Nestanak masivnih zvezda

Ogromna većina zvezda koju vidimo na noćnom nebu su zvezde slične našem Suncu. One sadrže približno istu količinu materije kao Sunce, u njima se odigravaju isti procesi kao u Suncu. Konačna sudbina svih ovih zvezda određena je onda kada su nastale, njihovom malom masom. One će svoj život okončati kao mali, tamni patuljci koji lutaju kroz skoro potpuno prazan galaktički prostor. Tek poneka od njih imaće tu sreću da još jednom zasija, kao nova, sjajem koji nikada ranije nije imala.

Međutim, na nebu postoje i druge zvezde, plavičaste, blještavo sjajne zvezde čija je masa znatno veća od mase Sunca. Ove zvezde se lako identifikuju dok su još u detinjstvu jer su među najsjajnijim. Najbolji primeri ovih zvezda su Spika (Devica), Aherar (Eridan) i skoro svaka sjajna zvezda u sazvežđu Orion.

Masa zvezda ne određuje samo način na koji će one okončati svoj život, od mase zavisi i koliko dugo će zvezda živeti. Zvezde male mase evoluiraju veoma sporo. Njima je potrebno mnogo vremena da bi postigle pritisak i temperaturi za započinjanje sagorevanja vodonika. A kada sagorevanje počne, one štedljivo troše svoje male zalihe goriva. Većina zvezda male mase u našoj galaksiji nalazi se još u detinjstvu, sve one još uvek troše svoje zalihe vodonika.

Kao oštar kontrast, zvezde velike mase evoluiraju veoma brzo. One vrlo lako postižu dovoljne temperature za paljenje vodonika. Zbog ogromnog pritiska one svoje gorivo troše mnogo brzo. Zvezda velike mase može preživeti svoj celi životni ciklus pre nego što sagorevanje vodonika u zvezdi male mase počne.

Masivne zvezde vro brzo evoluiraju u stadijum crvenog džina, i tada ih mnogo teže razlikovati od njihovih sazrelih rođaka male mase. Svi crveni džinovi imaju isti sjaj i crvenkastu boju. I ove zvezde u fazi crvenog džina u svojim jezgrima sagorevaju vodonik i helijum. Ali masa ovih zvezda je ogromna pa su one u stanju da potpale i mnoge druge termonuklearne reakcije u svojim dubinama.

Jezgro zvezda male mase, bogato ugljenikom i kiseonikom je inertno ali kod zvezda velike mase ogromna težina spoljnih slojeva primorava temperaturu jezgra da nastavi da raste. Kada temperatura dostigne 700 miliona stepeni započinje sagorevanje ugljenika. Ovo, naravno, ne zaustavlja porast temperature i ona se ubrzo penje na milijardu stepeni. Tada se pali i kiseonik. U oba slučaja termonuklearne reakcije se odvijaju dok se gorivo ne potroši, a kada goriva više nema one trenutno prestaju, a jezgro se pod uticajem gravitacije skuplja. Uskoro će temperatura oko jezgra postati dovoljno visoka pa će se ugljenik i vodonik upaliti u tankoj ljusci oko jezgra.

Pepeo sagorevanja kiseonika je silicijum. Dok se tanka ljuska u kojoj gori kiseonik kreće prema spoljašnjim slojevima iza nje ostaje silicijuma u izobilju. A kad se, usled daljeg sabijanja jezgra, temperatura popne na 3 milijarde stepeni pali se i silicijum.

Pepeo koji ostaje posle silicijuma je gvožđe, ali gvožđe ne gori. Ma koliko velika temperatura u jezgru bila ono se neće upaliti. Prema tome, pri kraju svog života masivna zvezda ima inertno jezgro bogato gvožđem, okruženo sa nekoliko tankih slojeva u kojima još uvek besne termonuklearne reakcije.

Treba pomenuti i to da se svaki sledeći proces nuklearnih reakcija odigrava mnogo brže nego prethodni. Na primer, u zvezda koja ima masu 20 puta veću od mase Sunca vodonik gori 10 miliona godina, helijum milion, ugljenik 1000 godina, dok kiseonik i silicijum sagore za godinu dana, odnosno nedelju dana. Gvozdeno zvezdano jezgro formira se za manje od jednog dana!

Kolaps gvozdenog jezgra

Kada se prvi put u jezgru pojavi gvožđe, masivna zvezda je ‘upala’ u nevolju. Sagorevanje gvožđa i nastanak nekog težeg elementa je nemoguće pa se gvožđe sve više gomila u centru zvezde. Atomi gvožđa u sagorenom jezgru potpuno su oljušteni. Nema tog atoma koji je u stanju da netaknut preživi ekstremne pritiske i temperature koji tamo vladaju. Jezgro zvezde se sastoji od atomskih jezgara koja plivaju u moru elektrona. Ljuska u kojoj sagoreva silicijum polako se udaljava od centra, a iza nje ostaje sve više i više jezgara gvožđa i elektrona.

Gvožđe gasi zvezdane vatre i ravnoteža između pritiska usijanog gasa i gravitacije biva narušena. Gravitacija je opet pobedila. Bez obzira što je temperatura u gvozdenom jezgru dostigla nekoliko milijardi stepeni ogromni gravitacioni pritisak najavljuje katastrofalni kraj u skoroj budućnosti.

Kako silicijum sagoreva u jezgru se sakuplja sve više i više gvožđa i ono postaje sve masivnije. U jednom trenutku masa jezgra postaje veća od Čandrasekarove granice (1,4 solarne mase). Tada težina spoljašnjih slojeva ostaje veća od unutrašnjeg pritiska. Iznenada čitavo jezgro implodira (urušava se).

Dalje fuzione reakcije gvožđa nisu moguće i jezgro ostaje bez izvora toplote. Ovo podstiče dalje sažimanje jezgra. Usled kontrakcije temperatura nastavlja da raste. Kad temperatura jezgra dostigne 8 milijardi stepeni jezgra gvožđa počinju da apsorbuju gravitacionu energiju uslobođenu usled kolapsa. Ova energija dovodi do razbijanja gvožđa na ‘sastavne delove’, tj. na jezgra helijuma, protone i neutrone, u procesu koji se naziva fotodisintegracija. Usled apsorpcije energije jezgro se brzo hladi. Unutrašnji pritisak naglo opada i omogućava katastrofalno sažimanje jezgra. Brzinom slobodnog pada, u gravitacionom polju zvezde, za vreme od oko jedne sekunde unutrašnji slojevi zvezde sažmu se oko sto hiljada puta. Kolaps jezgra razara ono što je stvarano milijardama godina.

U ovom stadijumu jezgro se sastoji isključivo od elementarnih čestica: elektrona, protona, neutrona i fotona. Gustina je ekstremno velika, ali ono se sve više smanjuje dok gustina nastavlja da raste. Protoni i elektroni počinju međusobno da se sudaraju i pri tim sudarima nastaju neutroni i neutrini:

p + e –> n + Î½

Ovaj proces se ponekad naziva neutronizacija jezgra. Neutrini su vrsta čestica koja vrlo slabo interaguje sa materijom i bez obzira što je gustina u jezgru dostigla 10¹²kg/m³ većina neutrina prolazi kroz jezgro kao da ono uopšte ne postoji. Neutrini odlaze u okolni prostor noseći deo energije.

Nedostatak elektrona i odlazak neutrina situaciju čine još lošijom za stabilnost jezgra. Više ne postoji ništa što bi zaustavilo kolaps dok neutroni ne budu toliko gusto raspoređeni da se bukvalno dodiruju, u tom trenutku gustina jezgra iznosi 10¹⁵kg/m³. U jezgru masivnih zvezda koje se skuplja neutroni igraju istu ulogu koju su imali elektroni u jezgrima belih patuljaka. Kada su daleko jedni od drugih neutroni se vrlo malo suprotstavljaju sabijanju jezgra ali kada se nalaze sasvim blizu njihov otpor je ogroman. Ovaj tzv. pritisak degenerisanih neutrona usporava kolaps zvezde. Do trenutka dok kolaps ne bude potpuno zaustavljen gustina će se popeti do 10¹⁷ ili 10¹⁸kg/m³.

Materija koja pada ka jezgru, zbog prestanka dalje kontrakcije biva naglo zaustavljena. Nastaje udarni talas koji se, jezgra ka spoljašnjim slojevima, širi brzinom od nekoliko desetina hiljada kilometara u sekundi. Zvezda eksplodira a njeni spoljašnji slojevi bivaju odbačeni u okolni prostor.

Ovo se dešava iznenada, a energija koja se oslobađa tokom nekoliko kratkih trenutaka kolapsa jezgra, iste je veličine kao ukupna energija svetlosti koju je zvezda izračila tokom svog celog života. Ali, umesto da milijardama godina otiče polako iz zvezde kao svetlost, ova iznenadna bujica energije izliva se iz zvezde za samo nekoliko časova.

Udarni talas se probija iz jezgra koje je eksplodiralo. Još uvek nije potpuno jasno kako se ovaj talas kreće ka površini i razara čitavu zvezdu, ali rezultat je očigledan. Čitava zvezda eksplodira, njen sjaj se naglo pojačava. Tokom nekoliko dana ona može sijati jače od cele galaksije u kojoj je živela. Ova spektakularna smrt zvezde naziva se supernova.