Neutronske zvezde

U vreme kada je mladi i genijalni indijski fizičar Subramanjan Čandrasekar stigao na Kembridž i objavio svoje članke o strukturi belih patuljaka čiji je najznačajniji rezultat bio postojanje neke granične mase koju ovi zvezdani ostaci mogu imati (pogledati prethodni tekst o kompaktnim zvezdanim objektima „Beli patuljci“ objavljen na ovom sajtu), nešto severnije, u Mančesteru, jedan drugi naučnik bio je na pragu jednog drugog velikog otkrića, na prvi pogled iz sasvim udaljene oblasti ali koje je, kako se u nauci često ispostavi, imalo ogroman uticaj i na razvoj razumevanja evolucije zvezda i zvezdanih ostataka.

Naime, tokom 1931. godine u seriji eksperimenata sa radioaktivnim raspadima primećeno je postojanje neobičnog, jako prodornog zračenja za koje se u početku smatralo da je u stvari visokoenergetsko gama zračenje. Međutim, objašnjavanje eksperimentalnih rezultata ovakvom hipotezom bilo je praktično neodrživo i već 1932. godine engleski eksperimentalni fizičar Džejms Čedvik, pokazao je to u nekoliko eksperimenata.

Ali ono što je bio najznačajniji rezultat njegovog rada nije bilo samo opovrgavanje postojeće hipoteze, već i uspešno određivanje osobina novog misterioznog zračenja. Po njegovim rezultatima, to novo zračenje su činile čestice mase približne masi protona ali električno neutralne, zbog čega i nisu mogle tako dugo da budu detektovane na standardan način kretanjem u električnim i magnetnim poljima. Tako je otkriven neutron.

Slika 1. Džejms Èedvik.

O posledicama ovog otkrića po nuklearnu fiziku ali i naše razumevanje elementarnih konstituenata materije ne treba trošiti puno reči. Međutim, kao što je već istaknuto, otkriće neutrona imalo je veliku ulogu i u rasvetljavanju pitanja o stabilnosti i evoluciji zvezdanih ostataka. Još iste godine kad je neutron otkriven, najveći ruski fizičar XX veka Lav Landau, razmatrao je mogućnost postojanja hipotetičkih stabilnih objekata sastavljenih od ovih novih čestica.

Sličan račun kao i u slučaju belih patuljaka, gde su sada umesto elektrona u pitanju bili neutroni koji takođe zadovoljavaju Paulijev princip, vodio je do sličnih zaključaka (verovatno je da je Landau nezavisno od Čandrasekara došao do izraza za graničnu masu belih patuljaka, ali svoje rezultate nije nikad objavio). Ipak, ovo teorijsko razmatranje o mogućnosti postojanja ovakvih „neutronskih“ zvezda niti je početkom tridesetih godina prošlog veka moglo biti posmatrački provereno, niti je u to vreme bilo dovoljno razumevanja elementarnih čestica da se objasni koji bi to procesi vodili do toga da zvezda koja se na početku života sastoji od atoma (između ostalog i protona i elektrona) na kraju bude sastavljena isključivo od neutrona.

Za rasvetljavanje ovih pitanja bilo je potrebno napraviti dalje prodore, pre svega u razumevanju evolucije zvezda i nuklearnoj fizici i transformacijama elementarnih čestica. Za razliku od belih patuljaka čiji je zadovoljavajući model bilo moguce izvesti iz prilicno očiglednih pretpostavki o sastavu (smeša elektrona i jezgara) i korišćenjem poznatih jednačina zvezdane strukture i kvantne statističke fizike (što je u neku ruku bila srećna okolnost, jer je jednačina stanja idealnog elektronskog gasa jako jednostavna), kod neutronskih zvezda problem je bio dosta složeniji.

Samo neka od važnijih pitanja na koja početkom tridesetih godina nije bilo odgovora bila su na primer da li neutroni intereaguju međusobno i kako. Bilo je jasno da oni dolaze iz jezgra i da se očigledno u jezgru "drže na okupu" sa protonima, ali oblik interakcije samih neutrona nije mogao ni da se nasluti (a samim tim i jednačina stanja neutronskog gasa koja je ključna za opis strukture neutronske zvezde). Drugo važno pitanje ticalo se njihove stabilnosti. U jezgrima su neutroni stabilne čestice ali kada su slobodni oni se veoma brzo raspadaju. Da li bi bili stabilni i u neutronskoj zvezdi ili ne? I zašto? I tako redom.

Slika 2. Struktura neutrona. Neutron se sastoji od tri kvarka jednog up i dva down.

Kao što je rečeno, puni odgovori na ova pitanja morali su da sačekaju skoro pola veka (do sedamdesetih godina kada je konačno uobličena teorija elementarnih čestica i interakcija – Standardni model). Ipak, u međuvremenu su, uprkos velikim ograničenjima i često uz veoma hrabre (i zato često netačne) pretpostavke i aproksimacije, činjeni su veliki napori - pre svega od strane astrofizičara - da se teorijski modeli neutronskih zvezda poboljšaju, da se ispitaju njihove osobine i predvidi njihovo ponašanje i samim tim omogući eventualna potvrda o postojanju ovih objekata kroz posmatranja. Ti napori trajali su decenijama, a put koji su krčili imao je puno slepih završetaka. Prvi deo ovog teksta posvećen je upravo ponovnom prelaženju tog puta.

Kako nastaju neutronske zvezde?

Posmatračka astronomija je krajem dvadesetih i početkom tridesetih godina XX veka bila u velikom usponu. Razvoj teleskopa i posmatračkih tehnika omogućio je niz otkrića koja su donela velike prodore u razumevanju svemira na različitim skalama otvarajući time vrata za posmatranje i objašnjavanje čitavog niza novih fenomena. Svakako najslavniji primer jeste Hablovo otkriće drugih galaksija koje je dramatično promenilo razumevanje veličine Univerzuma i dovolo do otkrića da se on širi.

Drugi primer, mnogo važniji sa stanovišta priče o neutonskim zvezdama, bilo je proučavanje neobično jakih eksplozija u kojima je izvor svetlosti mogao da ima i sjaj koji je uporediv sa sjajem cele galaksije. Primeri ovakvih eksplozija nisu bili česti ali određen posmatrački materijal je već postojao (na primer eksplozija u Andromedinoj galaksiji 1885. godine). Koristeći raspoložive oskudne rezultate, ali sa jasnom idejom da tako velike eksplozije ne mogu nastati u „standardnim“ procesima na zvezdama, dvojica astronoma, Valter Bade i Fric Cviki, izneli su 1934. godine smelu hipotezu o tome da u pozadini ovih eksplozija leži transformacija obične u neutronsku zvezdu. Tako su super-nove, kako su te velike eksplozije nazvane od strane Cvikija, dobile svoje prvo teorijsko objašnjenje.

Slika 3. Maglina Rak. Ostatak eksployije supernove iz 1054. godine.

Naravno, kao što se može očekivati, prve ideje o načinu eksplozije supernovih i strukturi neutronskih zvezda bile su u najmanju ruku nejasne i spekulativne. Osnovna ideja Badea i Cvikija bila je da prilikom formiranja neutronske zvezde dolazi do kolapsa u kome se na račun povećanja gracitacione energije deo mase anihilira u skaldu sa teorijom relativnosti. Pri tome se događa jako eksplozivan proces u kome se oslobađa ogromana energija. Ono što se takođe jako dopadalo dvojici astronoma bilo je to da se na ovaj način mogu storiti jako ubrzane visokoenergetske čestice koje su mogle biti odgovorne za kosmičko zračenje, otkriveno početkom veka i tridesetih godina već uveliko proučavano i na velikim visinama u Zemljinoj atmosferi. Ipak, razlog za takav gravitacioni kolaps ostao je nejasan.

A razlog je trebalo tražiti u transformaciji protona i elektrona u neutrone, što je bilo u tesnoj vezi sa osobinama elementarnih čestica i njihovim međusobnim interakcijama. Ključni doprinos razumevanju ovog procesa došao je iz proučavanja beta raspada i slabih interakcija. Naime, još krajem XIX veka otkriveno je da neke supstance spontano emituju zračenje koje je nazvano radioaktivno. Ubrzo se ispostavilo da je jedan od oblika radioaktivnog zračenja takozvano beta zračenje u kome se iz jezgra emituju elektroni pri čemu se menja atomski broj hemijskog elementa. Otkrićem neutrona postala je jasna suština tog procesa.

Neutron koji se nalazi u jezgru se prilikom beta raspada transformiše u proton, elektron i elektronski neutrino (koji je otkriven kasnije). Prvi model interakcije (takozvane slabe interakcije) koja bi mogla da dovede do ovakvog ishoda dao je čuveni italijanski fizičar Enriko Fermi. Fermijeva teorija beta raspada mogla je da grubo opiše ovaj proces i predvidi verovatnoće raspada i druge veličine koje mogu da se eksperimentalno proveravaju. Ipak, ona je imala i dosta nedostataka koji su, kako je već istaknuto, razrešeni tek nastankom standardnog modela elementarnih čestica.

Slika 4. Mehanizam beta raspada. Posredstvom slabih interakcija koje prenosi W bozon jedan od kvarkova u neutronu se transformiše pri èemu nutron prelazi u proton uz oslobaðanje elektrona i antineutrina.

U ovom tekstu nema mnogo mesta za ulaženje u suštinu Fermijeve teorije i njenog značaja za razvoj fizike elementarnih čestica, ali njen udeo u razotkrivanju misterija neutronskih zvezda ogledao se u tome što je davala objašnjenje transformacije neutrona u proton i elektron, jer ista teorija opisuje i obrnut proces! Tako je postalo jasno da posredstvom slabih intarakcija, koje su u atomima odgovorne za beta raspad, pri određenim uslovima proton i elektron mogu da se transformišu u neutron. Na ovaj način je pronađen prirodni mehanizam za nastanak neutronskih zvezda. Ipak, bilo je potrebno naći i uslove pod kojima je navedena transformacija moguća kao i objekte „kandidate“ na kojima su ti uslovi ispunjeni.

Potraga za takvim objektima nije bila duga. Prirodni i gotovo očigledni kandidati su bili beli patuljci sa masom iznad Čandraskearove granice. Kao što je u prethodnom tekstu o belim patuljcima istaknuto, ovi objekti mogu postojati samo do neke granične mase koja je poznata kao Čandrasekarova granica i iznosi oko 1,4 Sunčeve mase. Ipak, dobro je poznato da postoje zvezde i koje su mnogo masivnije. Šta se njima događa kada dođu u stanje belog patuljka?

Za odgovor na ovo pitanje potrebno je malo detaljnije pogledati mikroskopsku strukturu masivnog belog patuljka. Zbog velike gustine elektroni popunjavaju jako visoke energetske nivoe što dovodi do toga da se kreću relativistički. Što je zvezda masivnija, to su energije kretanja elektrona veće. Do određenog trenutka inverzni beta raspad se ne događa i beli patuljak ostaje beli patuljak. Razlog tome je činjenica da je neutron malo masivniji od protona i elektrona zajedno.

Međutim, kako energija elektrona raste (sa povećanjem mase belog patuljka) tako dolazi do trenutka u kome je zadovoljena jednakost u kojoj je sa jedne strane masa neutrona pomnožena kvadratom brzine svetlosti a na drugoj zbir masa protona i neutrona takođe pomnoženih brzinom svetlosti i energije kretanja elektrona. Drugim rečima kada energija kretanja elektrona postane dovoljno velika, energetski je povoljnije da se proton i elektron transformišu u neutron uz oslobađanje neutrina. I upravo to je ono što se i događa.

Posledice su dramatične. Gotovo trenutno skoro svi elektroni se „utiskuju“ u protone. Ostaje ogroman prazan prostor među jezgrima atoma koji su ranije ispunjavali elektroni što omogućava brzi kolaps zvezde na veličinu od samo desetak kilometara. Kao posledica kolapsa oslobađa se ogromna energija koja je reda veličine energije koju emituju sve zvezde u jednoj galaksiji! Sama unutrašnjost zvezdanog ostatka koji se sada sastoji uglavnom d neutrona zagrejana je to temperatura i do nekoliko stotina milijardi kelvina.

Međutim, veći deo te energije odnose neutrini koji se polako probijaju ka površini zvezde i napuštaju je praktično brzinom svetlosti. Sjaj ove transformacije belog patuljka u neutronsku zvezdu može da traje od nekoliko dana do nekoliko nedelja. Međutim rezultat je uvk isti. Na kraju ostaje gusti, kompaktni objekat koji se polako hladi. Tako nastaje neutronska zvezda.

Slika 5. Ilustracija neutronske zvezde.

Ovaj kvalitativni opis događaja dobijao je svoju kvantitativnu potporu kroz rad mnogih naučnika tokom dvadesetog veka (mada su mnoga pitanja o strukturi neutronskih zvezda i dalje bez odgovora). Ipak, po svom značaju ističu se rezultati vezani za odnos mase i radijusa neutronskih zvezda i raspodelu gustine u njihovoj unutrašnjosti. Pioniri ovog rada bili su između ostalih Salpeter, Openhajmer, Volkof i ostali.

Iako nije bilo direktnih posmatračkih potvrda o postojanju neutronskih zvezda i uprkos malom praktičnom značaju njihovog proučavanja sem u kontekstu objašnjenja nastanka supernovih, tokom pedesetih i šezdesetih godina, pre svega pod uticajem Čandrasekarovih i Landauovih radova, nekoliko nabrojanih naučnika je utrlo put ka opisu strukture neutronskih zvezda i predviđanja njihovih glavnih posmatrački proverljivih osobina, što se ispostavilo kao jako značajno tokom sedamdesetih godina kada su prve nutronske zvezde zaista i otkrivene. Analiza strukture neutronskih zvezda bila je po mnogo čemu slična analizi za bele patuljke.

Međutim, postojale su dve ključne razlike. Prva je bila ta što su neutronske zvezde kao mnogo kompaktniji objekti imale mnogo jače gravitaciono polje i Njutnova gravitacija više nije bila dovoljno dobra da ih opiše. Neutronske zvezde su zahtevale Ajnštajnovu teoriju gravitacije – opštu teoriju relativnosti. Druga značajna razlika je to što, za razliku od elektronskog gasa koji se na velikim gustinama može tretirati gotovo kao slobodan, „gas“ neutrona u neutronskoj zvezdi to svakako nije, pre svega zbog jakih nuklearnih interakcija koje deluju na neutrone. Međutim, uprkos ovim teškoćama neki osnovni rezultati se mogu „preslikati“ sa slučaja belih patuljaka.

Pre svega neutroni su kao i elektroni fermioni i oni se pokoravaju Paulijevom principu isključenja. Ovo povlači za sobom da postoji neki pritiak degenerisanih neutrona koji se suprotstavlja daljem gravitaconom kolapsu neutronske zvezde. Sa druge strane, slične jednačine kao i u slučaju belih patuljaka (modifikovane u skladu sa opštom teorijom relativnosti) dovode čak i u aproksimaciji idealnog neutronskog gasa do dosta dobrih rezultata koji se bar mogu koristiti za kvalitaitvan opis. Ali kao što je već rečeno sve do kraja šezdesetih godina, uprkos velikom teorijskom radu koji je bio uložen u opisivanje neutronskih zvezda, posmatračke potvrde o njihovom postojanju nije bilo. Godine 1967. to se promenilo, na način koji niko nije očekivao.

Otkriće pulsara

Činjenica da su neutronske zvezde jako kompaktni objekti i da shodno tome imaju jako malu površinu povlači za sobom da je i njihov sjaj jako mali. To je razlog zbog kojeg jako dugo vremena neutronske zvezde nisu mogle da budu direktno detektovane u vidljivom delu spektra. Međutim, sredinom šezdesetih godina XX veka radio teleskopima detektovani su neki jaki izvori radio zračenja u centrima maglina za koje se sumnjalo da su ostaci eksplozija supernovih (na primer izvor u centru magline Rak, otkriven 1965. godine).

Ipak, pravo iznenzađenje koje je prodrmalo celu naučnu javnost bilo je otkriće pravilno pulsirajućih objekata iz 1967. godine koji su detektovani takođe u radio delu spektra. Ovo otkriće bilo je u to vreme potpuno neočekivano i mnogi ljudi su ozbiljno razmatrali mogućnost da su u pitanju izvori postavljeni od strane inteligentnih vanzemaljskih oblika života. Razlog tome je činjenica da su pravilni pulsevi sa tih izvora detektovani sa jako preciznim i kratkim periodom i bilo je jako teško zamisliti da neko nebesko telo može biti odgovorno za takvo zračenje. Misteriozni objekti su u početku dobili skraćenicu LGM (od Little Green Men – Mali zeleni ljudi) a kasnije su nazvani pulsari kao skraćenica od pulsirajuće zvezde (na engleskom pulsating stars).

Međutim, brzo je postalo jasno da su neutronske zvezde odlični kandidati za pulsare. Prvi razlog je bio taj što se očekivalo da neutronske zvezde imaju jako mali period rotacije. Ovo je posledica zakona održanja momenta impulsa. Isti zakon je odgovoran za to što klizači ili balerine naglo povećaju brzinu svoje rotacije kada prilikom izvođenja piruete skupe ruke. Na sličan način, naglo smanjenje radijusa neutronske zvezde dovodi do naglog povećanja brzine njene rotacije. Predviđeni periodi su se dobro poklapali sa periodima pulseva koji su detektovani. Drugi problem bio je objasniti odakle ti pulsevi dolaze i kako nastaju.

Slika 6. Šema neutronske zvezde sa osom rotacije i magnetnim polovima.

Pogled na šemu jedne neutronske zvede sa njenim magnetnim poljem brzo otkriva o čemu se radi. Naime, neutronske zvezde imaju ekstremno jaka magnetna polja u kojima se naelektrisane čestice ubrzavaju pri čemu dolazi do zračenja radio talasa. Ovo zračenje najintezivnije je duž magnetnih polova. Ključna stvar je da magnetni polovi neutronske zvezde ne moraju nužno da se poklapaju sa polovima rotacije. U tom slučaju, pravac magnetnih polova opisuje konus u prostoru prilikom rotacije neutronske zvezde. Ukolio se Zemlja nađe na tom konusu svaki put kada magnetni pol „pređe“ preko nje mi u radio teleskopu detektujemo jedan puls. Naravno, period između dva pulsa jednak je periodu rotacije neutronske zvede.

Pulsari nisu odigrali važnu ulogu samo u potvrđivanju postojanja neutronskih zvezda. Kao ekstremni objekti oni su idealne laboratorije za ispitivanje ekstremnih uslova koje je nemoguće postići na zemlji. Odličan primer za ovo je otkriće dvojnog pulsara 1974. godine. Ovaj sistem bio je idealan za testiranje opšte teorije relatinosti po kojoj svaki sistem kravitaciono vezanih tela „zrači“ gravitacionu enegiju u okolni prostor u vidu gravitacionih talasa kao što naelektrisane čestice prilikom kretanja zrače elektromagnetne talase.

U svakodnevnom životu, zbog male vrednosti gravitacione konstante, ovo zračenje je potpuno neprimetno. Međutim u sistemu dva pulsara od kojih su oba relativistički objekti koji jako interaguju gravitaciono situacija je potpuno drugačija. Kao posledica zračenja gravitacionih talasa sistem bi trebalo da gubi energiju. Ovo je zaista i potvrđeno u posmatranjima i to tačno u odnosu koji pretviđa Ajnštajnova teorija, što je bila još jedna u nizu potvrda opšte teorije relativnosti.

Slika 7. Zlatna ploèa na Vojadžeru. Položaj Sunca u odnosu na 14 pulsara se vidi u gornjem desnom uglu.

Još jedna interesantna i mnogo praktičnija primena pulsara vezana za je za svemirski brod Vojadžer. Ova letelica, koja je odavno napustila unutrašnji deo Sunčevog sistema, nosi na sebi zlatnu ploču na kojoj je ugraviran položaj Sunca u odnosu na 14 pulsara. Za svaki od njih je dat perif između pulseva što omogućava lociranje Sunčevog sistema u prostoru i vremenu od strane neke vanzemaljske inteligentne civilizacije koja bi letelicu eventualno pronašla.

Otkriće pulsara i opisivanje njihovih osobina definitivno je potvrdilo postojanje neutronskih zvezda i ovi egzotični objekti su sa statusa hipotetičkih objekata prešli u realne zvezdane ostatke. Ovo je pokrenulo lavinu radova koji su u proteklih nekoliko decenija, pre svega na krilima razvoja teorije lementarnih čestica, doprineli dubljem razumevanju mnogih aspekata i osobina neutronskih zvezda. Za kraj, nakon ovog manje-više istorijskog pregleda otkrića neutronskih zvezda, biće dat kratak spisak najspektakularnijih od ovih osobina.

Osobine neutronskih zvezda

Neutronske zvezde spadaju među najekstremnije objekte koji su ljudima poznati. Spisak karakteristika ovih zvezdanih ostataka je podugačak i ovde će biti predstavljeni samo neki od najzanimljivijih i najneočekivanijih.

Može se početi sa nekim opštim osobinama. Pre svega, materija u neutronskoj zvezdi je ekstremno gusta. Gustina neutrona je uporediva sa gustinom atomskog jezgra! Ovo praktično znači da je u jedan santimetar kubni prostora sabijeno neverovatnih deset milona tona materijala! Ukoliko mislite da to nije puno, probajte da izračunate gravitaciono ubrzanje na površini neutronske zvezde. Zbog ovako velike gustine ono je sto milijardi puta veće nego na površini Zemlje. Ovo znači da bi, na primer, telo koje pada na neutronsku zvezdu bilo ubrzano praktično do brzine svetlosti za svega stotinak mikrosekundi.

Naravno, ovo se ne dešava, jer tela padnu mnogo brže! Sa druge strane neutronsku zvezdu je gotovo nemoguće napustiti. Za razliku od Zemlje gde je potrebno da telu saopštite brzinu od oko deset kilometara u sekundi da bi se odvojilo od tla i postalo satelit (ova brzina je poznata i kao prva kosmička brzina), na neutronskim zvezdama ova brzina je tipično oko 100 000 km/s, odnosno trećina brzine svetlosti. Ovo i nije mnogo u poređenju sa brzinom kretanja površine zvezde prilikom rotacije. Da bi neutronska zvezda rotirala sa periodom od nekoliko milisekundi (a postoje takvi pulsari) njena površina pri rotaciji mora da se kreće brzinom uporedivom sa brzinom svetlosti.

Ali ovo je samo početak, jer pravi ekstrem je tek magnetno polje neutronske zvezde. Najjača magnetna polja koja se postižu u laboratorijama su reda veličine 10 do 100 tesla. Na primer, superprovodni magneti u CERN-u mogu da stvore desetak tesla. U nekim laboratorijama za fiziku čvrstog stanja može se u jako malom deliću vremena proizvesti i polje jačine stotinak tesla. U toliko jakom polju se i najtvrđi čelik pretvara u prah. Zamislite onda kako izgleda biti u magnetnom polju neutronske zvezde koje je milionima puta jače od najjačeg polja koje se može dobiti u laboratoriji. U ovako ekstremnim uslovma svi procesi su relativistički i to je razlog zbog kojeg su neutronske zvezde idealne za proveru teorija u uslovima koje nikada nećemo moći da postignemo na Zemlji.

Slika 8. Struktura neutronske zvezde.

Ukoliko ste pomislili da je to sve, prava iznenađenja tek predstoje. Imajući u vidu eksteremne gustine i gravitaciono polje nije nikakvo čudo pretpostaviti da će i pritisak neutrona biti ogroman. Na ovako velikim pritiscima i temperaturama koje postoje u neutronskoj zvezdi materiaj se ponaša na potpuno čudan način koji nema nikakvu klasičnu analogiju. U centru neutronske zvede nalazi se materija na najvećem pritisku. Danas nije poznato u kom se ona tačno stanju nalazi, ali je verovatno da se radi o takozvanoj kvark-gluonskoj plazmi.

Ovaj egzotični oblik materije nastaje kada su neutroni, koji se sastoje od još sitnijih čestica – kvarkova, toliko sabijeni da se granica među neutronima gubi i dobija se velika smeša praktično slobodnih kvarkova koji intaraguju preko prenosnika jake interakcija – gluona. Tačne jednačine koje opisuju kvark-gluonsku plazmu su poznate, ali na žalost one su praktično nerešive (ovim problemima se bavi kvantna hromodinamika). Zbog toga tačan oblik jednačine stanja materije u centru neutronske zvezde još uvek nije poznat. Omotač jezgra nije ništa manje interesantan. Oko jezgra se nalazi veliki sloj u kome neutroni struje bez trenja, tj. superfluidni su, a mali broj protona koji je ostao u neutronskoj zvezdi ima osobine superprovodnosti (na žalost u ovom članku nema dovoljno prostora za osvrtanje na ovo spektakularno ponašanje neutrona i protona).

Za razliku od „obične“ superfluidnosti i superprovodnosti koje se javljaju na jako niskim temperaturama, na neutronskoj zvezdi ove pojave postoje i na nekoliko miliona kelvina. Najzad, spoljašnji sloj se sastoji od kristalne rešetke jona koja je uronjena u more elektrona. Ovaj sloj je takođe superfluidan za neutrone. Neutronske zvezde poseduju i veoma tanku koru koja je jako glatka (maksimalne neravnine na površini imaju visinu od oko pet milimetara!). Može se dogoditi da usled poremećaja u rotaciji ova kora puca, i tada se događa „zvezdotres“ (starquake) slično kao i zemljotres na Zemlji (samo sa mnogo dramatičnijim ishodima, koje se mogu čak i posmatrati i meriti!). I na samom kraju neutronske zvezde imaju i atmosferu koja je zbog ogromne gravitacije ekstremno tanka, svega nekoliko mikrometara!

Slika 9. Savijanje svetlosti omoguæava da se vidi više od polovine površine neutronske zvezde.

Postoje i mnoge druge zanimljive osobine neutronskih zveda. Jedna od njih je da one, u skladu sa opštom teorijom relativnosti, zakrivljuju prostor-vreme oko sebe tako da se i svetlosni zraci kreću po zakrivljenim putanjama. Ovo može dovesti do toga da je vidljivo mnogo više od pola površine neutronske zvezde odjednom, jer zraci „sa zadnje“ strane objekta bivaju savijeni i usmereni u pravcu posmatrača. Ovo skretanje svetlosti (ali i radio talasa) je odličan test za opštu teoriju relativnosti i teleskopi nove genracije moći će da eksperimentalno testiraju Ajnštajnovu teoriju gravitacije koristeći ovaj efekat u novim okolnostima.

Posle ove lavine izuzetnih osobina neutronskih zvezda teško je bilo šta dodati. I zaista, pitanje je da li je veće čudo to što takvi objekti postoje u našem svemiru ili to što su ljudi uspeli da ih predvide, otkriju i objasne. Ipak, neutronske zvezde, koliko god spektakularne bile, nisu kraj priče o kompaktnim zvezdanim objektima. I za neutronke zvezde postoji neka granična masa koje mogu imati (analogija Čandrasekarove mase kod belih patuljaka).

Zavisno od modela ona može biti 2.5 do 3 Sunčeve mase. I opet se postavlja isto pitanje, šta je sa masovnijim zvezdama. Kada neutronska zvezda ima više od tri Sunčeve mase nikakav pritisak degenerisanih neutrona ne može izdržati nepodnošljivo stezanje gravitacije. Opšta relativnost je jasna. Čitav objekat mora da kolapsira u jednu tačku – crnu rupu.

A možda i ne? Ali o tome više u sledećim nastavcima...

Serijal o kompaktnim zvezdanim objektima posvećen je pre svega zvezdanim ostacima, ali i nekim hipotetičkim telima velike gustine. U četiri dela biće redom obrađene teme vezane za bele patuljke, neutronske zvezde, crne rupe i neke egzotične objekte poput strange (čudnih) zvezda, bozonskih zvezda, objekata od tamne materije itd. Posebna pažnja će biti posvećena strukturi i glavnim osobinama ovih tela ali i njihovoj evoluciji i značaju njihovog proučavanja u različitim kontekstima.