Mellom nøytronstjerner og svarte hull

Lesetid: 6 minutter

Døende supermassive stjerner eksploderer i et spektakulært fyrverkeri. Mange av stjernene ender opp som svarte hull – men ny forskning viser at en helt ny type stjerne kan bli født i slike eksplosjoner.

Supernovaeksplosjon


En supernovaeksplosjon, som er så ekstremt kraftig og lyssterk at den i løpet av kort tid kan lyse sterkere enn hele galakser. Bildet er hentet fra nasa.gov.

Stjerners liv etter døden

Stjerner blir født, lever og dør. Ulike stjerner gjennomgår livets faser på ulike måter, og det er i stor grad kun deres totale masse som avgjør hva som skjer med dem når de dør.

Små stjerner – som vår egen sol – bruker opp alt brenselet sitt, og blir liggende igjen som kalde, kompakte jernklumper. Større stjerner, som veier minimum 1,44 ganger så mye som solen, dør i en spektakulær kosmisk begivenhet kalt en supernovaeksplosjon. Etter en slik eksplosjon har den døende stjernen blitt forandret enten til en nøytronstjerne eller et sort hull – tror vi.

Materie under trykk

Grunnen til at en stjerne forandres til det ugjenkjennelige etter en supernovaeksplosjon, er at den utsettes for ufattelige krefter mens eksplosjonen pågår. Trykkbølgen som forplanter seg gjennom alle stjernens lag utsetter materien for et så enormt trykk at selv de enkelte atomene kan miste sin identitet.

For å forstå hva som skjer når materie utsettes for ekstreme forhold, for eksempel idet en stjerne dør og forvandles til en nøytronstjerne, må vi se på atomets struktur. Atomet består av

  • en kjerne med positivt ladde protoner
  • elektrisk nøytrale nøytroner
  • en sky av elektroner som går i bane rundt kjernen

La oss nå forestille oss at vi utsetter atomet for et enormt ytre trykk. Da vil elektronene presses inn i kjernen, og reagere med protonene.  Denne reaksjonen heter elektroninnfangning, og resultatet er at et proton og et elektron kombineres til et nøytron (se illustrasjon).

Elektroninnfangning

Et elektron og et proton går sammen om å lage et nøytron.

Dersom en stjerne – som ikke er annet enn en samling atomer – utsettes for et stort nok trykk, vil denne reaksjonen skje med mange av atomene i stjernen, og resultatet er en ny stjerne bestående nesten utelukkende av nøytroner.

Dersom det finnes en grense for hvor stort trykk et atom tåler, skulle en kanskje tro at det finnes en grense for hvor mye trykk nøytroner som er inni atomene klarer å motstå? Den allmenne oppfatningen er at det eneste som kan skje dersom trykket blir for stort for nøytronene, er at materien kollapser og det oppstår en såkalt singularitet. Singularitet er et punkt med uendelig høy tetthet. En slik singularitet oppstår når den døende stjernens masse overstiger åtte solmasser, og gravitasjonstrykket innover i stjernen blir så stort at selv ikke nøytronene kan stå imot. Da vil alt stjernen består av kollapse til ett uendelig tett punkt. Det er dette som kalles et sort hull.

Kjernekreftene sterkere enn gravitasjonskraft

Til nå har vi tenkt på de aller største tingene i universet: materie holdes sammen av gravitasjonen for å danne stjerner, som igjen danner galakser. På denne skalaen er det gravitasjonskraften som dominerer, og den er så sterk at den overskygger alle de andre kreftene.

Gravitasjonen er likevel ikke alltid sterkest: i mindre skala, der elektromagnetisme og kjernekrefter virker, er gravitasjonen så svak at den nesten kan neglisjeres. I fenomener som ekstremt tettpakkede stjerner og sorte hull dominerer kjernekreftene, altså kreftene som virker mellom de aller minste partiklene. Derfor må vi gå fra det aller største (stjerner og gravitasjonskraft) til det aller minste, for å forstå hva som skjer: vi må se på kvantefysikk.

Kvarker

Vårt gjeldende fysiske verdensbilde, kalt standardmodellen, forutsier at protoner og nøytroner selv består av mindre partikler, kalt kvarker.  Det finnes totalt seks kvarker, og protoner og nøytroner består av tre kvarker hver. Elektrisk ladning måles i elementærladninger, hvor elektronet har ladningen -1. Den såkalte opp-kvarken har elektrisk ladning 2/3 og ned-kvarken har ladning –1/3.

Fri kvarkmaterie

En prinsippskisse over hvordan tre nøytroner presses så hardt sammen at partiklene mister sin identitet, og det skjer en faseovergang til fri kvarkmaterie. Figuren har jeg laget selv, og den ble brukt i masteroppgaven min.

La oss nå gå tilbake til atomene som trykkes sammen helt til de består kun av nøytroner. Vi kan tenke oss en stjerne av nøytroner som utsettes for et enormt trykk, men som likevel ikke er så stort at det oppstår et sort hull. Det som vil skje da er at nøytronene begynner å overlappe, og kvarkene kan besøke hverandre og ellers bevege seg fritt (Se illustrasjon). Slik materie, der kvarkene er frie, kalles kvarkmaterie. Kvarkmaterie har blitt gjenskapt av forskere ved partikkelfysikklaboratoriet CERN, hvilket tyder på at en stjerne av nøytroner som utsettes for et høyt nok trykk vil ende opp som en gass av frie kvarker.

I en supernovaeksplosjonkan kan dette skje hvis stjernen er litt for massiv for å bli en nøytronstjerne, dog ikke så massiv at den blir et sort hull. Resultatet blir da en kvarkstjerne. Hvordan kvarkstjerner ser ut er det ingen som vet, og det er begrenset hva vi kan forutsi om egenskapene deres. Det eneste vi vet er at disse stjernene vil ha den høyeste massetettheten vi kan forestille oss, og det er sannsynlig at de vil stråle ut store mengder energi i det ultrafiolette spektret. Sannsynligvis vil også supernovaeksplosjonen som skaper en kvarkstjerne være hundrevis av ganger mer lyssterke enn de som skaper nøytronstjerner.

Kvarker i stjerner

For å beskrive kvarkmaterie brukes en gren av kvantefeltteorien kalt kvantekromodynamikk, forkortet til QCD. Kromo er gresk og betyr «farge».

I tillegg til elektrisk ladning har nemlig kvarkene en egen type ladning, som vi i den makroskopiske verden ikke kan føle. Denne spesielle typen ladning har blitt kalt «fargeladning», uten at den har noe som helst med farge i ordets konvensjonelle forstand å gjøre.

Forhold mellom radius og masse

Plottet er viser forholdet mellom mulige radier og masser til kvarkstjerner. For eksempel vil en kvarkstjerne bestående av 0,2 solmasser ha en radius på omtrent 2,3 kilometer.

QCD er en fysisk teori som beskriver hele familien av kvarker: opp, ned, sær, sjarm, topp og bunn, og hvordan de reagerer med hverandre. Den kan brukes til å forutsi hvordan kvarker oppfører seg under ulike forhold. Disse forholdene uttrykkes som likninger, kalt tilstandslikninger.

Det finnes mange ulike tilstandslikninger i QCD, og hver av dem beskriver kvarkmaterie under ulike omstendigheter. For en stjerne er det nærliggende å tro at den ytre temperaturen er nær null, siden det er veldig kaldt i verdensrommet. Temperatur og kinetisk energi er nært forbundet med hverandre, og under veldig stort trykk vil partiklene i en stjerne ligge nesten helt i ro. Under antakelser som denne kan det finnes en tilstandslikning som beskriver kvarkmaterien som kan oppstå i stjerner.

En del av masteroppgaven min var å finne – det vil si utlede – en slik tilstandslikning. Denne likningen forutsier forholdet mellom massen og størrelsen til en kvarkstjerne, og gjør det mulig å lage et plot som forteller oss hvilke stjerner vi skal se etter når vi leter etter kvarkstjerner.

Jakten på kvarkstjerner

Hvorvidt kvarkstjerner faktisk eksisterer er fremdeles usikkert. Vi har teorier som forutsier dem, men som alt annet i fysikken må teoriene bekreftes med observasjoner.

Oppbygningen av en kvarkstjerne

illustrerer hvordan en kvarkstjerne kan være bygget opp, med kvarkmaterie i sentrum og nøytroner og andre grunnstoffer ytterst. Figuren har jeg laget selv, og den ble brukt i masteroppgaven min.

Den største utfordringen når vi leter etter kvarkstjerner er at disse stjernene sannsynligvis ikke vil være helt «rene». Det vil si at de sannsynligvis vil ha en kjerne bestående av kvarker, et tykt lag med nøytroner og normal materie helt ytterst, som illustrert til høyre.

Det finnes teorier som er tilpasset slike alternative modeller, og det foregår mye spennende forskning på området for tiden. Det er bare å fortsette å tenke kreativt og se opp for nye stjerner.

Mitt liv som masterstudent

Jeg tok mastergraden min på NTNU, hvor jeg først tok en bachelor i fysikk, og så søkte meg inn på masterstudiet i teoretisk fysikk, kalt «Astro and Particle Physics and Modern Field Theory». Underveis i studieløpet på bacheloren passet jeg på å ta nok matematikk- og fysikkfag for å få en solid bakgrunn (altså analyse, algebra, klassisk mekanikk, bølgefysikk, elektromagnetisk teori osv.), men jeg hadde også anledning til å ta fag som ligger et stykke utenfor det jeg drev med, for eksempel Artificial Intelligence Programming.

Etter at jeg begynte på mastergraden måtte jeg derimot fylle timeplanen med de riktige fagene, og jeg tok så mye kvantefeltteori, gravitasjon og kosmologi som ble tilbudt på NTNU.

I tillegg hadde jeg et opphold i utlandet, og som Erasmus-student på universitetet i Valencia i Spania fikk jeg muligheten til å ta mer grunnleggende fag innen teoretisk astrofysikk.

Den viktigste lærdommen for meg var følelsen av å gjøre fysikk for gleden av å gjøre det: ikke for å skape et produkt. Når man driver med teori eller grunnforskning vet man aldri hva som vil komme ut av det, og man må være litt modig og fantasifull for å kaste seg ut i noe der man ikke vet hvor man vil ende opp.

For meg føltes studiet av kvantefeltteori og kosmologi som en sti som fører til en massiv, høy mur. Når man står foran muren kan man skimte små riss i den, og etter hvert tør man å klamre seg fast og klatre sakte oppover. Idet man endelig når toppen av muren, drar man seg opp på kanten og ser utover. Først er alt tåkete, men etter hvert klarner sikten, og man får øye på uendelige vidder, tett skog og enorme fjell. Langt der fremme i horisonten står det:

Welcome, you ignorant fool. The journey has just begun.

Referanser: