Polowanie na gwiazdy dziwne

W 1054 ROKU w gwiazdozbiorze Byka wybuch∏a supernowa, której
pozosta∏oÊci tworzà dziÊ Mg∏awic´ Kraba. Obiekt wskazany strza∏kà,
to gwiazda neutronowa – dawny rdzeƒ supernowej. Niektóre obiekty
uznawane za gwiazdy neutronowe mogà byç gwiazdami dziwnymi.

Wspó∏czesna fizyka coraz mocniej splata si´ z astrofizykà.

Badajàc prawa rzàdzàce mikroÊwiatem w skali subatomowej, coraz cz´Êciej musi-
my korzystaç z informacji zdobywanych w odleg∏ych rejonach WszechÊwiata. Na
przyk∏ad teoria oddzia∏ywaƒ fundamentalnych nie wyklucza, ˝e zwyczajna, dobrze
nam znana materia mo˝e przejÊç do stanu, w którym przestajà istnieç nie tylko ato-
my, lecz nawet czàstki ciàgle jeszcze powszechnie okreÊlane jako elementarne. Jedy-
nym sposobem zweryfikowania tych przewidywaƒ sà obserwacje dalekich obiektów
zwanych gwiazdami neutronowymi.

TreÊç wielu zadaƒ z fizyki zaczyna si´ s∏owami: „Znajdê stan równowagi...” Cho-

dzi oczywiÊcie o stabilny stan równowagi, w którym ca∏kowita energia interesujàce-
go nas uk∏adu fizycznego [ramka na stronie 40] osiàga minimum. W opisywanym
przez mechanik´ kwantowà mikroÊwiecie rozpatrujemy uk∏ady fizyczne na ró˝nych
poziomach elementarnoÊci, na których podstawowymi cegie∏kami sà atomy, nukle-
ony (ogólnie: bariony) lub kwarki [ramka na stronie 41]. Na ka˝dym z tych pozio-
mów istnieje stan o minimalnej energii ca∏kowitej w przeliczeniu na barion (albo
– co na jedno wychodzi – na trójk´ kwarków), który uk∏ad mo˝e osiàgnàç sam z sie-
bie, gdy jest utrzymywany w odpowiednio niskiej temperaturze i gdy nie dzia∏a naƒ
ciÊnienie zewn´trzne. Ten stan nazywamy stanem podstawowym.

MARZEC 2005 ÂWIAT NAUKI

Materia, z której jesteÊmy zbudowani,

mo˝e nie byç stabilna. Aby sprawdziç

to podejrzenie, naukowcy badajà

jedne z najbardziej niezwyk∏ych

obiektów WszechÊwiata

Pawe∏ Haensel

Polowanie

GWIAZDY

DZIWNE

W warunkach ziemskich materia osià-

ga stan podstawowy w kryszta∏ach izo-
topu ˝elaza

Fe [ramka na stronie 42],

których energia ca∏kowita w przelicze-
niu na nukleon wynosi 930.4 MeV (war-
toÊç ta uwzgl´dnia energi´ spoczynkowà
nukleonów i elektronów). Pojawia si´
jednak pytanie: czy kryszta∏y

Fe sà

prawdziwym stanem podstawowym?
A mo˝e prawdziwe minimum energii
ca∏kowitej osiàgane jest przez jakàÊ
egzotycznà form´ materii, która na na-
szej planecie nie wyst´puje?

Problemy stanu dziwnego

W NUKLEONACH

tworzàcych zwyk∏e jàdra

atomowe, takie jak

Fe, znajdujà si´ wy-

∏àcznie kwarki u i d. Ale materia bario-
nowa mo˝e te˝ zawieraç kwarki s, które
na Ziemi wyst´pujà tylko w nietrwa∏ych
hiperonach [ramka na stronie 42]. Co
wi´cej, jej energia ca∏kowita maleje wraz
ze wzrostem liczby kwarków s. Niektó-
rzy fizycy jàdrowi zwracali na to uwag´
ju˝ w latach siedemdziesiàtych, ale ich
prace nie wzbudzi∏y wi´kszego zainte-
resowania. Dyskusja rozgorza∏a dopie-
ro w 1984 roku, po ukazaniu si´ prze∏o-
mowego artyku∏u Edwarda Wittena z

Institute for Advanced Study w Prince-
ton. Witten wykaza∏ w nim, ˝e materia
zawierajàca jednakowe iloÊci kwarków
u, d i s, którà nazwano materià dziwnà,
w przeliczeniu na barion mo˝e mieç
energi´ ni˝szà ni˝ energia na nukleon w
krysztale

Fe [ramka na stronie 41]. Kro-

ple takiej materii, których w∏asnoÊci za-
raz po ukazaniu si´ pracy Wittena zosta-
∏y zbadane teoretycznie przez Edwarda
Farhiego i Edwarda Jaffe’a z Massachu-
setts Institute of Technology, nazwano
dziwade∏kami (strangelets). Farhi i Jaffe
wykazali, ˝e dziwade∏ka mogà byç
tworami stabilnymi i ˝e hipotetyczna
materia dziwna mo˝e byç podstawowym
stanem materii we WszechÊwiecie.

JeÊli jednak hipoteza o istnieniu ma-

terii dziwnej jest prawdziwa, to ca∏y nasz
nie-dziwny Êwiat atomowy nie jest sta-
nem podstawowym i mo˝e przejÊç do
stanu dziwnego. Czy nie grozi nam wi´c
jakaÊ straszna katastrofa, w której Zie-
mia i wszystko, co si´ na niej znajduje,
przekszta∏ci si´ w kul´ materii dziwnej?
Po takim przekszta∏ceniu nasza planeta
mia∏aby Êrednic´ zaledwie 100 m!

Na szcz´Êcie doprowadziç do takiej

zmiany nie jest ∏atwo. PrzejÊcie uk∏adu

do stanu bardziej stabilnego mo˝na po-
równaç do w´drówki turysty, który z g∏´-
bokiej górskiej doliny wspina si´ na
ograniczajàcy jà grzbiet i schodzi do
jeszcze g∏´bszej doliny znajdujàcej si´
po drugiej stronie. Wdrapujàc si´ na
grzbiet, wykonuje prac´, czyli zu˝ywa
energi´. Podobnej inwestycji energe-
tycznej wymaga przejÊcie od materii
atomowej do dziwnej. Poza tym, aby dzi-
wade∏ko by∏o stabilne, wyjÊciowe jàd-
ro atomowe musi sk∏adaç si´ z ponad
400 nukleonów. Takich jàder na naszej
planecie nie ma, a nawet gdyby by∏y, to
zamiana jednego z nich w dziwade∏ko
wymaga∏aby jednoczesnej zamiany 400
kwarków d na kwarki s! Wszystko to jest
tak ma∏o prawdopodobne, ˝e w warun-
kach ziemskich ca∏y problem mo˝na
uznaç za czysto akademicki, a materi´
atomowà traktowaç jako stabilnà.

Dziwade∏ko mog∏oby jednak pojawiç

si´ zupe∏nie przypadkowo. Czy nie mia-
∏oby to katastrofalnych skutków? Czy
taki intruz nie zainicjowa∏by samopod-
trzymujàcej si´ przemiany materii ba-
rionowej w dziwnà? Na szcz´Êcie masa
obdarzonego ujemnym ∏adunkiem elek-
trycznym dziwnego kwarka s jest znacz-
nie wi´ksza ni˝ kwarków u i d. Dlatego
w stanie równowagi kwarki s sà nieco
mniej liczne ni˝ kwarki d, których z ko-
lei jest nieco mniej ni˝ kwarków u [ram-
ka na stronie 47]. Dzi´ki temu materia
kwarkowa ma niewielki ∏adunek dodat-
ni. Dodatnio na∏adowane dziwade∏ko i
dodatnio na∏adowane jàdra atomowe
odpychajà si´, dzi´ki czemu do katastro-
fy nie dochodzi.

To optymistyczne rozumowanie zosta-

∏o jednak zakwestionowane na prze∏o-
mie lat osiemdziesiàtych i dziewi´çdzie-
siàtych. Stwierdzono wtedy, ˝e w materii
dziwnej kwarki ∏àczà si´ w pary (w przy-
padku elektronów podobne zjawisko ∏à-
czenia si´ w pary wyst´puje w zwyk∏ej
materii atomowej i jest odpowiedzialne
za nadprzewodnictwo). Gdy pojawiajà
si´ pary kwarków, materia dziwna zdà-
˝a do stanu, w którym liczby kwarków u,
d i s sà jednakowe, a dziwade∏ka stajà
si´ oboj´tne elektrycznie. Sytuacja jest
wi´c groêna: oboj´tne dziwade∏ka bez
trudnoÊci zjada∏yby jàdra atomowe! Na
szcz´Êcie Jes Madsen z Uniwersytetu w
Aarhus, z którym w 1991 roku zorgani-
zowa∏em pierwszà mi´dzynarodowà
konferencj´ na temat materii dziwnej i
gwiazd dziwnych, wszystkich uspokoi∏.
Stwierdzi∏, ˝e choç w swym jednorod-

ÂWIAT NAUKI MARZEC 2005

NASA/Chandra

(na popr

zednich str

onach)

Za fundamentalne cegie∏ki, z których jest zbudowana materia, uwa˝a si´ obecnie kwarki.

Na Ziemi kwarki sà uwi´zione w barionach i nie wyst´pujà jako czàstki swobodne.

Teoria oddzia∏ywaƒ elementarnych dopuszcza przejÊcie materii barionowej

w materi´ kwarkowà (nazywanà te˝ materià dziwnà). Warunki sprzyjajàce takiemu
przejÊciu mogà panowaç we wn´trzu gwiazd neutronowych.

Niewykluczone, ˝e niektóre obiekty uwa˝ane za gwiazdy neutronowe w rzeczywistoÊci sà

gwiazdami dziwnymi. Aby si´ o tym przekonaç, musimy dok∏adnie poznaç ich rozmiary.

Odkrycie obiektu zbudowanego z materii dziwnej potwierdzi∏oby przewidywania

teoretyczne i dowiod∏o, ˝e materia barionowa nie jest bezwzgl´dnie stabilna.

Przeglàd /

Materia dziwna

Energia ca∏kowita

Poj´cie energii ca∏kowitej uk∏adu fizycznego mo˝na objaÊniç, wprowadzajàc pomoc-
nicze poj´cie energii wiàzania. Wyobraêmy sobie atom wodoru w stanie podstawo-
wym (w którym elektron zajmuje najni˝szà z mo˝liwych orbit). Energia wiàzania
tego uk∏adu to minimalna praca, jakà musimy wykonaç, by rozsunàç elektron i pro-
ton na odleg∏oÊç, w jakiej praktycznie przestajà si´ ju˝ przyciàgaç. Wynosi ona
13.5 eV. Podobnie okreÊlamy energi´ wiàzania jàdra atomowego: jako minimalnà
prac´ potrzebnà do rozsuni´cia tworzàcych je nukleonów na odleg∏oÊç, w jakiej od-
dzia∏ywania mi´dzy nimi sà zaniedbywalnie s∏abe. W przypadku jàdra ˝elaza

wynosi ona 492.7 MeV, czyli 8.8 MeV w przeliczeniu na jeden nukleon. Energia rów-
na energii wiàzania jàdra wydziela si´ w procesie jego tworzenia ze swobodnych nu-
kleonów. Ca∏kowita energia uk∏adu czàstek to suma ich energii spoczynkowych
minus energia wiàzania. Fakt, ˝e powstanie danego uk∏adu wià˝e si´ z wydzieleniem
energii, oznacza, ˝e ca∏kowita energia uk∏adu jest mniejsza od ca∏kowitej energii
jego swobodnych sk∏adników.

ABC materii

Atom pierwiastka o liczbie atomowej Z sk∏ada z jàdra atomowe-
go i otaczajàcej to jàdro chmury Z elektronów. Jàdro zawiera Z pro-
tonów, z których ka˝dy ma dodatni ∏adunek elektryczny, równy co
do wielkoÊci ujemnemu ∏adunkowi elektronu e, oraz N oboj´t-
nych elektrycznie neutronów. Zajmuje zaledwie bilionowà cz´Êç
obj´toÊci atomu, ale przypada na nie ponad 99.9% jego masy. Pro-
tony i neutrony okreÊla si´ wspólnym mianem nukleonów. W la-
tach pi´çdziesiàtych odkryto ci´˝sze od nukleonów niestabilne
czàstki, które nazwano hiperonami. Nukleony i hiperony tworzà
wa˝nà rodzin´ czàstek zwanych barionami (od greckiego barys
– ci´˝ki). W mikroÊwiecie masy barionów sà stosunkowo du˝e, ale
w jednostkach, których u˝ywamy na co dzieƒ, wyra˝ajà si´
liczbami niezwykle ma∏ymi – na przyk∏ad neutron ma mas´
1.67 × 10

–27

kg. Dlatego te˝ fizycy jàdrowi zamiast masy u˝ywa-

jà energii spoczynkowej, którà wyra˝ajà w megaelektrono-
woltach. Najl˝ejsze hiperony, Λ i Σ

–

, sà wyraênie ci´˝sze od pro-

tonów i neutronów. Energia spoczynkowa hiperonu Λ wynosi
1115.7 MeV i jest oko∏o 176 MeV wi´ksza od energii spoczyn-
kowej neutronu.

W latach szeÊçdziesiàtych stwierdzono, ˝e bariony sk∏adajà si´

z jeszcze bardziej elementarnych czàstek, które otrzyma∏y na-
zw´ kwarków. Ich rozmiary sà na tyle znikome, ˝e mo˝na je uwa-
˝aç za obiekty punktowe. Kwarki wyst´pujà w trzech kolorach:
czerwonym, zielonym i niebieskim (na rysunkach zabarwiono je
zgodnie z tà konwencjà). Kwarkowych kolorów nie nale˝y oczy-
wiÊcie kojarzyç z postrzeganymi przez nas barwami – fizycy u˝y-

wajà ich do okreÊlenia pewnego nieelektrycznego typu ∏adunku.
Oprócz koloru ka˝dy kwark ma jeden z trzech zapachów (tak˝e
niewyczuwalnych zmys∏ami – kwarkowe „zapachy” opisujà pew-
nà w∏asnoÊç tych czàstek, którà fizycy musieli jakoÊ nazwaç).
Kwarki, z których zbudowane sà nukleony, majà zapachy u (gór-
ny – up) i d (dolny – down). Hiperony zawierajà ponadto kwarki
o zapachu s (dziwny – strange). Kszta∏ty kwarków na rysunku
sà czysto umowne i s∏u˝à tylko do rozró˝nienia zapachów.

Czàstki obdarzone ∏adunkiem elektrycznym biorà udzia∏ w od-

dzia∏ywaniach elektromagnetycznych, które polegajà na wymia-
nie fotonów. Podobnie oddzia∏ywania mi´dzykwarkowe polegajà
na wymianie gluonów, które „sklejajà” kwarki w bariony. Rol´
∏adunku elektrycznego pe∏ni tu wspomniany ju˝ kolor, a teoria
takich oddzia∏ywaƒ nosi nazw´ chromodynamiki. Jednak ju˝ w tym
miejscu analogia mi´dzy elektrodynamikà i chromodynamikà si´
koƒczy. Si∏a przyciàgania dwóch ∏adunków elektrycznych o prze-
ciwnym znaku maleje odwrotnie proporcjonalnie do kwadratu
odleg∏oÊci mi´dzy nimi, natomiast dwa kwarki przyciàgajà si´ z
si∏à, która roÊnie z odleg∏oÊcià! Sprawia to, ˝e w warunkach, ja-
kie panujà na Ziemi, kwarki sà trwale uwi´zione w barionach i nie
mogà istnieç w „zwyk∏ej pró˝ni” jako pojedyncze, swobodne czàst-
ki elementarne.

Zwyk∏à pró˝nià nazwa∏em pustà przestrzeƒ mi´dzy barionami,

z którà nasza intuicja nie ma problemów i którà potrafimy sobie
wyobraziç. W modelu oddzia∏ywaƒ elementarnych, jaki stworzo-
no na poczàtku lat siedemdziesiàtych w Massachusetts Insti-
tute of Technology (MIT), oprócz zwyk∏ej pró˝ni istnieje niedo-
st´pna ju˝ intuicji pró˝nia chromodynamiczna (nazywana te˝
pró˝nià kwarkowà), której bàbelki (˝ó∏ty) wi´˝à trójki kwarków.
W takiej trójce wszystkie kolory wyst´pujà w jednakowych ilo-
Êciach, wskutek czego ca∏y bàbelek jest bezbarwny („oboj´tny
kolorowo”, tak jak atom jest oboj´tny elektrycznie). Zwyk∏a pró˝-
nia wywiera na powierzchni´ bàbelka pró˝ni kwarkowej ciÊnienie
oko∏o 10

atm. Bàbelek nie zapada si´ jednak, poniewa˝ zgnia-

tajàca go si∏a jest równowa˝ona przez ciÊnienie zwiàzane z rucha-
mi szamoczàcych si´ w nim kwarków. Ka˝dy taki bàbelek to nic
innego jak barion.

Kwarki dziwne (s)

Proton

938.3 MeV

939.6 MeV

1115.7 MeV

1197.4 MeV

Neutron

Hiperon Λ

Hiperon Σ

–

MARZEC 2005 ÂWIAT NAUKI

Wg projektu autora MA¸GORZA

ÂWIENT

CZAK

Atom

Neutron

Proton

Kwarki górne (u)

Kwarki dolne (d)

–8

–12

–13

Oddzia∏ywanie
przez wymian´
gluonów

ÂWIAT NAUKI MARZEC 2005

Wg projektu autora MA¸GORZA

ÂWIENT

CZAK

nym wn´trzu dziwade∏ko jest oboj´tne
elektrycznie, to jednak jego warstwa po-
wierzchniowa ma ∏adunek dodatni. Tym
samym nawet nadprzewodzàce dziwa-
de∏ka sà silnie odpychane od jàder ato-
mowych. Co za ulga! W prasie pojawi∏y
si´ nag∏ówki: „Madsen ratuje Êwiat!”

Na∏adowane czy nie – dziwade∏ka sà

jednak prawdziwie niebezpieczne dla
barionów o zerowym ∏adunku, a wi´c
dla neutronów i hiperonów Λ. Czàstki
te nie majà zbawiennej bariery odpycha-
jàcej i mogà byç bez przeszkód poch∏a-
niane przez kropelki materii dziwnej, w
których ulegajà dysocjacji na kwarki. We
wn´trzach obiektów zbudowanych z neu-
tronów i hiperonów mo˝emy zatem spo-
dziewaç si´ warunków do powstania du-
˝ych iloÊci materii kwarkowej. Na Ziemi
takie obiekty oczywiÊcie nie istniejà, ale
– jak si´ za chwil´ przekonamy – mo˝-
na je znaleêç w kosmosie.

Kula z neutronów

¸O¡CE JEST

przeci´tnà gwiazdà po-

dobnà do miliardów gwiazd w naszej
Galaktyce i innych galaktykach we
WszechÊwiecie. To naturalny reaktor

termojàdrowy, w którego wn´trzu do-
konuje si´ obecnie synteza helu z wo-
doru, a za oko∏o 5 mld lat rozpocznie
si´ synteza tlenu i w´gla z helu. U kresu
ewolucji taka gwiazda rozdmuchuje swe
zewn´trzne warstwy i ods∏ania goràcy,
w´glowo-tlenowy rdzeƒ – wypalony ter-
mojàdrowy ˝u˝el. Stygnàc, rdzeƒ zamie-
nia si´ w bia∏ego kar∏a – obiekt o masie
równej po∏owie pierwotnej masy S∏oƒ-
ca (0.5 M

) i rozmiarach zbli˝onych do

rozmiarów Ziemi. W taki sam, stosunko-
wo spokojny sposób koƒczy ewolucj´
ka˝da gwiazda o masie mniejszej od
oko∏o 8 M

. Losy gwiazdy o masie wi´k-

szej od 8 M

sà jednak o wiele bardziej

dramatyczne. Jej rdzeƒ osiàga tempe-
ratur´ na tyle wysokà, ˝e dochodzi w
nim do kolejnych etapów syntezy ter-
mojàdrowej, podczas których powstajà
coraz ci´˝sze pierwiastki. W pewnym
momencie w centrum gwiazdy formu-
je si´ niezwykle g´sta (do 10

g/cm

) i

bardzo goràca (prawie 10

K) kula o

promieniu kilku tysi´cy kilometrów, zbu-
dowana z ˝elaza i niklu. Jej powstanie
wró˝y gwieêdzie rych∏à i bardzo gwa∏-
townà Êmierç.

Jak ju˝ wiemy, najwi´kszà energi´ wià-

zania majà jàdra ˝elaza. Reakcje synte-
zy z ich udzia∏em nie tylko nie dostar-
czajà ciep∏a, lecz je poch∏aniajà, co
prowadzi do obni˝enia ciÊnienia w rdze-
niu gwiazdy. Dramat masywnej gwiaz-
dy rozpoczyna si´ w momencie, gdy ciÊ-
nienie nie mo˝e ju˝ zrównowa˝yç si∏
cià˝enia. Pod ich wp∏ywem ˝elazo-niklo-
wa kula gwa∏townie si´ zapada, w cià-
gu u∏amka sekundy zmniejszajàc swój
promieƒ oko∏o stokrotnie. Gdy g´stoÊç
w centrum kuli staje si´ równa g´stoÊci
jàder atomowych (3 × 10

g/cm

), po-

szczególne jàdra, które do tej chwili by-
∏y oddzielnymi kropelkami materii jà-
drowej, zlewajà si´ w jednà wielkà,
praktycznie nieÊciÊliwà kropl´ – zbudo-
wanà z materii jàdrowej kul´ o pro-
mieniu kilkunastu kilometrów. Dalsze
zwi´kszanie g´stoÊci prowadzi do gwa∏-
townego wzrostu ciÊnienia, co praktycz-
nie zatrzymuje proces zapadania si´
g´stego centrum kuli. Na kul´ opada jed-
nak w dalszym ciàgu rzadsza materia
z zewn´trznych warstw dawnego rdzenia
gwiazdy. Po zderzeniu z jej sztywnà po-
wierzchnià odbija si´ gwa∏townie i za-
czyna si´ rozbiegaç, dajàc poczàtek po-
t´˝nej fali uderzeniowej (podobna fala,
ale nieporównanie s∏absza powstaje po
detonacji w atmosferze Ziemi ∏adunku
termojàdrowego).

Zamiana ˝elazo-niklowej kuli o ma-

sie 1.5 M

i promieniu 1500 km w kro-

pl´ materii jàdrowej o Êrednicy 15 km
prowadzi do wyzwolenia 10

J energii.

Cz´Êç tej energii zasila wspomnianà fa-
l´ uderzeniowà, która rozp´dza ze-
wn´trzne warstwy gwiazdy do kilkuna-
stu tysi´cy kilometrów na sekund´ i
rozprasza je w przestrzeni mi´dzygwiaz-
dowej. Ca∏e to zjawisko obserwujemy z
daleka jako gwa∏towny wybuch gwiazdy
– tzw. supernowà typu II. Supernowe
sà równie malownicze, co ciekawe. Nas
jednak interesujà obiekty pozosta∏e w
miejscach eksplozji. Aby poznaç ich na-
tur´, musimy ponownie przeÊledziç pro-
ces zapadania si´ kuli ˝elazo-niklowej,
jednak tym razem pod kàtem zachodzà-
cych w niej reakcji jàdrowych.

Kurczàca si´ kula sk∏ada si´ g∏ównie

z jàder pierwiastków grupy ˝elaza (∏a-
dunki dodatnie) oraz elektronów (∏adun-
ki ujemne). Jàdro ˝elaza zawiera 26 pro-
tonów i 30 neutronów, a wi´c protony
stanowià poczàtkowo

= 0.46 ogól-

nej liczby nukleonów. W ciàgu u∏amka
sekundy g´stoÊç materii wzrasta do po-

Bàble z kwarkami

W warunkach ziemskich minimalna energia ca∏kowita w przeliczeniu na jeden nu-
kleon jest osiàgana w kryszta∏ach ˝elaza

Fe (z lewej; niebieskie kulki reprezen-

tujà jony ˝elaza). Wynosi ona 930.4 MeV (wartoÊç ta uwzgl´dnia energi´ spoczynkowà
nukleonów i elektronów). Energia wiàzania tej postaci materii jest równa 8.8 MeV
na nukleon. Teoria oddzia∏ywaƒ elementarnych przewiduje, ˝e jeszcze ni˝szà ener-
gi´ ca∏kowità mo˝na uzyskaç po zlaniu wszystkich nukleonów w jeden bàbel pró˝-
ni kwarkowej, w którym co drugi kwark d jest zamieniony w kwark s (w tym przy-
padku chodzi o energi´ ca∏kowità w przeliczeniu nie na nukleon, lecz na odpowiadajàce
mu trzy kwarki). ZawartoÊç takiego bàbla nosi nazw´ materii dziwnej lub materii
kwarkowej (z prawej). Ze wzgl´du na mniejszà energi´ ca∏kowità materia dziwna
jest bardziej stabilna ni˝ materia atomowa. Teoretycznie mo˝liwa jest wi´c zamiana
naszego Êwiata w zupe∏nie obcy Êwiat, w którym nie ma atomów ani nukleonów, a
wszystkie obiekty sà bàblami wype∏nionymi materià dziwnà.

nad 10

g/cm

. Materia dà˝y przy tym

do stanu równowagi, w którym energia
ca∏kowita na nukleon osiàga nowe mini-
mum. Jak si´ okazuje, droga do tego mi-
nimum wiedzie przez reakcje wychwy-
tu elektronów na protonach, które
prowadzà do zamiany ogromnej wi´k-
szoÊci protonów na neutrony (materia
pozostaje przy tym elektrycznie obo-
j´tna). Ostatecznie w nowo powsta∏ym
obiekcie protony i neutrony stanowià
odpowiednio mniej ni˝ 10% i ponad
90% ogólnej liczby nukleonów. Taki
obiekt nosi nazw´ gwiazdy neutrono-
wej. Hipotez´, ˝e podczas wybuchów
supernowych mogà powstawaç gwiazdy
neutronowe, wysun´li w 1934 roku
astronomowie amerykaƒscy Walter
Baade i Fritz Zwicky.

Kosmiczne laboratoria

JAKI JEST RZECZYWISTY PROMIE

gwiaz-

dy neutronowej o masie na przyk∏ad
1.4 M

? Czy g´stoÊç w jej centrum wy-

nosi 7 × 10

g/cm

czy te˝ raczej

1.1 × 10

g/cm

? Czy ciÊnienie central-

ne jest równe 10

atm czy raczej

atm? Wbrew pozorom takie pyta-

nia nie sà czysto akademickie i majà g∏´-
boki sens praktyczny. Odpowiedê na nie
mo˝na otrzymaç, wykorzystujàc zale˝-
noÊç ciÊnienia panujàcego w danym
miejscu gwiazdy neutronowej od g´sto-
Êci znajdujàcej si´ w tym miejscu mate-
rii. Nosi ona nazw´ równania stanu i
oznacza si´ jà skrótem EOS (equation
of state).

W pewnym zakresie ciÊnieƒ i g´sto-

Êci EOS mo˝emy badaç na Ziemi. Mak-
symalne ciÊnienie wywierane w warun-
kach statycznych (a wi´c przez d∏ugi
czas) na ma∏e próbki ˝elaza umieszczo-
ne w specjalnie skonstruowanych pra-
sach wynosi oko∏o 10

atm. Najwi´ksze

ciÊnienia, si´gajàce 10

atm, uzyskuje-

my w podziemnych wybuchach jàdro-
wych. Niestety, podczas wybuchu tem-
peratura przekracza 10

K, g´stoÊç

materii nie jest wi´c imponujàca (a co
gorsza, takie warunki mo˝na utrzymaç
tylko przez u∏amek sekundy).

Z perspektywy gwiazd neutronowych

ciÊnienie 100 mln atm jest jednak cià-
gle ciÊnieniem niewielkim. Ju˝ na g∏´-
bokoÊci jednego metra pod powierzch-
nià takiego obiektu g´stoÊç materii
wzrasta do 10

g/cm

, a ciÊnienie do

atm! Sytuacja nie jest jednak bez-

nadziejna. W cienkiej wierzchniej war-
stwie gwiazdy neutronowej materia sk∏a-

da si´ g∏ównie z jàder

Fe i swobod-

nych elektronów. G∏´biej jàdra te sà
zast´powane przez jàdra innych pier-
wiastków o coraz wi´kszej przewadze
neutronów. W 1994 roku wraz z Ber-
nardem Pichonem z Observatoire de
Paris wykaza∏em, ˝e obecna wiedza
doÊwiadczalna o jàdrach atomowych
z bardzo du˝ym nadmiarem neutro-
nów wystarcza do ca∏kiem dok∏adnego
wyznaczenia EOS a˝ do g´stoÊci oko∏o
10

g/cm

, której odpowiada ciÊnienie

oko∏o 10

atm! Co wi´cej, pomimo bra-

ku odpowiednich danych doÊwiadczal-
nych metody teorii struktury jàdra ato-
mowego pozwalajà utrzymaç przyzwoità
dok∏adnoÊç wyznaczenia EOS a˝ do
oko∏o 5 × 10

g/cm

W centrum gwiazdy neutronowej g´-

stoÊç mo˝e jednak byç wielokrotnie wi´k-
sza, i tu zaczynamy b∏àdziç w mroku.
Czy na przyk∏ad przy 10

g/cm

zamiast

materii jàdrowej mamy ju˝ do czynienia
z materià hiperjàdrowà (w której wi´k-
szoÊç barionów to hiperony)? A mo˝e

przy tak wielkich g´stoÊciach barionów
w ogóle ju˝ nie ma, poniewa˝ w we-
wn´trznym rdzeniu gwiazdy neutro-
nowej [ilustracja powy˝ej] bàbelki pró˝-
ni kwarkowej zlewajà si´ w jeden wielki
bàbel wype∏niony materià kwarkowà?

Z pokorà nale˝y stwierdziç, ˝e ani fi-

zyka, ani astrofizyka nie daje jedno-
znacznej odpowiedzi na te pytania. Eks-
trapolacja wiedzy, którà zdobyliÊmy,
badajàc jàdra atomowe (a wi´c materi´
o g´stoÊci oko∏o 3 × 10

g/cm

) do g´sto-

Êci dziesi´ciokrotnie (lub choçby tylko
czterokrotnie) wi´kszej ni˝ g´stoÊç jà-
drowa, jest niejednoznaczna i ryzykow-
na. Na problem EOS mo˝na jednak
spojrzeç z innej strony: obserwujàc
gwiazdy neutronowe i konfrontujàc mo-
dele teoretyczne z wynikami tych obser-
wacji, mo˝emy weryfikowaç teorie ma-
terii superg´stej i wybieraç te z nich,
które najlepiej opisujà rzeczywistoÊç. W
takim podejÊciu gwiazdy neutronowe
stajà si´ unikalnymi laboratoriami kos-
micznymi, które umo˝liwiajà badanie

MARZEC 2005 ÂWIAT NAUKI

Wg projektu autora MA¸GORZA

ÂWIENT

CZAK

GWIAZDA NEUTRONOWA o masie 1.5 M

(na górze z lewej) i gwiazda dziwna o takiej samej ma-

sie (na górze z prawej) majà podobne rozmiary. Gwiazda dziwna o masie 0.5 M

jest od nich

oko∏o dwu razy mniejsza. Gwiazda neutronowa o masie 0.5 M

nie ró˝ni si´ znaczàco wielkoÊcià

ani budowà od gwiazdy neutronowej o masie 1.5 M

PAWE¸ HAENSEL jest profesorem w Centrum Astronomicznym im. Miko∏aja Kopernika PAN
w Warszawie (CAMK), gdzie pracuje od 1978 roku. Jego specjalnoÊcià naukowà jest budo-
wa, dynamika i ewolucja gwiazd neutronowych i innych gwiazd superg´stych. Wraz ze swy-
mi wspó∏pracownikami próbuje objaÊniç obserwowane w∏asnoÊci tych obiektów na gruncie
teorii struktury materii i oddzia∏ywaƒ elementarnych. Kieruje grupà pracowników CAMK,
utrzymujàc o˝ywione kontakty z naukowcami z Francji, Rosji oraz USA (m.in. jest koordy-
natorem wieloletniego francusko-polskiego programu wspó∏pracy naukowej „ASTRO-PF”).
Opublikowa∏ pionierskie prace dotyczàce gwiazd dziwnych, procesów odpowiedzialnych za sty-
gni´cie m∏odych gwiazd neutronowych oraz procesów zachodzàcych w skorupach gwiazd
neutronowych, na które opada materia.

AUTORZE

Rdzeƒ wewn´trzny

(kwarki?)

Rdzeƒ

zewn´trzny

(neutrony)

Materia

dziwna

Skorupa

w∏asnoÊci materii w warunkach nieosià-
galnych na Ziemi. Warto w tym miejscu
zobrazowaç, co oznacza g´stoÊç rz´du
10

g/cm

, której spodziewamy si´ w

centrum gwiazdy neutronowej. Otó˝ ma-
∏a ∏y˝eczka takiej materii wa˝y∏aby na
Ziemi miliard ton, czyli wi´cej ni˝ w´giel
lub ropa naftowa wydobywane w ciàgu
roku na ca∏ym Êwiecie. To tak˝e oko∏o
czterech razy wi´cej ni˝ sumaryczny ci´-
˝ar wszystkich ludzi ˝yjàcych obecnie
na Ziemi!

Zwa˝yç i zmierzyç

PIERWSZÑ GWIAZD

¢ NEUTRONOWÑ

odkryto w

1967 roku, a wi´c 33 lata po sformu∏owa-
niu hipotezy Baadego i Zwicky’ego. Dzi-
siaj obserwujemy ich ju˝ prawie pó∏tora
tysiàca. Najcz´Êciej sà to tzw. pulsary
radiowe lub rentgenowskie – obiekty z
silnymi polami magnetycznymi, które
emitujà promieniowanie elektromagne-
tyczne w postaci charakterystycznych
„pulsów” („puls” odbieramy wtedy, gdy
jeden z biegunów magnetycznych wiru-

jàcego pulsara jest zwrócony w naszà
stron´). Niestety, do testowania EOS pul-
sary niezbyt si´ nadajà. Najwi´kszà war-
toÊç majà pod tym wzgl´dem gwiazdy
neutronowe o s∏abych polach magne-
tycznych, których promieniowania nie
zaburzajà nieinteresujàce nas efekty.

W chwili swych narodzin w centrum

supernowej typu II gwiazda neutronowa
ma temperatur´ oko∏o 10

K. Stygnie

jednak bardzo szybko dzi´ki temu, ˝e
wyp∏ywa z niej strumieƒ neutrin, i ju˝
po roku temperatura w jej wn´trzu nie
przekracza 10

K. Po kilkuset latach

temperatura powierzchni gwiazdy spa-
da do kilku milionów kelwinów. Taki
obiekt Êwieci g∏ównie w zakresie rent-
genowskim i mo˝e byç obserwowany
przez detektory rentgenowskie zainsta-
lowane na satelitach oko∏oziemskich.
Jest jednak êród∏em bardzo s∏abym – na
tyle s∏abym, ˝e nie mo˝na go dostrzec,
gdy znajduje si´ dalej ni˝ kilkaset parse-
ków od Ziemi (1 parsek = 3.26 roku
Êwietlnego).

Nierzadko zdarza si´, ˝e gwiazda neu-

tronowa jest sk∏adnikiem uk∏adu podwój-
nego – pary obiegajàcych si´ nawzajem
gwiazd trwale zwiàzanych si∏à grawita-
cji. W takim przypadku mo˝na – niekie-
dy bardzo dok∏adnie – wyznaczyç jej
mas´. Zmierzone w ten sposób masy pul-
sarów radiowych wynoszà od 1.25 do
1.44 M

. Masy pulsarów rentgenowskich

mogà byç wi´ksze (ponad 1.6 M

Promieƒ gwiazdy neutronowej jesz-

cze trudniej okreÊliç ni˝ jej mas´. Do-
k∏adne zmierzenie kuli o Êrednicy oko-
∏o 30 km z odleg∏oÊci kilkuset parseków
to zadanie na pierwszy rzut oka niewy-
konalne. Rozwiàzuje si´ je drogà skom-
plikowanych obliczeƒ, których celem
jest odtworzenie obserwowanego wid-
ma rentgenowskiego. Wyznaczamy przy
tym nie promieƒ, jaki otrzyma∏by hi-
potetyczny obserwator przyk∏adajàcy
miark´ do gwiazdy, lecz tzw. promieƒ
pozorny. Jest to promieƒ, który mierzy-
my, analizujàc widmo promieniowania
gwiazdy tak daleko od niej, ˝e praktycz-
nie mo˝na traktowaç punkt pomiaru ja-
ko znajdujàcy si´ w nieskoƒczonoÊci.

Promieƒ pozorny oznacza si´ zazwy-

czaj symbolem R

∞

. Jego oczekiwanà

wartoÊç dla gwiazdy neutronowej o usta-
lonej masie mo˝emy obliczyç za pomo-
cà EOS g´stej materii. Jak ju˝ wiemy,
EOS daje si´ wyznaczaç ca∏kiem dobrze
a˝ do g´stoÊci jàdrowej (3 × 10

g/cm

Niestety, powy˝ej tej granicy nasza nie-
wiedza o nim roÊnie szybko wraz ze
wzrostem g´stoÊci. Na szcz´Êcie R

∞

pewnà w∏asnoÊç, która jest spe∏niona
niezale˝nie od tego, jakie EOS obowià-
zuje w g´stoÊciach ponadjàdrowych. Jak
wykaza∏em w 2001 roku wraz z Jame-
sem Lattimerem i Madappà Prakashem
ze State University of New York, dla do-
wolnego EOS promieƒ pozorny gwiaz-
dy neutronowej musi byç wi´kszy ni˝
12 km. Ma to kapitalne znaczenie dla
naszych dalszych rozwa˝aƒ.

WyÊcig do gwiazd

GWIAZDA NEUTRONOWA

jest wprost wyma-

rzonym tyglem do produkcji materii
dziwnej. A mo˝e nawet istniejà gwiazdy
dziwne – obiekty w ca∏oÊci zbudowane z
materii dziwnej? Jakie mogà mieç w∏a-
snoÊci? Czym mogà ró˝niç si´ od gwiazd
neutronowych? Na te pytania próbowa-
∏em odpowiedzieç w po∏owie lat osiem-
dziesiàtych wraz z moim ówczesnym
doktorantem Leszkiem Zdunikiem (obec-
nie docentem w Centrum Astronomicz-

ÂWIAT NAUKI MARZEC 2005

lter/NASA/HST/STScI

JEDNYM Z KANDYDATÓW na gwiazd´ dziwnà jest êród∏o promieniowania rentgenowskiego
RX 1856-3754 (strza∏ka). Mo˝na je równie˝ obserwowaç w dziedzinie widzialnej, jego Êwiat∏o
jest jednak tak s∏abe jak Êwiat∏o Êwieczki oglàdanej z odleg∏oÊci 240 km. JeÊli ten niepozorny obiekt
rzeczywiÊcie oka˝e si´ gwiazdà dziwnà, zmusi nas do zrewidowania wyobra˝eƒ o roli, którà we
WszechÊwiecie odgrywa materia barionowa.

nym im. Miko∏aja Kopernika PAN w
Warszawie) oraz francuskim kolegà
Richardem Schaefferem z Centrum Ba-
daƒ Jàdrowych CEN-Saclay. Wyniki
przedstawiliÊmy w pracy „Strange Quark
Stars”, której preprint rozes∏aliÊmy la-
tem 1985 roku do czo∏owych oÊrodków
naukowych na Êwiecie. By∏a to pierw-
sza praca poÊwi´cona gwiazdom dziw-
nym, wzbudzi∏a wi´c du˝e zainteresowa-
nie i zapoczàtkowa∏a ciekawà polemik´.
WÊród dyskutantów znaleêli si´ m.in.
noblista Hans Bethe z Cornell Universi-
ty oraz Gerald Brown i Jerry Cooper-
stein ze State University of New York. W
pracy zatytu∏owanej „Stars of strange
matter?” argumentowali oni, ˝e przy g´-
stoÊci 10

g/cm

, charakterystycznej dla

wn´trza gwiazd dziwnych, materia b´-
dzie raczej z∏o˝ona z trójek kwarków u,
d i s tworzàcych hiperony Λ. DziÊ, z per-
spektywy 20 lat, widaç, ˝e problem bu-
dowy gwiazd dziwnych nie daje si´ roz-
wiàzaç na gruncie czystej teorii.

W 1986 roku dowiedzieliÊmy si´, ˝e

podobne badania prowadzi∏ niezale˝-
nie od nas zespó∏ trojga amerykaƒskich
fizyków z MIT: Charles Alcock, Edward
Farhi i Angela Olinto (doktorantka Far-
hiego). Nasz preprint by∏ dla nich
prawdziwà niespodziankà. Warto tutaj
zrobiç pewnà ogólnà uwag´. Jest zjawi-
skiem doÊç powszechnym w badaniach
naukowych, ˝e gdy jakiÊ nierozwiàzany
problem staje si´ nagle bardzo aktual-
ny, to atakuje si´ go w kilku miejscach
na Êwiecie. Trzeba si´ wtedy Êpieszyç...
Praca Alcocka, Farhiego i Olinto, z ty-
tu∏em krótszym o jedno s∏owo od na-
szego („Strange Stars”), zosta∏a prze-
s∏ana do amerykaƒskiego Astrophysical
Journal pó∏ roku po otrzymaniu naszej
pracy przez europejskie Astronomy and
Astrophysics. Na szcz´Êcie kwestia
pierwszeƒstwa, do którego przywiàzuje
si´ w dzisiejszym Êwiecie naukowym tak
wielkà wag´, nie zaszkodzi∏a naszym
stosunkom, które zawsze uk∏ada∏y si´
bardzo dobrze. Trójk´ badaczy z MIT
pozna∏em osobiÊcie w czasie wizyty w
USA w 1987 roku, w tym samym roku
Angela Olinto goÊci∏a te˝ u nas.

Rosnàce dziwade∏ko

JAK POWSTAJE GWIAZDA DZIWNA

? Wydaje

si´, ˝e mo˝liwe sà co najmniej dwa sce-
nariusze. W centrum nowo powsta∏ej
gwiazdy neutronowej temperatura prze-
kracza 10

K, a g´stoÊç jest bliska

g/cm

. Niewielkie dziwade∏ko mo-

˝e tam si´ pojawiç dzi´ki zwyk∏ym fluk-
tuacjom termodynamicznym, a nast´p-
nie bez przeszkód poch∏aniaç neutrony,
które sà g∏ównym sk∏adnikiem otaczajà-
cego je oÊrodka. Jego rozmiary i masa
rosnà wi´c bardzo szybko. Ca∏a gwiaz-
da neutronowa zostaje zjedzona w cià-
gu niespe∏na minuty i zamienia si´ w
goràcà gwiazd´ dziwnà. W drugim sce-
nariuszu gwiazda neutronowa, ju˝ nie-
koniecznie m∏oda, jest sk∏adnikiem cia-
snego uk∏adu podwójnego i „wysysa”
gaz z otoczki gwiazdy towarzysza [ilu-
stracja na dole]. Z up∏ywem czasu ro-
Ênie dzi´ki temu jej masa, zwi´ksza si´
te˝ g´stoÊç materii w jej centrum. W
pewnym momencie w centrum pojawia
si´ niewielkie dziwade∏ko i po krótkim
czasie gwiazda neutronowa zamienia
si´ w gwiazd´ dziwnà.

W teorii ∏atwo jest odró˝niç gwiazd´

dziwnà od neutronowej; jednak w prak-
tyce sà z tym du˝e k∏opoty. Zacznijmy
od ró˝nic w strukturze materii tych
obiektów. Gwiazdy dziwne zbudowane
sà z materii dziwnej – mieszaniny kwar-
ków u, d i s, podczas gdy budulcem
gwiazd neutronowych sà bariony. W
gwieêdzie neutronowej kwarki sà uwi´-
zione trójkami w bàbelkach pró˝ni
kwarkowej o Êrednicy oko∏o 10

–13

cm,

podczas gdy w gwieêdzie dziwnej mo-
gà poruszaç si´ swobodnie, ogranicza-
ne jedynie jej powierzchnià – sferà o
promieniu do kilkunastu kilometrów,
która jest jednoczeÊnie powierzchnià ol-

brzymiego bàbla pró˝ni kwarkowej.
Gwiazd´ neutronowà mo˝na traktowaç
jako gigantyczne jàdro atomowe, które
zawiera oko∏o 10

barionów (nukle-

onów i hiperonów), natomiast gwiazda
dziwna to jakby gigantyczny hiperon
z∏o˝ony oko∏o 10

kwarków u, d i s.

Gwiazda neutronowa istnieje dzi´ki

równowadze si∏ grawitacji oraz ciÊnie-
nia. GdybyÊmy na chwil´ wy∏àczyli gra-
witacj´, ciÊnienie rozsadzi∏oby jà i za-
mieni∏o w rzadki ob∏ok gazowy. Gwiazda
dziwna zachowa∏aby si´ inaczej, ponie-
wa˝ pró˝nia barionowa Êciska jà z si∏à,
przy której grawitacja jest prawie za-
niedbywalna. Po wy∏àczeniu grawitacji
gwiazda dziwna nie eksplodowa∏aby,
lecz tylko rozpr´˝y∏a si´ nieco, osiàgajàc
g´stoÊç niewielkiego dziwade∏ka.

MARZEC 2005 ÂWIAT NAUKI

Za zgodà P

w∏a Haensla (

na gór

); NASA (

na dole

)

NA PIERWSZEJ KONFERENCJI poÊwi´conej materii dziwnej i gwiazdom dziwnym, która odby∏a
si´ w maju 1991 roku w Aarhus w Danii, rozwa˝ano m.in. mo˝liwoÊç przejÊcia materii bariono-
wej w kwarkowà. Uczestnicy konferencji wzi´li udzia∏ w wycieczce na najwy˝szy szczyt Jutlandii,
Yding Skovhoj (173 m n.p.m.). Na szczycie stojà Pawe∏ Haensel (z prawej) i Leszek Zdunik – au-
torzy pierwszej pracy o gwiazdach dziwnych, jaka ukaza∏a si´ w literaturze astrofizycznej.

W UK¸ADZIE PODWÓJNYM gwiazda neutro-
nowa mo˝e wysysaç materi´ ze swej towarzysz-
ki. Wysysana materia formuje cienki dysk, przez
który po ciasno zwini´tej spirali sp∏ywa na po-
wierzchni´ gwiazdy neutronowej.

Odmienne w∏aÊciwoÊci gwiazd neu-

tronowych i dziwnych znajdujà odbicie
w ró˝nicy zale˝noÊci promienia obiektu
od masy [ilustracja powy˝ej]. Przy ma-
sie wi´kszej od 1.5 M

gwiazda dziwna

ma prawie takà samà wielkoÊç jak
gwiazda neutronowa, natomiast wyraê-

ne ró˝nice rozmiarów pojawiajà si´ przy
masach mniejszych od oko∏o 1 M

Zmniejszajàc mas´ obiektu, zmniejsza-
my jednoczeÊnie si∏´ jego grawitacji.
Gwiazda neutronowa reaguje na to roz-
d´ciem si´ – jej zewn´trzne obszary eks-
pandujà dopóty, dopóki malejàce pod-

czas tej ekspansji ciÊnienie znów nie
zrówna si´ z grawitacjà. Przy masie
mniejszej ni˝ 0.1 M

odzyskanie rów-

nowagi w ogóle nie jest ju˝ mo˝liwe –
takie gwiazdy neutronowe po prostu nie
istniejà.

W przypadku gwiazd dziwnych sytu-

acja jest jakoÊciowo inna. Poniewa˝ we-
wn´trzne ciÊnienie jest równowa˝one
przede wszystkim przez ciÊnienie zwy-
k∏ej pró˝ni, obiekty o masie 0.1 M

, a

nawet znacznie mniejszej, mogà utrzy-
mywaç równowag´ bez ˝adnych proble-
mów. Gwiazda dziwna o ma∏ej masie to
jednorodna kula kwarkowa o g´stoÊci
równej g´stoÊci dziwade∏ek. Minimal-
na masa gwiazdy dziwnej wynosi 10

–21

– jest to masa najmniejszych stabilnych
dziwade∏ek, które zawierajà oko∏o ty-
siàca kwarków. Promieƒ takiego obiek-
tu jest równy 10

–12

cm.

Sprawa RX 1856-3754

˚ELI OBSERWOWANY OBIEKT

ma promieƒ

wyraênie mniejszy ni˝ 10 km, to z pew-
noÊcià nie jest gwiazdà neutronowà,
lecz dziwnà. W ciàgu ostatnich lat kil-
kakrotnie odkrywano gwiazdy neutro-
nowe o podejrzanie ma∏ych rozmiarach,
ale we wszystkich tych przypadkach
dok∏adnoÊç obserwacji pozostawia∏a
wiele do ˝yczenia. Zdrowy rozsàdek na-
kazywa∏ du˝à ostro˝noÊç. Przecie˝ jed-
noznaczne stwierdzenie, ˝e obserwowa-
ny obiekt jest gwiazdà dziwnà, mia∏oby
prze∏omowe znaczenie dla naszej wiedzy
o budowie materii, a tak˝e dowodzi∏oby
niestabilnoÊci materii barionowej!

Wydawa∏o si´, ˝e takie w∏aÊnie prze-

∏omowe odkrycie zosta∏o og∏oszone 10
kwietnia 2002 roku w specjalnym komu-
nikacie prasowym NASA. Wykorzystujàc
widmo promieniowania rentgenowskie-
go gwiazdy neutronowej RX 1856-3754,
zespó∏ dziesi´ciu astronomów ze Smith-
sonian Astrophysical Observatory w
Cambridge w USA, MIT, oraz z Instytu-
tu Astronomii i Astrofizyki w Tybindze w
Niemczech oceni∏ jej promieƒ na od 3.8
do 8.2 km. Znakomitej jakoÊci widmo
uda∏o si´ otrzymaç za pomocà satelity
Chandra. Gwiazda by∏a równie˝ obser-
wowana w ultrafiolecie przez satelit´
IUVE oraz w Êwietle widzialnym przez
Kosmiczny Teleskop Hubble’a [ilustracja
na stronie 44].

Tytu∏ komunikatu prasowego NASA

brzmia∏ wr´cz sensacyjnie: „Kosmicz-
ne promienie X przynoszà informacj´ o
istnieniu nowej formy materii”. Naza-

ÂWIAT NAUKI MARZEC 2005

Wg projektu autora MA¸GORZA

ÂWIENT

ZAK (

na gór

); NASA (

na dole

)

GWIAZDA NEUTRONOWA o masie 1 M

i gwiazda dziwna o takiej samej masie na tle Wielkiego

Kanionu.

WYKORZYSTUJÑC RÓWNANIE STANU MATERII SUPERG¢STEJ (EOS), astrofizycy potrafià
obliczyç promieƒ R

∞

gwiazdy dziwnej (czerwony) i gwiazdy neutronowej (niebieski) w funkcji jej

masy M. R

∞

jest promieniem, jaki zmierzy∏by obserwator, który analizuje promieniowanie gwiaz-

dy z du˝ej odleg∏oÊci. Poniewa˝ nie znamy dok∏adnie EOS dla g´stoÊci wi´kszej od g´stoÊci jà-
der atomowych (3 × 10

g/cm

), przy ka˝dej masie dopuszczalny jest pewien przedzia∏ promie-

ni (szerokoÊç kolorowego paska odpowiada niepewnoÊci przewidywaƒ teoretycznych). Widaç jednak
wyraênie, ˝e obiekt o promieniu mniejszym ni˝ 10 km nie jest gwiazdà neutronowà. Znalaz∏szy
taki obiekt, mo˝emy byç pewni, ˝e to gwiazda dziwna.

Gwiazda

neutronowa

Gwiazda

dziwna

0.5

1.0

1.5

2.0

2.5

3.0

Masa [masy S∏oƒca]

∞

[kilometr

jutrz równie sensacyjne nag∏ówki poja-
wi∏y si´ w mi´dzynarodowej prasie, ra-
diu, a nawet w niektórych dziennikach
telewizyjnych. Ten dzieƒ zszed∏ mi g∏ów-
nie na udzielaniu wywiadów. By∏em w
sta∏ej ∏àcznoÊci z Obserwatorium Pary-
skim w Meudon, gdzie mój d∏ugoletni
francuski wspó∏pracownik Eric Gour-
goulhon przygotowywa∏ si´ do wywia-
du w telewizji francuskiej. Z przyjem-
noÊcià stwierdziliÊmy, ˝e informacja o
odkryciu gwiazdy dziwnej by∏a pierw-
szà wiadomoÊcià w dzienniku wieczor-
nym programu Antenne 2.

Odkrycie tej wagi musia∏o zostaç pod-

dane szczegó∏owej i krytycznej analizie.
Niestety, szybko okaza∏o si´, ˝e amery-
kaƒski zespó∏ pominà∏ w swych rachun-
kach bardzo s∏abe promieniowanie ul-
trafioletowe i widzialne RX 1856-3754.
Jak wykaza∏o kilka innych zespo∏ów, pe∏-
ne widmo promieniowania najprawdo-
podobniej pochodzi z dwóch obszarów
o ró˝nych temperaturach. Obszar go-
r´tszy, który ma temperatur´ 7.4 × 10

i emituje promienie rentgenowskie, ma
powierzchni´ równà powierzchni kuli
o R

∞

≈ 4 km. Obszar ch∏odniejszy, o tem-

peraturze 3.5 × 10

K, Êwieci bardzo s∏a-

bo, a jego powierzchnia jest równa po-
wierzchni kuli o R

∞

≈ 16 km. Byç mo˝e

mamy do czynienia z gwiazdà neutro-
nowà o typowym promieniu pozornym,
na której znajduje si´ goràca „plama”
o temperaturze 7.4 × 10

K. Ale jeÊli

rzeczywiÊcie tak jest, to podczas obro-
tu gwiazdy wokó∏ osi plama powinna
na przemian pojawiaç si´ w naszym
polu widzenia i z niego znikaç, co ob-
serwowalibyÊmy jako regularne wa-
hania poziomu emisji rentgenowskiej.
Jednak takich wahaƒ nie widaç. A mo-
˝e RX 1856-3754 jest uk∏adem po-
dwójnym z∏o˝onym z goràcej gwiazdy
dziwnej i ch∏odniejszej od niej gwiazdy
neutronowej? Niestety, ˝adna z wysuni´-
tych dotychczas hipotez nie t∏umaczy
wszystkich znanych nam faktów. Tak czy
inaczej, prosta a sensacyjna w swej wy-
mowie wersja og∏oszona 10 kwietnia
2002 zosta∏a zakwestionowana.

Chwila refleksji

HIPOTEZA

, ˝e materia dziwna jest praw-

dziwym stanem podstawowym materii,
nadal czeka na potwierdzenie. By∏oby
nim odkrycie obiektu, który z pewnoÊcià
jest gwiazdà dziwnà, a nie neutronowà.
Wszelkie wàtpliwoÊci muszà byç wyklu-
czone, trzeba bowiem pami´taç, jak wiel-

ka jest waga wniosków wynikajàcych z
istnienia gwiazd dziwnych. Poszukujàc
kandydatek na gwiazdy dziwne, powin-
niÊmy z najwi´kszà starannoÊcià stoso-
waç zasad´ brzytwy Ockhama, zgodnie
z którà iloÊç bytów, jakie powo∏ujemy do
istnienia, aby wyt∏umaczyç obserwacje,
nale˝y ograniczaç do minimum. Brzy-
twa Ockhama nakazuje nam zachowaç
pokor´ wobec rzeczywistoÊci. (W bada-
niach naukowych jest to konieczne, choç
cz´sto bywa nader trudne). By∏oby bo-

wiem oznakà intelektualnej arogancji
twierdziç, ˝e WszechÊwiat jest pe∏en
mniej lub bardziej dziwnych obiektów,
które wymyÊlili teoretycy.

Z drugiej strony WszechÊwiat ju˝ nie-

raz nas zadziwi∏, a obserwacje astrono-
miczne przynios∏y wiele niespodzianek.
To naturalne, ˝e na pytania, na które nie
potrafimy odpowiedzieç, prowadzàc do-
Êwiadczenia na Ziemi, szukamy odpo-
wiedzi w laboratoriach kosmicznych.
Polowanie na gwiazdy dziwne trwa.

MARZEC 2005 ÂWIAT NAUKI

Wg projektu autora MA¸GORZA

ÂWIENT

CZAK

Astrophysics of Neutron Stars. V. M. Lipunov; Springer Verlag, 1992.
Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars. The Physics of Compact Objects. S. L. Shapiro i

S. A. Teukolsky; Wiley and Sons, 1983.

Ciekawe i przyst´pne informacje o gwiazdach neutronowych mo˝na znaleêç na stronach:

http://chandra.harvard.edu/xray_sources/neutron_stars.html
http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/SN.html
http://directory.google.com/Top/Science/Astronomy/Stars/Neutron_Stars

JEÂLI CHCESZ WIEDZIEå WI¢CEJ

Dziwade∏ka

Oprócz ∏adunku kolorowego kwarki majà u∏amkowy ∏adunek elektryczny (

–e

przypadku kwarków d i s oraz

+2e

w przypadku kwarków u). Zatem w oboj´tnej

elektrycznie mieszaninie kwarków u i d musi byç dwa razy wi´cej kwarków d ni˝
kwarków u. Ale to oznacza, ˝e kwarki d sà znacznie bardziej st∏oczone ni˝ kwarki
u, wskutek czego – zgodnie z zasadà Pauliego – muszà poruszaç si´ znacznie szyb-
ciej ni˝ kwarki u. Typowa energia kwarka d jest wi´c znacznie wi´ksza ni˝ typowa
energia kwarka u (poni˝ej z lewej).

Ca∏kowita energia materii kwarkowej (z uwzgl´dnieniem energii spoczynkowej

kwarków) zmniejszy si´, gdy cz´Êç kwarków d zamieni si´ w kwarki s, których pr´d-
koÊci niewiele ró˝nià si´ od pr´dkoÊci kwarków u. Kwarki s majà jednak mas´ wi´k-
szà ni˝ kwarki d, i ta ró˝nica musi zostaç wyrównana kosztem energii kwarków d.
Przemianie w kwarki s mogà wi´c ulegaç tylko te kwarki d, których energia przekra-
cza pewnà wartoÊç progowà. Tym samym w stanie o minimalnej energii jest nieco
mniej kwarków s ni˝ kwarków d czy u (poni˝ej z prawej), a kropla materii kwarko-
wej uds ma niewielkà (oko∏o 0.01%) nadwy˝k´ dodatniego ∏adunku elektrycznego.

Taka kropla to hipotetyczne dziwade∏ko. Liczby kwarków czerwonych, zielonych

i niebieskich ka˝dego zapachu u, d i s sà w niej równe. Dziwade∏ka sà wi´c bez-
barwne; dlatego na rysunku wszystkie wartoÊci energii oznaczono kolorem szarym.
Z teorii wynika, ˝e najmniejsze stabilne dziwade∏ka muszà zawieraç ponad 1000
kwarków.

= 2N

+ N

= 2N

Energia kinetyczna

Wyszukiwarka

Podobne podstrony:

więcej podobnych podstron