Naukowcy zbadali rozmiary i skład gwiazdy neutronowej, jednego z najgęstszych obiektów we Wszechświecie. Badania gwiazd zawierających jeden z najrzadszych i najciekawszych rodzajów materii mogą prowadzić do lepszego zrozumienia działania podstawowych cegiełek natury – protonów, neutronów, a także wchodzących w ich skład, mniejszych cząstek – kwarków. Wszystko dzięki nietypowym warunkom, jakie panują w gwiazdach neutronowych – cząstki są tam tak upakowane, że gęstość materii jest bilion razy większa niż na Ziemi.

8 września podczas spotkania High Energy Astrophysics Division of the American Astronomical Societyw w Nowym Orleanie odbyła się internetowa konferencja prasowa na temat gwiazd neutronowych. W czasie konferencji dwójka naukowców, Dr Tod Strohmayer z instytutu Goddard Space Flight Center w Greenbelt, będącego pod patronatem NASA, i jego współpracownik Adamem Villarreal’em, doktorant na Uniwrsytecie Arizona, zaprezentowali wyniki swoich prac.

Badacze oszacowali promień jednej z gwiazd neutronowych (EXO 0748-676) na około 11,5 kilometra oraz obliczyli jej przybliżoną masę, około 1,75 masy Słońca. Ten wynik jest niezgodny z wcześniejszymi rozważniami teoretycznymi. Wegług teorii gwiazda powinna być dużo lżejsza. Naukowcy oparli swoje pomiary na danych obserwacyjnych z rentgenowskiego teleskopu NASA’s Rossi X-ray Timing Explorer.

O dawna poszukujemy zależność masy od promienia gwiazdy neutronowej określaną przez związek gęstości i ciśnienia. Zależnośc tę nazywa się równaniem stanu dla gwiazdy neutronowej. Jeżeli poznamy rodzaj materii znajdującej się wewnętrz gwiazdy, będziemy mogli stworzyć odpowiedni aparat matematyczny opisujący jej zachowanie. Pozwoli to lepiej zrozumieć naturę oddziaływiań między cząstkami elementarnymi pod wielkim ciśnieniem. Jest to kluczowe dla zrozumienia w jaki sposób powstał nasz Wszechświat. W czasie kilku pierwszych minut po Wielkim Wybuchu cząstki musiały znajdować się pod równie wysokim ciśnieniem.

Najchętniej dotknęlibyśmy palcem tego czegoś, co powstało zaraz po Wielkim Wybuchu” tłumaczy Strohmayer. “Od kiedy dowiedzieliśmy się, że jest to niemożliwe, musimy radzić sobie w inny sposób. Gwiazda neutronowa, to rodzaj kosmicznego laboratorium, gdzie mamy jedyną w swoim rodzaju okazję poznać materię pod tak ogromnym ciśnieniem.

Badana gwiazda neutronowa, EXO 0748-676 to pozostałość jądra masywnego karła, który rozbłysł jako supernowa. Gwiazda, o której mowa to część układu podwójnego, ulokowanego w gwiazdozbiorze nieba południowego Rybie Latajacej (Volans). Układ oddalony jest o około 30 tysięcy lat świetlnych od nas, i widać go przez większy teleskop amatorski (pamiętajcie, że artykuł źródłowy jest amerykańki – tam mają większe-większe teleskopy amatorskie 🙂 ).

Towarzysz neutronowego pasożyta to “zwykła” gwiazda niewiele różniąca się od Słońca. Gwiazda neutronowa zniekształca swoją bezbronną przyjaciółkę zanurzając się w niej dzięki olbrzymim siłom grawitacyjnego przyciągania. Skradziona materia “zykłej” gwiazdy opada na powierzchnie złodziejki wywołując olbrzymie eksplozje. W ten pasożytniczy sposób gwiazda neutronowa może świecić. Podczas wybuchu emitowane jest nie tylko światło widzialne, ale róznież promieniowanie rentgenowskie. Takie rozbłyski nazwane rozbłyskowymi oscylacjami mogą ujawnić nam szybkość obrotu gwiazdy. Można to ustalić na podstawie częstotliwości emisji promieniowania X. Wizja artystyczna rozbłysku została przedstawiona na poniższych ilustracjach.

Wizja artystyczna układu EXO 0748-676 złożonego z gwiazdy neutronowej i gwiazdy “zwykłej”. Jedna z faz życia układu, wokół gwiazdy neutronowej powstaje dysk akrecyjny.

Wizja artystyczna układu EXO 0748-676 złożonego z gwiazdy neutronowej i gwiazdy “zwykłej”. Rozbłysk na powierzchni gwiazdy neutronowej.

Wizja artystyczna układu EXO 0748-676 złożonego z gwiazdy neutronowej i gwiazdy “zwykłej”. Gwiazda neutronowa wdziera się w zewnętrzne powłoki gwiazdy towarzysza. Materia ciągle opadająca na powierznie neutronowego pasożyta wywołuje liczne eksplozje będące źródłem światła widzialnego i promieniowania X.

Już kilka lat temu naukowcy wykryli w układzie EXO 0748-676 rozbłyskowe oscylacje o częstotliwości 45 hertzów, co jest równoważne 45 obrotom na sekundę – jest to dość niewielka częstotliwość, niektóre gwiazdy osiągają 300 obrótów na sekundę.

W toku dalszych badań skupiono się na obserwacjach EXO 0748-676 przez satelitę ESA’s XMM-Newton, prowadził je Dr Jean Cottam z NASA Goddard. Jego grupa badawcza wykryła linie spektralne emitowane przez gorący gaz, był to swego rodzaju kardiogram gwiazdy. Linie miały dwie ciekawe cechy.

Po pierwsze były przesunięte dopplerowsko. Oznacza to, że zmierzona energia fal była średnią energii fal pochodzących z części gwiazdy oddalejące się od nas i z części przybliżającej się do nas podczas każdego obrotu. Poza tym linie były grawitacyjnie przesunięte ku czerwieni. To znaczy, że siła grawitacji działająca na fale rozchodzące się w kierunku od gwiazdy zmniejsza ich energię.

Na podstawie badań J. Cottama, dwaj inni naukowcy, Strohmayer i Villareal, znając częstotliwość obrotu gwiazdy oraz biorąc poprawkę wynikającą z zaobserwowanych linii widmowych, obliczyli, że promień gwiazdy zawiera się między 9,5 a 15 kilometrów, według ich teorii najlepszym oszacowaniem jest 11,5 kilometrów.

Prawie równocześnie zostały opublikowane wyniki badań grupy J. Cottama. Naukowcy prowadzili pomiarzy przesunięcia ku czerwieni spowodowanego siłami grawitacyjnymi. Na tej podstawie wyznaczyno stosunek masy do promienia, chociaż nie znana była jeszcze ani masa, ani promień gwiazdy.

Publikacja rezultatów nie spotkała się z dobrym przyjęciem w gronie badaczy gwiazd neutronowych, wielu specjalistów kwestionowało otrzymane wyniki, twierdząc, że linie spektralne są zbyt wąskie.

Na szczęście dzięki późniejszej współpracy Strohmayera i Villareala z grupą J. Cottama, wyniki zostały potwierdzone i oficjalnie przyjęte. Teraz znając wartości stosunku masa-promień oraz wartość promienia, naukowcy obliczyli masę gwiazdy, która waha się między 1,5 a 2,3 mas Słońca. Za najbardziej prawdopodobną wartość uznano 1,75 mas Słońca.

Rezultaty potwierdzają przypuszczenia o ogromnym upakowaniu materii wewnątrz gwiazd neutronowych. Z tego powodu prawie wszystkie protony i elektrony są ściśnięte do neutronów, które zachowują nadciekłość, co oznacza, że przepływając nie wykazują lepkości. Materia nie jest na tyle gęsta, by uwolnione zostały kwarki i powstała gwiazda kwarkowa (quark star).

Nasze wyniki wymuszają szczególne parametry dla równania stanu gwiazdy neutronowej. Wygląda jednak na to, że takie równanie sprawdza się tylko dla ogromnych, badź niezwykle małych gwiazd. Wynika z tego, że obecne równanie stanu dla gwiazd neutronowych nie opisuje dobrze rzeczywistości. Jednak dużo bardziej ekscytujący od teorii jest inny praktyczny fakt. Mamy już metodę mierzenia stosunku masy do promienia, która może być wykorzystana do badań innych gwiazd neutronowych.” oznajmił Villareal.

Autor

Aleksandra Drozd

Komentarze

  1. jacek    

    masy i promienie pulsarów można obliczyć — wszystkie pulsary zwalniają rotacje wskutek utraty masy na promieniowanie.Im szybciej pulsar zwalnia tym jego masa jest większa-to jest podstawowa zależność,która pozwala wyznaczyć pierwotny okres pulsacji. Najszybszy pulsar może mieć masę m=3,65 masy słońca i rotuje w czasie T=0,9028 ms tj.1107 obrotów na sekundę.

  2. jacek    

    masy i promienie pulsarów można obliczyć — wszystkie pulsary zwalniają rotacje wskutek utraty masy na promieniowanie.Im szybciej pulsar zwalnia tym jego masa jest większa-to jest podstawowa zależność,która pozwala wyznaczyć pierwotny okres pulsacji. Najszybszy pulsar może mieć masę m 3,65 masy słońca i rotuje w czasie T 0,9028 ms tj.1107 obrotów na sekundę.

Komentarze są zablokowane.