Η φύση της εξαιρετικά συμπιεσμένης ύλης που φτιάχνει τα αστέρια νετρονίων είναι το αντικείμενο πολλών υποθέσεων. Για παράδειγμα, υπάρχει η άποψη ότι κάτω από την ακραία βαρυτική συμπίεση τα νετρόνια μπορεί να καταρρεύσουν σε ύλη από κουάρκ και μάλιστα από παράξενα (strange) κουάρκ – γεγονός που υποδηλώνει ότι θα πρέπει να αρχίσετε να ονομάζεται ένα ιδιαίτερα μεγάλο αστέρι νετρονίων, παράξενο άστρο.
Η μοντελοποίηση της κβαντικής κυματοσυνάρτησης των νετρονίων μέσα στα υπερβολικά πυκνά άστρα δείχνει ότι τα νετρόνια δεν έχουν ένα σφαιρικό σχήμα αλλά μάλλον ένα κυβικό σχήμα.
Η τρέχουσα δημοφιλή αναλογία για να περιγράψει την πυκνότητα της ύλης μέσα σε ένα αστέρι νετρονίων είναι ότι αυτή μοιάζει σαν να πετύχαμε τη συμπίεση ολόκληρου του ανθρώπινου πληθυσμού σε έναν κύβο ζάχαρης
Ωστόσο, ένα εναλλακτικό μοντέλο δείχνει ότι μέσα σε μεγάλα άστρα νετρονίων – αντί τα νετρόνια να καταρρέουν σε πιο θεμελιώδη σωματίδια, θα μπορούσαν απλά να ‘πακετάρονται’ ακόμα πιο στενά μαζί, υιοθετώντας αντί για το κυκλικό σχήμα, ένα πιο κυβικό σχήμα. Αυτό το σχήμα μπορεί να επιτρέψει στα κυβικά νετρόνια να είναι ‘πακεταρισμένα’ στο, περίπου, 75% του όγκου που θα ήθελε ένα σφαιρικό νετρόνιο.
Η μερική επανεξέταση της εσωτερικής δομής των άστρων νετρονίων οφείλεται στην ανακάλυψη το 2010 ότι το αστέρι νετρονίων PSR J1614-2230, έχει μάζα περίπου δύο ηλιακές μάζες – η οποία είναι μεγάλη για ένα αστέρι νετρονίων, που έχει πιθανώς διάμετρο μικρότερη από τα 20 χιλιόμετρα.
Το αντικείμενο PSR J1614-2230, που περιγράφεται από μερικούς ως «υπερβαρύ« αστέρι νετρονίων, μπορεί να φαίνεται σαν ένα ιδανικό υποψήφιο άστρο από κουάρκ – ή από κάποια άλλη εξωτική μεταμόρφωση – που προκύπτει από την ακραία συμπίεση του υλικού του αστέρα νετρονίων. Ωστόσο, οι υπολογισμοί δείχνουν ότι με μια τόσο σημαντική αναδιάταξη της ύλης θα συρρικνωθεί ο όγκος του άστρου σε λιγότερο από την ακτίνα Schwarzschild για δύο ηλιακές μάζες – πράγμα που σημαίνει ότι το PSR J1614-2230 θα πρέπει να σχηματίσει αμέσως μια μαύρη τρύπα, που όμως δεν έχει παρατηρήσει κανείς.
Το PSR J1614-2230 βρίσκεται όμως εκεί και όλοι το έχουν αναγνωρίσει ότι είναι ένα υπέρβαρο άστρο νετρονίων, το οποίο αποτελείται όχι από εξωτική ύλη αλλά από νετρόνια, καθώς και ένα επιφανειακό στρώμα της πιο συμβατικής ατομικής ύλης.
Παρ ‘όλα αυτά, οι αστρικές μαύρες τρύπες μπορούν και να σχηματίζονται από τα αστέρια νετρονίων. Για παράδειγμα, αν ένα αστέρι νετρονίων σε ένα δυαδικό σύστημα συνεχίζει να προσελκύει μάζα από το γειτονικό του άστρο, θα φτάσει τελικά στο όριο Tolman-Oppenheimer-Volkoff. Το τελευταίο είναι το απόλυτο όριο μάζας για τα αστέρια νετρονίων – παρόμοια με το όριο Chandrasekhar για τους λευκούς νάνους αστέρια. Ξέρουμε πως μόλις ένας λευκός νάνος φτάσει το όριο Chandrasekhar – κάπου 1,4 ηλιακές μάζες – πυροδοτείται μια υπερκαινοφανής έκρηξη και μετασχηματίζεται σε ένα σουπερνόβα τύπου 1a. Μόλις, ένα αστέρι νετρονίων φτάνει το όριο μάζας Tolman-Oppenheimer-Volkoff, μετατρέπεται σε μια μαύρη τρύπα.
Λόγω της περιορισμένης κατανόησης της φυσικής των άστρων νετρονίων, κανένας δεν είναι εντελώς βέβαιος ποιό είναι το όριο μάζας των Tolman-Oppenheimer-Volkoff, αλλά πιστεύεται ότι βρίσκεται κάπου μεταξύ 1,5 έως 3,0 ηλιακές μάζες.
Έτσι, το εξαιρετικά βαρύ αντικείμενο PSR J1614-2230 φαίνεται πιθανό να είναι κοντά σε αυτό το όριο μάζας των άστρων νετρονίων, αν και εξακολουθεί να αποτελείται από νετρόνια κι όχι από παράξενα κουάρκ. Αλλά πρέπει να υπάρχει κάποια μέθοδος με την οποία η μάζα ενός άστρου νετρονίων μπορεί να συμπιεστεί σε ένα μικρότερο όγκο, σε αντίθετη περίπτωση, δεν θα μπορούσε ποτέ να σχηματιστεί μαύρη τρύπα από άστρο νετρονίων. Έτσι, πρέπει να υπάρχει κάποια ενδιάμεση κατάσταση σύμφωνα με την οποία τα νετρόνια σε ένα αστέρι νετρονίων σταδιακά συμπιέζονται σε ένα μικρότερο όγκο, έως ότου επιτευχθεί η ακτίνα Schwarzschild για τη μάζα που έχει .
Οι Llanes-Estrada και Navarro προτείνουν ότι αυτό το πρόβλημα θα μπορούσε να λυθεί αν, κάτω από ακραίες βαρυτικές πιέσεις, η γεωμετρία των νετρονίων δεν είναι σφαιρική, αλλά παραμορφώνεται σε ένα μικρότερο κυβικό σχήμα προκειμένου να επιτρέψει την πιο σφικτή ‘συσκευασία’, αν και τα σωματίδια παραμένουν νετρόνια.
Η μοντελοποίηση της κβαντικής κυματοσυνάρτησης των νετρονίων μέσα στα υπερβολικά πυκνά άστρα δείχνει ότι τα νετρόνια δεν έχουν ένα σφαιρικό σχήμα αλλά μάλλον ένα κυβικό σχήμα.
Η τρέχουσα δημοφιλή αναλογία για να περιγράψει την πυκνότητα της ύλης μέσα σε ένα αστέρι νετρονίων είναι ότι αυτή μοιάζει σαν να πετύχαμε τη συμπίεση ολόκληρου του ανθρώπινου πληθυσμού σε έναν κύβο ζάχαρης
Ωστόσο, ένα εναλλακτικό μοντέλο δείχνει ότι μέσα σε μεγάλα άστρα νετρονίων – αντί τα νετρόνια να καταρρέουν σε πιο θεμελιώδη σωματίδια, θα μπορούσαν απλά να ‘πακετάρονται’ ακόμα πιο στενά μαζί, υιοθετώντας αντί για το κυκλικό σχήμα, ένα πιο κυβικό σχήμα. Αυτό το σχήμα μπορεί να επιτρέψει στα κυβικά νετρόνια να είναι ‘πακεταρισμένα’ στο, περίπου, 75% του όγκου που θα ήθελε ένα σφαιρικό νετρόνιο.
Η μερική επανεξέταση της εσωτερικής δομής των άστρων νετρονίων οφείλεται στην ανακάλυψη το 2010 ότι το αστέρι νετρονίων PSR J1614-2230, έχει μάζα περίπου δύο ηλιακές μάζες – η οποία είναι μεγάλη για ένα αστέρι νετρονίων, που έχει πιθανώς διάμετρο μικρότερη από τα 20 χιλιόμετρα.
Το αντικείμενο PSR J1614-2230, που περιγράφεται από μερικούς ως «υπερβαρύ« αστέρι νετρονίων, μπορεί να φαίνεται σαν ένα ιδανικό υποψήφιο άστρο από κουάρκ – ή από κάποια άλλη εξωτική μεταμόρφωση – που προκύπτει από την ακραία συμπίεση του υλικού του αστέρα νετρονίων. Ωστόσο, οι υπολογισμοί δείχνουν ότι με μια τόσο σημαντική αναδιάταξη της ύλης θα συρρικνωθεί ο όγκος του άστρου σε λιγότερο από την ακτίνα Schwarzschild για δύο ηλιακές μάζες – πράγμα που σημαίνει ότι το PSR J1614-2230 θα πρέπει να σχηματίσει αμέσως μια μαύρη τρύπα, που όμως δεν έχει παρατηρήσει κανείς.
Το PSR J1614-2230 βρίσκεται όμως εκεί και όλοι το έχουν αναγνωρίσει ότι είναι ένα υπέρβαρο άστρο νετρονίων, το οποίο αποτελείται όχι από εξωτική ύλη αλλά από νετρόνια, καθώς και ένα επιφανειακό στρώμα της πιο συμβατικής ατομικής ύλης.
Παρ ‘όλα αυτά, οι αστρικές μαύρες τρύπες μπορούν και να σχηματίζονται από τα αστέρια νετρονίων. Για παράδειγμα, αν ένα αστέρι νετρονίων σε ένα δυαδικό σύστημα συνεχίζει να προσελκύει μάζα από το γειτονικό του άστρο, θα φτάσει τελικά στο όριο Tolman-Oppenheimer-Volkoff. Το τελευταίο είναι το απόλυτο όριο μάζας για τα αστέρια νετρονίων – παρόμοια με το όριο Chandrasekhar για τους λευκούς νάνους αστέρια. Ξέρουμε πως μόλις ένας λευκός νάνος φτάσει το όριο Chandrasekhar – κάπου 1,4 ηλιακές μάζες – πυροδοτείται μια υπερκαινοφανής έκρηξη και μετασχηματίζεται σε ένα σουπερνόβα τύπου 1a. Μόλις, ένα αστέρι νετρονίων φτάνει το όριο μάζας Tolman-Oppenheimer-Volkoff, μετατρέπεται σε μια μαύρη τρύπα.
Λόγω της περιορισμένης κατανόησης της φυσικής των άστρων νετρονίων, κανένας δεν είναι εντελώς βέβαιος ποιό είναι το όριο μάζας των Tolman-Oppenheimer-Volkoff, αλλά πιστεύεται ότι βρίσκεται κάπου μεταξύ 1,5 έως 3,0 ηλιακές μάζες.
Έτσι, το εξαιρετικά βαρύ αντικείμενο PSR J1614-2230 φαίνεται πιθανό να είναι κοντά σε αυτό το όριο μάζας των άστρων νετρονίων, αν και εξακολουθεί να αποτελείται από νετρόνια κι όχι από παράξενα κουάρκ. Αλλά πρέπει να υπάρχει κάποια μέθοδος με την οποία η μάζα ενός άστρου νετρονίων μπορεί να συμπιεστεί σε ένα μικρότερο όγκο, σε αντίθετη περίπτωση, δεν θα μπορούσε ποτέ να σχηματιστεί μαύρη τρύπα από άστρο νετρονίων. Έτσι, πρέπει να υπάρχει κάποια ενδιάμεση κατάσταση σύμφωνα με την οποία τα νετρόνια σε ένα αστέρι νετρονίων σταδιακά συμπιέζονται σε ένα μικρότερο όγκο, έως ότου επιτευχθεί η ακτίνα Schwarzschild για τη μάζα που έχει .
Οι Llanes-Estrada και Navarro προτείνουν ότι αυτό το πρόβλημα θα μπορούσε να λυθεί αν, κάτω από ακραίες βαρυτικές πιέσεις, η γεωμετρία των νετρονίων δεν είναι σφαιρική, αλλά παραμορφώνεται σε ένα μικρότερο κυβικό σχήμα προκειμένου να επιτρέψει την πιο σφικτή ‘συσκευασία’, αν και τα σωματίδια παραμένουν νετρόνια.
Σαφώς με το κυβικό σχήμα το νετρόνιο καταλαμβάνει λιγότερο χώρο
Έτσι, αν αποδειχθεί μετά από όλα αυτά ότι το σύμπαν δεν περιέχει παράξενο αστέρια, το αστέρια με τα κυβικά νετρόνια θα εξακολουθούν να είναι ευχάριστα ασυνήθιστα.
Δεν υπάρχουν σχόλια :
Δημοσίευση σχολίου