Stelele neutronice sunt obiecte cosmice prezise de astronomi în urma calculelor teoretice. Aproape imediat după descoperirea, în anul 1932, a neutronului (o particulă subatomică ce alcătuiește nucleul atomic), în 1934, astronomii Fritz Zwicky și Walter Baade au publicat o ipoteză despre existența obiectelor compuse exclusiv din particulele nou descoperite. Oamenii de știință doreau să explice supernovele, explozii de scurtă durată ale stelelor care eliberează cantități enorme de energie.
Deși la acea vreme se știau foarte puține lucruri despre forțele nucleare și structura nucleului atomic, cei doi savanți au făcut presupunerea corectă că această energie este convertită din energie gravitațională atunci când steaua își leapădă învelișul exterior în timpul exploziei, iar nucleul sau central este comprimat de milioane de ori. Ținând cont de masele tipice ale corpurilor luminoase și de estimarea densității materiei nucleare, a devenit imediat clar că ar fi imposibil să se observe o stea neutronică cu ajutorul telescoapelor optice.
Cert este că, după explozia unei supernove, masa rămasă din supernovă, comprimată la densitatea nucleară, ar forma o sferă cu o rază de doar câteva zeci de kilometri, care, chiar și la temperaturi de suprafață foarte ridicate, ar fi imposibil de văzut din cauza luminozității insuficiente.
Totul s-a schimbat însă în a doua jumătate a anilor 1960. Printr-o coincidență stranie (deși nu atât de rară în știință), la acea vreme, atât astronomii teoreticieni, cât și cei observatori au concluzionat simultan și independent că stelele neutronice trebuie să fie surse de unde radio puternice.
În 1967, astrofizicianul italian Francesco Pacini a teoretizat acest lucru. În articolul său din revista Nature, el a menționat că, dacă un astfel de obiect (la acea vreme doar ipotetic) are un câmp magnetic puternic și se rotește rapid, trebuie să convertească energia cinetică de rotație în unde radio.
Prima observare a unei surse radio puternice din spațiul cosmic a avut loc în 1965 în Nebuloasa Crabului, iar descoperirea certă a primului pulsar radio, care a fost ulterior identificat drept o stea neutronică, a fost raportată în 1967.
Astronomul american Anthony Hewish a contribuit cel mai mult la ambele descoperiri. El a fost cel care a construit instrumentul care a descoperit primul pulsar, PSR B1919+21, cu o perioadă de ~1,3 s. Totuși, nu trebuie să uităm de contribuția elevei sale, Jocelyn Bell, care a trebuit să caute semnale prin zeci de metri de înregistrări ale instrumentului (o rețea de antene radio) tipărite pe hârtie. Mai mult, Hewish a primit Premiul Nobel pentru această descoperire, în timp ce Bell nu l-a primit, ceea ce a stârnit ulterior controverse cu privire la corectitudinea acestui premiu.
Semnalul detectat a fost inițial denumit LGM-1, care înseamnă Little Green Man-1. Existența în spațiu a unei surse radio atât de puternice părea atât de incredibilă la acea vreme, încât oamenii de știință au fost gata să o atribuie extratereștrilor, în glumă, desigur.
Punctul final al evoluției
Așa cum am menționat anterior, o stea neutronică reprezintă ultimul pas înainte ca un obiect astrofizic să „cadă” într-o singularitate sub influența gravitației sale. O stea neutronică are șansa de a deveni o stea suficient de grea, a cărei masă inițială, însă, nu depășește opt mase solare. Pe parcursul vieții sale, ea va „arde” treptat combustibilul de fuziune din nucleul său: mai întâi hidrogen, transformându-l în heliu, apoi heliu în carbon.
Apoi, dacă nucleul este suficient de masiv și de mare, va începe fuziunea nucleelor de carbon în nuclee mai grele, cum sunt neonul, oxigenul și altele. Dacă nucleul nu este suficient de masiv pentru ca presiunea enormă din interiorul său să permită astfel de reacții, atunci, după ce învelișul exterior este aruncat în spațiu, rămășița stelei devine o pitică albă, formată în principal din atomi de carbon.
Dacă gravitația este mai puternică, adică dacă nucleul stelar este de aproximativ 1,4 ori mai greu decât Soarele (așa-numita limită Chandrasekar), atunci, după ce carbonul din nucleu este „ars”, electronii încep să se afunde în nucleele atomilor, interacționând cu protonii pentru a forma neutroni și particule neutrino. În scurt timp, se eliberează o cantitate enormă de energie și se creează un singur nucleu neutronic mare.
Dacă gravitația „învinge” chiar și presiunea neutronilor extrem de dens ambalați, atunci materia rămasă se prăbușește irevocabil sun propria sa gravitație, adică într-o gaură neagră. Acest lucru se întâmplă atunci când masa stelei este mai mare decât o altă limită – limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff (aproximativ 2,4 mase solare). După cum se știe, în astfel de cazuri, niciun semnal nu poate ieși de acolo, așa că în privința găurilor negre putem emite doar ipoteze, deoarece nu putem vedea în interiorul lor.
În timpul exploziei, învelișul exterior „cade” la suprafața nucleului stelei cu o viteză relativistă ce poate atinge un sfert din viteza luminii. O parte din materia stelară se desprinde de suprafață, formând o rămășiță de supernovă ce este vizibilă timp de secole după explozie. Iar explozia în sine este o supernovă (sau, mai degrabă, un tip de supernovă). Omenirea a avut norocul să observe astfel de fenomene „de aproape” (în Calea Lactee sau în galaxiile vecine) de mai multe ori în istoria sa.
Prin această metamorfoză, steaua neutronică moștenește foarte puțin de la predecesoarea sa, steaua „obișnuită”. Cu toate acestea, una dintre mărimile care se păstrează în mare măsură este impulsul. Legile conservării acestei mărimi arată faptul că steaua neutronică compensează scăderea radicală a dimensiunii printr-o viteză de rotație incredibilă.
Astfel, în cazul unor pulsari, perioada de pulsație poate fi de doar câteva milisecunde. Aceasta înseamnă că pentru un obiect cu o rază de 20-30 km, care efectuează o rotație completă în acest timp, viteza de mișcare a punctelor de la suprafață poate fi de câteva zecimi din viteza luminii.
Aceasta explică una dintre proprietățile uimitoare ale stelelor neutronice, care le face vizibile. Însă oamenii de știință nu au găsit încă un răspuns clar despre originea celeilalte proprietăți a unei stele neutronice, și anume câmpul magnetic puternic. Poate că și acesta este „moștenire” de la o stea pe moarte.
În acest caz, vorbim despre legea conservării fluxului magnetic. Dacă inițial câmpul magnetic a creat un flux printr-o arie a secțiunii transversale semnificativ mai mare (deoarece steaua avea o rază mult mai mare), atunci, după reducerea sa de la milioane la câteva zeci de kilometri, intensitatea câmpului ar fi trebuit să se modifice în sens invers ariei. Dar nici măcar această justificare nu este suficientă pentru a explica magnitudinile monstruoase ale intensităților câmpului pe care astrofizicienii estimează că le au stelele neutronice în apropierea suprafeței lor.
Structură și proprietăți
Chiar dacă stelele neutronice sunt practic un grup de particule identice (neutroni), structura lor poate fi eterogenă. De exemplu, stratul superficial, care reprezintă câteva procente din rază, este format din materie ionizată – nuclee atomice extrem de dense și o mare de electroni separați de acestea. Această împachetare densă ne permite să considerăm suprafața drept o stare solidă a materiei.
Drept urmare, sub influența forței centrifuge și a câmpului magnetic, se pot forma acolo „munți” înalți de câțiva centimetri sau milimetri. Când aceștia se prăbușesc după „explozii stelare”, energia eliberată este suficientă pentru a fi văzută de pe Pământ, sub forma unor explozii puternice de raze gamma provenite de la stelele neutronice.
Cu cât ne apropiem de centru, cu atât densitatea este mai mare și cu atât există mai puțini protoni și electroni care nu au interacționat încă pentru a forma un neutron. Valoarea densității materiei stelei neutronice este comparabilă cu densitatea nucleelor atomice, și anume, de ordinul a 10¹⁷ kg/m³ (o linguriță din această materie neutronică va avea aceeași masă ca Muntele Everest). Pentru a o descrie, se folosesc aceleași formule și legi ca în fizica nucleară.
O substanță sub o astfel de presiune devine ceea ce oamenii de știință numesc „gaz Fermi neutron-proton” sau materie degenerată. În această stare, ea are proprietăți extrem de neobișnuite. De exemplu, volumul său aproape că nu depinde de masa sa, iar dependența slabă care este încă prezentă dă totul peste cap: cel mai probabil, cu cât steaua neutronică este mai grea, cu atât raza sa este mai mică.
Nucleele stelelor neutronice au secretele lor. Densitatea lor poate fi de două ori mai mare decât media unei stele, iar temperatura lor poate ajunge la zece miliarde grade Kelvin.
Pot exista condiții astfel încât materia să treacă în starea de plasmă quark-gluon, când nu numai neutronii și protonii constând din quark-uri sunt în echilibru, ci și particule elementare mai exotice cu o compoziție diferită a quark-urilor. Pe Pământ, o astfel de stare a materiei este realizabilă doar pentru miliardimi de secundă în cele mai puternice acceleratoare.
O altă caracteristică a monstrului neutronic este câmpul magnetic. Intensitatea sa în apropierea stelei poate atinge valori de la 10⁴ la 10¹¹ tesla. Densitatea de energie (E/c²) a câmpului la limita superioară a acestui interval este de 10 mii de ori mai mare decât densitatea plumbului. Pentru comparație, recordul obținut în laboratoarele terestre a fost de câteva zeci de tesla. Iar câmpul magnetic de pe suprafața planetei noastre are o putere de cel mult 50 de microtesla.
Axa de simetrie a câmpului magnetic al unei stele neutronice nu coincide de obicei cu axa sa de rotație. Deoarece acest câmp este evident neomogen, atunci când se rotește cu o viteză terifiantă, generează radiații radio de o putere suficientă pentru a fi detectate la sute sau mii de ani-lumină distanță.
Acest lucru poate fi considerat un atribut aproape obligatoriu al unei stele neutronice: printre cele 2010 obiecte cunoscute de acest tip, 2000 sunt caracterizate prin pulsații radio. Cele cu câmpuri magnetice deosebit de puternice se numesc magnetari.
Aceste câmpuri sunt atât de puternice încât pot smulge protoni de pe suprafața stelei. Acest lucru duce la explozii de raze gamma destul de lungi (până la 10 s), timp în care se eliberează energie comparabilă cu radiația anuală a Soarelui. În plus, forța de interacțiune a unor astfel de câmpuri cu momentul magnetic dipolar al unui electron poate depăși energia sa de repaus, ceea ce dă naștere la efecte relativiste interesante, cum ar fi polarizarea în vid, producerea de particule din câmp etc. Datorită alungirii norilor de electroni în jurul nucleului, atomii de hidrogen dintr-un astfel de câmp devin ca niște fire, fiind de câteva sute de ori mai subțiri decât sunt în starea lor obișnuită.
Laboratoare extreme ale universului
Nu trebuie uitat rolul special al stelelor neutronice pentru astrofizică, fizica fundamentală și, paradoxal, pentru viață însăși. Am observat deja anterior că existența unor astfel de obiecte este extremă în multe privințe: câmpuri gravitaționale extreme, proximitatea extremă față de o gaură neagră și procese extreme în timpul formării. De exemplu, forța gigantică a câmpului gravitațional de pe suprafața unei stele neutronice deformează timpul și spațiul, astfel încât timpul de acolo încetinește cu câteva procente în comparație cu regiunile îndepărtate.
Astfel de proprietăți extreme permit testarea teoriilor fundamentale, în special a teoriei relativității generale a lui Einstein, în cel mai precis mod. Datorită pulsarului dublu PSR B1913+16, în anii 1970, a fost posibilă confirmarea indirectă a existenței undelor gravitaționale. Două stele neutronice, care orbitează una în jurul celeilalte, pierdeau lent energie din cauza emisiei unor astfel de unde, iar acest lucru a devenit vizibil datorită scăderii previzionate și observate a perioadei lor de rotație. Abia în 2015, aceste unde au fost descoperite direct de detectorul LIGO de pe Pământ.
În 2017, același detector a ajutat la observarea unui fenomen unic și rar, dar important – fuziunea stelelor neutronice. Oamenii de știință au reușit apoi să identifice două evenimente: explozia de raze gamma a GRB 170817A și colapsul care a provocat explozia de unde gravitaționale GW170817. Acest lucru a contribuit în mare măsură la înțelegerea fizicii unor astfel de procese.
Astfel de explozii se numesc explozii kilonice (prin analogie cu supernovele), iar importanța lor constă în faptul că produc o sinteză masivă de elemente chimice mai grele decât fierul, ceea ce este imposibil în procesul de „ardere” termonucleară obișnuită din interiorul stelelor. Diversitatea chimică a prafului care a format sistemul nostru solar, printre altele, a făcut posibilă apariția vieții pe Pământ.
Sursa: Universe Magazine