ULOGA POKERA U STELARNOJ EVOLUCIJI

Kad neko pokuša da nađe Andromedinu galaksiju golim okom, a pritom može nekako da locira sazvežđe Andromede, vrlo lako padne u zamku da magličastu mrlju koju predstavlja M34 proglasi za galaksiju M31. Jedan pogled kroz dvogled donosi razočarenje: ogromno rasejano zvezdano jato (otvoreno). Radi se o nekih stotinak zvezda od kojih dvogled prikazuje tek nekoliko, a teleskop otkriva par desetina ili malo više, u zavisnosti od aperture. Jato je relativno veliko (35 minuta) i prekriva na nebu površinu sličnu punom Mesecu. Kad se sve uračuna sjaj jata je respektabilnih 5.5mag i s pravom konkuriše Andromedinoj galaksiji, mada je ona još sjajnija (3.5mag).

Jato je otkrio, kako se veruje Hodierna, i otkriće je došlo do Messier-a koji je objekat 110 godina kasnije uvrstio u svoj katalog. Prvi opis i potiče od njega, mada je prilično štur i više se bavi opisom položaja nego detalja, što je i logično jer detalja u njegovim minijaturnim durbinima nije bilo (čak i piše da se "običnim refraktorom od tri stope mogu razlučiti zvezde"). Bode je na taj opis položaja dodao i merenja u minutima u odnosu na sjajnije zvezde. William Herschell je jato posmatrao sledeći, reflektorom od 7 stopa (misli se na žižnu daljinu, apertura im je tad bila u drugom planu, to govori o problemima prilikom precizne izrade sočiva i ogledala, a naročito kod malih sočiva za okulare) i izbrojao 120 članica, plus još neke koje "svetle kao zvezde u daljini." 

Mi danas koristimo podatak da jato ima oko sto zvezda. Na ovom snimku prepunom svetlosnog zagađenja se ipak vidi da većina sjajnih zvezda ima plavu boju, što govori u prilog pretpostavljenoj starosti celog jata od nekih 180 miliona godina. Ovo na galaktičkoj skali nije mnogo, Hijade su recimo dosta starije (800 miliona godina) i već se lagano raspadaju, a Plejade sa sto miliona godina su kompaktnije i mlađe. Pregledom spektara ustanovljeno je da ove zvezde upravo ulaze na glavni niz, što znači da će se jato raspasti a one će živeti po raznoraznim budžacima Galaksije još mnogo mnogo vremena. A kad smo već kod spektara, nađeno je i 19 belih patuljaka.

U vidnom polju je bila i planetarna maglina PK 144 15.1. Pošto sam eksponirao vrlo kratko, svega 9 minuta kad se sve uračuna; a i nebo je bilo prepuno LP-a, detektovanje ove prelepe magline je bilo više ili manje nemoguća misija.

Šta su ljudi nekad mislili o sjaju zvezda? Najlakše je bilo misliti da su to zlatni ekseri prikucani uz kristalnu sferu kao što su  u početku stari Grci mislili, barem neki od njih - drugi su shvatili da su to male rupice na toj sferi kroz koje sjaji Večna Vatra. Međutim, polovinom prošlog milenijuma je sfera fiksnih zvezda otpala i u vreme Herschell-a je bilo logično da su sve zvezde istog sjaja a da se razlikuje samo distanca do njih.

U XIX veku je spektroskop počeo da se koristi u vaskolikoj nauci, pa i u astronomiji i to je bio fundamentalni iskorak koji je omogućio neverovatnu stvar: da otkrijemo hemijski sastav zvezda bez da odemo do tamo po uzorak. Osim sastava moguće je bilo doći i do još nekih zaključaka, recimo brzine kretanja u odnosu na nas (ali u jednoj ravni), zatim moglo je da se špekuliše o temperaturi zvezda itd. Međutim, suštinski je spektroskop u kombinaciji sa drugim tehnikama pokazao pravu vrednost, konkretno ovde su pomogle dvojne zvezde. Uzet je primer 40 Eridani, prelep trostruki sistem jedne sjajne zvezde (A) oko koje kruži vrlo blisko spojen B i C par. A i B su bele, C je crvena zvezda. Pošto su sve tri zvezde na istoj distanci (16 svetlosnih godina) njihov sjaj, spektar i orbitalne parametre možemo da sklopimo i shvatimo da su sve tri zvezde zapravo patuljci. Najsjajnija je A sa 4.43mag, a naše Sunce gledano odatle bi imalo treću magnitudu. 

Ova zvezda je prvi zvanično otkriveni beli patuljak. Postoji više vrsta patuljaka ali u bele se ubraja recimo još i Sirijusov pratilac koji je sledeći otkriven. Put je bio pripremljen Bessel-ovim merenjima položaja Sirijusa i Prokiona koja su pokazala da se ove zvezde pomeraju u smislu da ih razvlače nevidljivi pratioci, čak je i napomenuo da neće biti iznenađen da se ovi pratioci otkriju a da naročito treba voditi računa da sjaj zvezde nije uvek proporcionalan njenoj masi.

A masa belih patuljaka generalno je ravnomerno distribuirana oko 0.6 Sunčevih masa. Termin patuljak se uglavnom odnosi na prečnik, tako da u odnosu na Sunce njihov prečnik obično iznosi 1-2%, što ih čini veoma zbijenim i to je jedna od prvih stvari koja je pre stotinak godina astronomima upala u oči. Zvezda mase pola Sunca sa prečnikom Zemlje mora imati enormnu gustinu - prosek je jedna tona po kubnom centimetru materije. I odmah su krenule teorijske konstrukcije kako je ovako nešto uopšte moguće. 

Postupak zaključivanja je bio sledeći: iz orbite dvojnih zvezda da se zaključiti kolika je masa zvezde; nakon toga sledi određivanje površinske temperature iz spektra; ako se zna distanca iz paralakse sledi da se zna i apsolutni sjaj; iz apsolutnog sjaja i distance se određuje prečnik. I odmah nakon što su prve kalkulacije tamo negde oko Prvog svetskog rata izvedene, astronomi nisu mogli da veruju. Po novopostavljenoj Teoriji relativiteta ovako gusta zvezda bi morala da ima gravitacioni crveni pomak, odnosno da efektivno usisava ili bar usporava svoju sopstvenu emitovanu svetlost. Edington je prvi došao do ovog zaključka 1924. godine, ni sam ne verujući mnogo u tu mogućnost, ali već sledeće godine je Adams objavio spektroskopske rezultate izmerene na Sirijusu B. Danas mi te rezultate odbacujemo jer su kontaminirani spektrom Sirijusa A i u suštini netačni, ali već pedesetih je mereno na 40 Eridani i došlo se do cifre od 21 km/sec. Toliko dakle zvezda usporava svoju svetlost, vukući je nazad. Za Sirijus B ova vrednost danas izmerena pomoću HST iznosi 80 km/sec. Primera radi, za Sunce gravitacioni pomak iznosi svega 630 m/sec a za crnu rupu u centru Mlečnog Puta (Sgr A) iznosi oko 200km/sec.

O prirodi belih patuljaka i zašto su toliko gusti govori nam stelarna evolucija. Beli patuljak je zapravo centralni ostatak bivše zvezde, nešto što je zapravo bilo srce (ili tačnije jezgro) prethodne zvezde. U ovu grupu ostataka spadaju još i neutronske zvezde i crne rupe. Ove druge dve kategorije su još gušće, neutronske zvezde uopšte ne zrače u vidljivom opsegu a crne rupe i ako bi zračile - uvlače svoju svetlost nazad zbog neuporedivo veće gustine a samim tim i gravitacije skoncetrisane na veoma malom prostoru. Praktično od zvezdanih ostataka su beli patuljci najpitomija vrsta.

Priča teče ovako: zvezda koja nema masu iznad otprilike 10 Sunčevih nema ni mogućnost da eksplodira kao supernova. Ona onda vremenom evoluira u crvenog džina, ostarelu zvezdu čije jezgro je komprimovano i dodatno zagrejano fuzijom isprva lakših a onda i teških elemenata. Spoljni slojevi zvezde se zatim usled velike temperature razlivaju i tako zapravo nastaje crveni džin - on  je džin samo po prečniku, masa je najčešće relativno mala. Kako ovaj proces napreduje spoljni slojevi otplove u prostor i nastane planetarna maglina; a centralni ostatak je bogat teškim elementima i zbog toga veoma zagrejan i veoma zbijen. Moglo bi se reći da je ovo zagrevanje zapravo glavni uzrok zbog koga spoljni slojevi "isparavaju", odnosno da jezgro nije toliko zagrejano ne bi zvezda ni izgubila spoljne slojeve.

Ali struktura ovih patuljaka podrazumeva još neke tajne. U prvom redu to je postojanje degenerisane materije, odnosno nečega što je sasvim drugačije od uobičajene materije, barem ovde na Zemlji. Naime, kad pritisak raste normalni atomi se prvenstveno odupiru time što se elektroni iz omotača odupiru. Atom je uglavnom jedan ogromni prazan prostor gde se kreću minijaturne čestice, nešto slično kao što je Sunčev sistem zapravo ogroman prazan prostor u odnosu na prečnike planeta. Ako bismo odstranili taj prazan prostor, mogli bismo materiju da komprimujemo na izuzetno mali prostor. Upravo to se dešava u belom patuljku: elektroni su problem? Skinućemo elektrone sa atoma, od atoma će ostati samo jezgra a između njih će juriti slobodni atomi - to je najprostije struktura jedne degenerisane materije, odnosno jedne zbijene zvezde. Ali ovde postoji granica u masi belog patuljka i ona se nalazi na 1.44 Sunčeve mase. To je tzv Čandrasekarov limit i preko toga beli patuljak ako naraste eksplodira kao klasična supernova, ili ako je u startu veće mase onda evoluira u neutronsku zvezdu ili crnu rupu.

Oko strukture belih patuljaka ima još nekih interesantnih aspekata. recimo da svaka zvezda glavnog niza sija u ravnoteži dva suprotna procesa: fuzije koja ima tendenciju da svu materiju istera napolje i težnje zvezde da se sabije sama u sebe (gravitacioni kolaps). Postojanje zvezde je zapravo dugotrajan ekvilibrijum ta dva procesa nazvan glavni niz na HR dijagramu. E, kod belih patuljaka ove fuzije nema, nema ni radijativne zone na preseku, praktično nema nikakvog izvora toplote. Samim tim nema fuzije koja zrači ka površini i gorepomenute ravnoteže; ništa se ne suprotstavlja kolabiranju belog patuljka ka sopstvenom jezgru. Osim toga, beli patuljak bez fuzije svetli svojom do tada prikupljenom energijom odnosno temperaturom, koja svakako nije mala, ali bez sopstvenog izvora energije - beli patuljak praktično radi "na zalet". Drugim rečima, od nastanka do potpunog hlađenja trebalo bi da protekne, zavisno od mase, više od trenutne starosti Univerzuma (pretpostavke su prosečno oko 80 milijardi godina) i onda bi beli patuljak bio ohlađena kristalna zbijena masa, naravno potpuno tamna. Pošto takav patuljak ne bi zračio mi ne bismo mogli direktno ni da ga detektujemo, tako da trenutno deluje verovatno da se nijedan patuljak do ovog momenta nije ni izbliza ohladio.

A hlađenje najvećim delom ide preko posebnog procesa gde se emituju neutrini. Ovo je teorijska postavka, jedino za taj proces znamo da se uklapa u ono što znamo: u centru belog patuljka je elektron iz sveopšte elektronske zbrke apsorbovan u atomski nukleus (sada faktički jon). Onda se taj jon putem konvekcije transportuje do površine da bi tamo oslobodio putem beta raspada neutrino. Taj neutrino potpuno slobodno napusti zvezdu i odnese deo energije, bez ikakve interakcije, a jon se potom ponovo spusti do jezgra i proces se ponavlja nebrojeno puta. Smatra se da je ovo glavni proces hlađenja belih patuljaka i neutronskih zvezda, a ova ideja je prvo pala na pamet rusko-američkom fizičaru Georgiju Gamovu. On je u tom momentu bio u poseti prijatelju i kolegi brazilskom fizičaru Mariju Šenbergu. Zapravo, oni su u tom momentu bili u poseti kazinu u Rio de Žaneiru, gde su uprkos vrhunskom poznavanju matematike i kombinatorike veoma brzo istresli džepove. Gamov je proces gde zvezda rapidno gubi temperaturu kroz emisiju neutrina nazvao Urka proces, po imenu kazina, jer je proces rapidnog pražnjenja njihovih džepova bio po svemu ekvivalentan.