Žvaigždės, kaip ir kiekvienas objektas visoje Visatoje, gimsta ir miršta. Kaip žvaigždė baigia savo gyvenimą, galiausiai lemia tik jos masė. Pačios žvaigždės egzistuoja tik dėl labai trapios pusiausvyros, esančios tarp karščio jos branduolyje ir gravitacijos. Kol žvaigždės branduolyje vykstančių termobranduolinių reakcijų metu išskiriama jėga yra lygi gravitacijos jėgai, ji, kol kas, neturi dėl ko jaudintis.

Deja, per milijonus ar net milijardus metų, branduolyje nebelieka pakankamai elementų, kad šios reakcijos toliau vyktų, ir žvaigždė pradeda eiti savo gyvenimo galo link. ^[1;2] Šiame etape žvaigždės baigtį nulemia jos masė. Mažos žvaigždės taps baltosiomis nykštukėmis, vidutinės po savęs paliks planetiškąjį ūką ir taip pat taps baltosiomis nykštukėmis. ^[9] Tačiau kas gi atsitiks milžinėms?

Milžinių laukia įspūdinga baigtis. Pirmiausia jų išoriniai sluoksniai išsiplečia, ir jos tampa raudonosiomis supermilžinėmis. Vėliau žvaigždės branduolys smarkiai susitraukia, tampa labai tankiu. Branduolyje helis virsta į anglį, anglis į silicį ir galiausiai į geležį.  

Čia reakcijos nutrūksta, kadangi geležis nebeišskiria energijos, o ją naudoja. Galiausiai gravitacija, kovą tarp savęs ir reakcijų išskiriamos energijos, laimi, ir pusiausvyra palinksta gravitacijos pusėn.^[1;5] Visa žvaigždės masė yra gravitacijos stumiama į branduolį, kuriame ji, kartu su geležiniu branduoliu, kolapsuojasi ir sprogsta. Tai mes vadiname supernova. Supernovos liekana yra tarpžvaigždinis ūkas, kurio centre gali susidaryti dvi liekanos, kurias ir vėl lemia masė. Sunkesnės žvaigždės liekana bus juodosiomis skylėmis, o lengvesnės – neutroninė žvaigždė.

Šių žvaigždžių sandara bei savybės yra vienos keisčiausių visoje Visatoje: jų paviršiaus temperatūra gali siekti iki 100 milijardų Kelvinų, kol mūsų Saulės siekia vos 6000; jų gravitacija yra apie 2 milijardus kartų stipresnė nei Žemės; jos geba suktis aplink savo ašį net kelis kartus per sekundę; o jų skersmuo gali būti tik apie 20 kilometrų, nors jų masė gali siekti net 1,5 saulės masių. Šios žvaigždės tokios tankios, jog vienas arbatinis šaukštelis šios materijos svertų net apie 100 milijonų tonų. ^[4]

Nepaisant to, išorinis neutroninės žvaigždės sluoksnis yra galimai 10 milijardų kartų stipresnis nei pati stipriausia  medžiaga čia, Žemėje. ^[8] Šie išorinių sluoksnių neutronai susijungia į branduolius ir sudaro beveik kietą plutą. Mantijos apačioje yra aptinkamos keistos bei sudėtingos branduolinės struktūros. Dažniausiai įsivaizduojame, jog branduoliai yra apvalūs, tačiau tai negalioja neutroninių žvaigždžių vidui.

Žvaigždės viduje branduoliai deformuojasi bei sudaro keistų formų sankaupas, astronomų vadinamas „branduoliniais makaronais“. Šių „makaronų“ yra dar ir skirtingų rūšių: spagečių, lazanijos ir pan. Kas yra dar giliau, po šiais „makaronais“, nėra žinoma.

Spėjama, jog tai galėtų būti vadinamasis superskystis – skystis, kuriame nėra trinties. ^[7;11;12]

Vis dėlto, žvaigždei mirštant ir tampant neutronine žvaigžde, tai nebūtinai bus jos pabaiga. Dvi neutroninės žvaigždės gali susidurti ir sprogti kilonova – t. y. sprogimas dar stipresnis nei supernovos – ir mirti dar kartą. Po tokio sprogimo lieka tik juodoji skylė. ^[3] Susidūrus dviem neutroninėms žvaigždėms į kosmoso erdves išmetama dar daugiau medžiagų. Ir tik gan neseniai buvo atrasta, jog iš kilonovų sprogimų atsiranda dauguma dabartinių, mums žinomų sunkiųjų elementų, tokių kaip auksas, platina, uranas ir daugybė kitų. ^[4;6]

Deja, mes žinome tik nedaug neutroninių žvaigždžių ^[10] (tik apie 3000 Paukščių Tako galaktikoje), o įvykusių kilonovų – dar mažiau, tad šios žvaigždės yra gan nedaug ištirtos ir savyje gali slėpti dar daug naujos, mums nežinomos informacijos, kuri padėtų mus supantį pasaulį suprasti dar geriau.

Elzė Grinevičiūtė, Vilniaus jėzuitų gimnazija, 9 klasė

Šaltiniai

1. National Aeronautics and Space Administration (NASA), Stars, Imagine the Universe, 2014
2. University of Maryland, Introductory Astronomy: Main Sequence Stars, Introductory Astronomy, 2018
3. Elizabeth Howell, When Neutron Stars Collide: Scientists Spot Kilonova Explosion from Epic 2016 Crash. Space.com, 2019
   https://www.space.com/colliding-neutron-stars-caued-massive-kilonova-explosion.html
4. Nola Taylor Tillman, Neutron Stars: Definition & Facts. Space.com, 2018
   https://www.space.com/22180-neutron-stars.html
5. Swinburne University of Technology, Core-Collapse. COSMOS – The SAO Encyclopedia of Astronomy
   https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/c/core-collapse
6. Watson, D., Hansen, C.J., Selsing, J. et al. Identification of strontium in the merger of two neutron stars. Nature 574, 497–500, 2019
   https://doi.org/10.1038/s41586-019-1676-3
7. Chamel, N., Haensel, P. Physics of Neutron Star Crusts. Living Rev. Relativ. 11, 10, 2008
   https://doi.org/10.12942/lrr-2008-10
8. Nancy Atkinson, Neutron Stars Have Crusts of Super-Steel, Universetoday, 2009
   https://www.universetoday.com/30526/neutrons-stars-have-crusts-of-super-steel/
9. National Aeronautics and Space Administration (NASA), White Dwarfs, Imagine the Universe, 2006
   https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/dwarfs1.html
10. Robert Naeye, Neutron Stars, Mission News, 2007
    https://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/neutron_stars.html
11. M. E. Caplan, C. J. Horowitz, Astromaterial Science and Nuclear Pasta, 2017
    https://doi.org/10.1103/RevModPhys.89.041002
12. Helena Pais, The nuclear pasta phase, NewCompStar
    https://compstar.uni-frankfurt.de/outreach/short-articles/the-nuclear-pasta-phase/

Komentarai ()