesusiję su protinio išsivystymo vertinimu, o tik su kvantinių būsenų panašumu). Tačiau didelio dalelių skaičiaus slėgis auga ne taip sparčiai, kaip jų tarpusavio gravitacija, taigi pridedant vis daugiau dalelių, gravitacija po truputį ima viršų. Pasiekus tam tikrą masės ribą, išsigimimo slėgio nebepakanka, ir sistemos konfigūracija labai pasikeičia. Jei dalelės yra elektronai, riba vadinama Chandrasekharo vardu ir yra maždaug 1,4 Saulės masės. Tai – maksimali baltosios nykštukės masė, kurią viršijus įvyksta aukščiau aprašyta situacija, kai elektronai suspaudžiami su protonais ir pavirsta į neutronus. Neutronų išsigimimo slėgio riba, vadinama trijų mokslininkų Tolmano, Oppenheimerio ir Volkoffo vardais, arba tiesiog TOV, – minėtos maždaug 2,3 Saulės masės, kurias viršijus, objektas turėtų susitraukti į juodąją skylę arba virsti kažkuo dar labiau egzotišku.
Abi masės ribos priklauso ir nuo objekto sukimosi spartos bei magnetinio lauko stiprumo. Sukimasis veikia tarsi papildomas slėgis, bent jau pusiaujo plokštumoje, taigi kūnas gali išaugti truputį masyvesnis. Tai paaiškina, kodėl kai kurios neutroninės žvaigždės gali būti truputį masyvesnės, nei 2,3 Saulės masės – štai masyviausia šiuo metu žinoma yra maždaug 2,35 karto masyvesnė už mūsų žvaigždę. Magnetinio lauko poveikis analogiškas – magnetinis slėgis papildo išsigimimo slėgį ir leidžia įveikti stipresnę gravitaciją.
Net ir nekreipiant dėmesio į magnetinius ir sukimosi efektus, sunku nustatyti tikslią TOV masės vertę, mat ji šiek tiek priklauso nuo vidinės neutroninės žvaigždės struktūros. O jos, kaip turbūt galite įsivaizduoti, laboratorijoje ištirti nepavyks, nes tokių tankių pasiekti Žemėje toli gražu neįmanoma. Bet galima apskaičiuoti, kas ten turėtų dėtis. Tą padarę, atrandame įdomų reiškinį, vadinamą „branduoliniais makaronais“ (angl. nuclear pasta). Apskritai neutroninė žvaigždė nėra sudaryta vien iš neutronų – kur-ne-kur pasitaiko ir protonų bei elektronų, kurie nesusijungė tarpusavyje. Panašiai, kaip neutronai stabilizuoja atomų branduolius, kad protonų elektrostatinė sąveika jų nesuplėšytų į gabalus, taip protonai gali susikaupti į telkinius neutroninės žvaigždės viduje. To priežastis – stiprioji branduolinė sąveika, kuri tarp protono ir neutrono yra stipresnė, nei tarp dviejų protonų ar dviejų neutronų. Priklausomai nuo tankio ir slėgio, protonų-neutronų telkiniai įgyja skirtingas formas. Judant nuo paviršiaus gilyn, pirmiausiai rasime beveik sferinius virtinukus (gnocchi), tada šie susijungs į pailgus spagečius, toliau spagečiai jungsis į plokščias lazanijas. Paskui rasime atvirkštines būsenas – antilazanijas, antispagečius ir antivirtinukus. Visi šie pokyčiai turėtų nutikti maždaug išoriniame neutroninės žvaigždės kilometre – giliau slėgis tampa per aukštas ir lieka tik neutronų skystis. Bet ir jis galimai nesitęsia iki pat centro: ten tankis gali būti toks aukštas, kad net ir neutronai yra suspaudžiami vienas su kitu ir juos sudarančios elementariosios dalelės – kvarkai ir gliuonai – išsilieja į vientisą „sriubą“ (taip, neutronines žvaigždes tyrinėjantys astronomai kažkodėl labai mėgsta palyginimus su maistu; ne, jokių gilių psichologinių įžvalgų iš to nepadarysiu). Pastarosios egzistavimas irgi nėra visuotinai pripažintas, tačiau visai švieži tyrimai rodo, kad modeliai su kvarkų sriuba geriau paaiškina greičiausiai besisukančių pulsarų savybes.
Kas gi tie pulsarai? Apie juos esu rašęs prieš beveik dešimtmetį, tad dabar tik trumpai apžvelgsiu. Tačiau pirmiausia susipažinkime su neutroninės žvaigždės magnetiniu lauku. Šis, kaip ir daugelis objekto savybių, yra ekstremalus – trilijonus kartų viršija Žemės ir Saulės. Žvaigždei traukiantis, jos magnetinis laukas natūraliai sustiprėja maždaug proporcingai spindulio kvadratui. Kelių šimtų tūkstančių kilometrų skersmens žvaigždės branduolys, susispaudęs apie dešimt tūkstančių kartų ar daugiau, magnetinį lauką sustiprinti gali šimtą milijonų kartų ar milijardą kartų. Dar kokį šimtą kartų jis greičiausiai sustiprėja dėl kvantinių reiškinių – to paties Pauli negalimumo principo sukeliamų dalelių konfigūracijos pasikeitimų. Elektringos dalelės, pavyzdžiui elektronai, tokiame stipriame magnetiniame lauke įgreitinamos beveik iki šviesos greičio.Jos juda spiralėmis aplink lauko linijas ir skleidžia stiprią radijo spinduliuotę. Judant tolyn nuo žvaigždės – taip nutinka arti magnetinių ašigalių – spinduliuotė nukreipiama beveik vien judėjimo kryptimi ir gerokai sustiprėja; šie reliatyvistiniai efektai vadinami „Doplerio sustiprinimu“ (angl. Doppler boosting) ir „Doplerio siaurinimu“ (angl. Doppler beaming). Taigi praktiškai neutroninės žvaigždės radijo spinduliuotė sklinda dviem siaurais kūgiais išilgai magnetinio lauko ašies.
Magnetinio lauko ašis, kaip taisyklė, nesutampa su sukimosi ašimi. Tai galioja ir Žemei, ir Saulei bei kitoms žvaigždėms, ir neutroninėms žvaigždėms. Taigi jai sukantis, radijo spinduliuotės kūgiai brėžia ratus dangaus skliaute, žvelgiant iš pačios neutroninės žvaigždės pozicijos. Žvelgiant iš šalies, galimi du atvejai: arba spinduliuotės kūgiai kartais atsisuka į stebėtoją, arba ne. Jei niekada neatsisuka, radijo spinduliuotės stebėtojas beveik nemato, o tai, ką mato, laikui bėgant beveik nesikeičia. Jei kartais kūgiai į stebėtoją atsisuka, matomas periodiškas trumpas paryškėjimas, po kurio seka ilgesnė blausi fazė. Atrodo, tarsi kosminis radijo šaltinis mirksėtų, arba pulsuotų. Iš čia ir pavadinimas „pulsaras“. Neutroninės žvaigždės sukasi taip tvarkingai, kad tik atradus pulsarus, jie buvo tikslesni laikrodžiai už bet kuriuos, tuo metu sukurtus Žemėje. Šiuolaikiniai atominiai laikrodžiai jau yra tikslesni, o jais naudodamiesi mokslininkai gali matuoti pulsarų sukimosi pokyčius – įvairius trūkius ar ilgalaikį lėtėjimą. Pastarasis rezultatas labai įdomus, kai pulsaras yra ne vienišas, o skrieja dvinarėje sistemoje. Jei jo kompanionas – kitas pulsaras, galima labai tiksliai išmatuoti orbitos pokyčius, kurie nutinka, pavyzdžiui, dėl gravitacinių bangų išspinduliavimo. Tokia analizė, atlikta pirmajam aptiktam dvinariam pulsarui, buvo pirmasis, kad ir netiesioginis, įrodymas, jog gravitacinės bangos egzistuoja. Jos autoriai 1993 metais apdovanoti Nobelio premija.
Aukščiau minėti trūkiai – dar vienas reiškinys, bent truputį atskleidžiantis neutroninės žvaigždės gelmių savybes. Kiekviena neutroninė žvaigždė laikui bėgant po truputį lėtėja. Taip greičiausiai vyksta dėl sąveikos su aplinka – net jei ten dujų ar dulkių nedaug, neutroninės žvaigždės magnetinis laukas jas „užkabina“ ir ima sukti, taip neutroninės žvaigždės sukimosi energija perduodama aplinkai. Bet kartais staiga sukimosi greitis išauga, o paskui toliau ima lėtėti. Trūkiai nebūna labai dideli – periodas sutrumpėja maždaug viena milijonąja dalimi, – tačiau turint omeny milžinišką neutroninės žvaigždės tankį ir sukimosi energiją, net ir toks pokytis byloja apie labai galingus reiškinius žvaigždėje ar aplink ją. Manoma, kad trūkis kyla tada, kai neutroninės žvaigždės branduolys trumpam susijungia su išoriniu sluoksniu – pluta. Dažniausiai šie regionai juda atskirai vienas nuo kito, o lėtėja pagrinde pluta, tuo tarpu branduolys lieka supertakus. Lėtėdama pluta persiformuoja – tampa vis apvalesnė. Ar bent jau norėtų taip daryti, tačiau negali, nes yra labai kieta. Taigi ji tiesiog vis labiau įsitempia, kol galiausiai kur nors sulūžta. Atsiranda netolygumai, kurie įsiskverbia į supertakų branduolį. Branduolio medžiaga juos išlygina, tačiau kartu ir pastumia, todėl branduolys truputį sulėtėja, o pluta – pagreitėja. Tai nėra vienintelis galimas trūkių kilmės paaiškinimas, bet plačiausiai priimtas. Stebėdami trūkių savybes – kiek jų metu pagreitėja neutroninės žvaigždės pluta, kaip ilgai jie trunka, kaip dažnai pasikartoja, o gal netgi jų skleidžiamas gravitacines bangas – galime daug sužinoti apie plutos ir branduolio savybes bei jų tarpusavio sąveiką. Deja, kol kas daugiau nei vienas trūkis aptiktas tik keliose neutroninėse žvaigždėse, pavyzdžiui geriausiai ištirtuose Krabo ir Burių pulsaruose.
Apskritai tyrinėti neutroninių žvaigždžių savybes gana sudėtinga dėl to, kad jų žinome palyginus nedaug. Didžiausias pulsarų katalogas, palaikomas Australijos teleskopų institucijos, turi mažiau nei 4000 įrašų, kitame kataloge galima rasti apie 30 magnetarų – išskirtinai stiprų magnetinį lauką turinčių neutroninių žvaigždžių. Kitokių neutroninių žvaigždžių žinoma dar kelios dešimtys, taigi bendras neutroninių žvaigždžių skaičius, kurį dabar žinome, nusileidžia žinomų egzoplanetų skaičiui. Tuo tarpu vien Paukščių Take neutroninių žvaigždžių iš viso turėtų būti koks šimtas milijonų ar net milijardas. Dauguma žinomų neutroninių žvaigždžių išsidėsčiusios daugmaž Paukščių Tako diske, bet kai kurios nemažai nutolusios nuo jo. Supernovų sprogimai, kuriuose jos gimsta, nėra visiškai simetriški, todėl neutroninės žvaigždės gimdamos neretai yra „paspiriamos“ labai dideliu greičiu. Šis gali viršyti net kelis šimtus kilometrų per sekundę, o to netgi gali užtekti, kad neutroninė žvaigždė pabėgtų iš Galaktikos. Taip pat šiek tiek neutroninių žvaigždžių žinome Magelano debesyse – Paukščių Tako palydovinėse galaktikose – ir toliau, bet jie dažniausiai pernelyg blausūs, kad pajėgtume aptikti. Laikui bėgant, aišku, duomenų tik daugės; tada galėsime geriau suprasti, kaip neutroninių žvaigždžių savybės priklauso nuo gimtosios populiacijos cheminės sudėties ar kitų galaktikos savybių.
Tokie egzotiški objektai, kaip neutroninės žvaigždės, žinoma, žadina ir vaizduotę. Tad pabaigai paliksiu jums su fantastikos rekomendacija. Dar 1980 metais amerikietis Robertas L. Forwardas parašė knygą „Drakono kiaušinis“ (Dragon’s Egg). Nors iš pavadinimo galėtum pagalvoti, jog tai kokia nors maginė fantastika, iš tiesų yra kaip tik priešingai. „Kiaušinis“ knygoje yra neutroninė žvaigždė, lekianti pro Saulės sistemą iš Drakono žvaigždyno pusės, o netolimos ateities mokslininkai pasinaudoja vienkartine galimybe ją ištirti iš arti. „Žmogiškoji“ siužeto linija daugiausiai remiasi labai kietu mokslu, tačiau yra ir antra, čilų linija. Čilos – tai neutroninės žvaigždės gyventojai, kurių civilizacijos raida, pradedant nuo pačių gyvybės užuomazgų ir spekuliacijos, kaip tai galėtų atrodyti tokioje ekstremalioje aplinkoje, tampa pagrindine knygos tema. Siužetinėms linijoms susijungus, gauname filosofinį užtaisą, panašų į „Kosminės Odisėjos“ ar kitų Mokslinės fantastikos aukso amžiaus kūrinių. Įdomu, ar realių neutroninių žvaigždžių paslaptys pasirodys dar įdomesnės už šią, fantastinę?
Laiqualasse