Predviđena nova klasa zvezda

Evolucija zvezda je jedna od najzanimljivijih oblasti u modernoj astrofizici, a ujedno je i najvažnija, budući da sav život na planeti Zemlji zavisi od naše zvezde - Sunca. U poslednjih pedesetak godina, astronomi i fizičari su intenzivno proučavali to pitanje, što je rezultovalo vrlo dobro razrađenim i eksperimentalno potvrđenim modelima evolucije zvezda.

Danas znamo da zvezde nastaju zgušnjavanjem gasa (pretežno vodonika) usled delovanja uvek privlačne gravitacije. Enegija gravitacije se u tom zgušnjavanju materije pretvara u toplotu, i temperatura proto-zvezde raste sve do nivoa kada termo-nuklearne reakcije (fuzija atoma vodonika u jezgra helijuma) počnu da se nesmetano odigravaju. Fuzija oslobađa velike količine energije u kratkom vremenskom intervalu. Drugim rečima, termonuklearne reakcije su snažne eksplozije koje imaju tendenciju da razbiju zvezdu.

Dok postoji ravnoteža između termo-nuklearnih 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 termonuklearnog goriva potroše, fuzija prestaje i balans sa gravitacijom je narušen. Gravitacioni kolaps se nastavlja i zvezda postaje još gušća i toplija.

Sva materija koju poznajemo je sastavljena od atoma. Jezgro atoma sadrži protone i neutrone, a elektroni kruže oko jezgra. Kada gustina i pritisak u kolapsirajućoj zvezdi 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 novi balans sa gravitacijom.

Međutim, vrlo masivne zvezde gravitacija može da sabije do gustina gde više ni Fermijev pritisak neutrona ne može da uspostavi ravnotežu sa gravitacijom. Kako se neutroni sastoje od elementarnih čestica koje nazivamo kvarkovima, na ogromnim pritiscima neutroni više ne mogu da se razlikuju kao individualne čestice jer dolazi do faznog prelaza u kome materija prelazi u tzv. kvarkovsko stanje.

Do nedavno se mislilo da kvark-zvezde zaokružuju priču o životu zvezda. Ispostavlja se, međutim, da imamo još dosta toga da naučimo. Gravitacioni kolaps, gde materija dostiže sve veće gustine i pritiske, može se razumeti kao inverzni Big Beng. Posle Big Benga, univerzum, koji je startovao iz stanja praktično beskonačne gustine, počinje da se širi i razređuje. U gravitacionom kolapsu se prilazi 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 tzv. elektroslabog faznog prelaza. U tom procesu elektromagnetne i slabe nuklearne interakcije se ujedinjuju u jedinstvenu silu pod imenom elektroslaba sila.

Na ovim ekstremnim gustinama, pod dejstvom elektroslabih sila, kvarkovi se konvertuju u elektrone i neutrina vrlo visokih energija. U ovom kontekstu, kvark-zvezda je samo veliki rezervoar kvarkova koji mogu da posluže kao gorivo, tj. izvor energije. To znači da elektroslabe reakcije mogu da zamene davno ugašene termonuklearne reakcije i obezbede stabilnost zvezde.

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 University) 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 neutrina. 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.

Druga važna činjenica je da neutrino, koji inače ima vrlo slabe interakcije sa okolnim materijalom, na ovako visokim energijama bitno pojačava svoje interakcije i ponaša se skoro isto kao i elektron, 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. 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 u stvari biti elektroslabe zvezde.

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

***

http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=8895

http://physicsworld.com/cws/article/news/41269

http://en.wikipedia.org/wiki/Electroweak_star