Pogledaj neodgovorene postove
Pogledaj aktivne teme
Danas je 28 Mar 2024, 17:39


Autoru Poruka
Tina
Post  Tema posta: Astronomija  |  Poslato: 28 Maj 2012, 14:26
Korisnikov avatar
rang
rang

Pridružio se: 16 Maj 2012, 15:32
Postovi: 537

OffLine
Neutronske zvezde


Možete li da poverujete u postojanje objekata koji se rađaju u eksplozijama koje imaju sjaj veći od sjaja čitave galaksije, koji su toliko gusti da jedan santimetar kubni njihovog materijala ima masu od sto milijardi tona, koji toliko brzo rotiraju da im se površina kreće brzinom od 80% brzine svetlosti, kojima se - kada se dovoljno približite - vidi čitava površina (uključujući i one delove sa „zadnje“ strane!), koji su i superfluidni i superprovodni istovremeno i koji u svom jezgru stiskaju kašu slobodnih kvarkova i gluona, najegzotičniji oblik materije koji je ljudima poznat? Ti objekti su neutronske zvezde. Ovo je drugi nastavak serijala o kompaktnim zvezdanim objektima.

Slika

U vreme kada je mladi i genijalni indijski fizičar Subramanjan Čandrasekar stigao na Kembridž i objavio svoje članke o strukturi belih patuljaka čiji je najznačajniji rezultat bio postojanje neke granične mase koju ovi zvezdani ostaci mogu imati (pogledati prethodni tekst o kompaktnim zvezdanim objektima „Beli patuljci“ objavljen na ovom sajtu), nešto severnije, u Mančesteru, jedan drugi naučnik bio je na pragu jednog drugog velikog otkrića, na prvi pogled iz sasvim udaljene oblasti ali koje je, kako se u nauci često ispostavi, imalo ogroman uticaj i na razvoj razumevanja evolucije zvezda i zvezdanih ostataka.

Naime, tokom 1931. godine u seriji eksperimenata sa radioaktivnim raspadima primećeno je postojanje neobičnog, jako prodornog zračenja za koje se u početku smatralo da je u stvari visokoenergetsko gama zračenje. Međutim, objašnjavanje eksperimentalnih rezultata ovakvom hipotezom bilo je praktično neodrživo i već 1932. godine engleski eksperimentalni fizičar Džejms Čedvik, pokazao je to u nekoliko eksperimenata.

Ali ono što je bio najznačajniji rezultat njegovog rada nije bilo samo opovrgavanje postojeće hipoteze, već i uspešno određivanje osobina novog misterioznog zračenja. Po njegovim rezultatima, to novo zračenje su činile čestice mase približne masi protona ali električno neutralne, zbog čega i nisu mogle tako dugo da budu detektovane na standardan način kretanjem u električnim i magnetnim poljima. Tako je otkriven neutron.

Slika
Slika 1. Džejms Čedvik.

O posledicama ovog otkrića po nuklearnu fiziku ali i naše razumevanje elementarnih konstituenata materije ne treba trošiti puno reči. Međutim, kao što je već istaknuto, otkriće neutrona imalo je veliku ulogu i u rasvetljavanju pitanja o stabilnosti i evoluciji zvezdanih ostataka. Još iste godine kad je neutron otkriven, najveći ruski fizičar XX veka Lav Landau, razmatrao je mogućnost postojanja hipotetičkih stabilnih objekata sastavljenih od ovih novih čestica.

Sličan račun kao i u slučaju belih patuljaka, gde su sada umesto elektrona u pitanju bili neutroni koji takođe zadovoljavaju Paulijev princip, vodio je do sličnih zaključaka (verovatno je da je Landau nezavisno od Čandrasekara došao do izraza za graničnu masu belih patuljaka, ali svoje rezultate nije nikad objavio). Ipak, ovo teorijsko razmatranje o mogućnosti postojanja ovakvih „neutronskih“ zvezda niti je početkom tridesetih godina prošlog veka moglo biti posmatrački provereno, niti je u to vreme bilo dovoljno razumevanja elementarnih čestica da se objasni koji bi to procesi vodili do toga da zvezda koja se na početku života sastoji od atoma (između ostalog i protona i elektrona) na kraju bude sastavljena isključivo od neutrona.

Za rasvetljavanje ovih pitanja bilo je potrebno napraviti dalje prodore, pre svega u razumevanju evolucije zvezda i nuklearnoj fizici i transformacijama elementarnih čestica. Za razliku od belih patuljaka čiji je zadovoljavajući model bilo moguce izvesti iz prilicno očiglednih pretpostavki o sastavu (smeša elektrona i jezgara) i korišćenjem poznatih jednačina zvezdane strukture i kvantne statističke fizike (što je u neku ruku bila srećna okolnost, jer je jednačina stanja idealnog elektronskog gasa jako jednostavna), kod neutronskih zvezda problem je bio dosta složeniji.

Samo neka od važnijih pitanja na koja početkom tridesetih godina nije bilo odgovora bila su na primer da li neutroni intereaguju međusobno i kako. Bilo je jasno da oni dolaze iz jezgra i da se očigledno u jezgru "drže na okupu" sa protonima, ali oblik interakcije samih neutrona nije mogao ni da se nasluti (a samim tim i jednačina stanja neutronskog gasa koja je ključna za opis strukture neutronske zvezde). Drugo važno pitanje ticalo se njihove stabilnosti. U jezgrima su neutroni stabilne čestice ali kada su slobodni oni se veoma brzo raspadaju. Da li bi bili stabilni i u neutronskoj zvezdi ili ne? I zašto? I tako redom.

Slika
Slika 2. Struktura neutrona. Neutron se sastoji od tri kvarka jednog up i dva down.

Kao što je rečeno, puni odgovori na ova pitanja morali su da sačekaju skoro pola veka (do sedamdesetih godina kada je konačno uobličena teorija elementarnih čestica i interakcija – Standardni model). Ipak, u međuvremenu su, uprkos velikim ograničenjima i često uz veoma hrabre (i zato često netačne) pretpostavke i aproksimacije, činjeni su veliki napori - pre svega od strane astrofizičara - da se teorijski modeli neutronskih zvezda poboljšaju, da se ispitaju njihove osobine i predvidi njihovo ponašanje i samim tim omogući eventualna potvrda o postojanju ovih objekata kroz posmatranja. Ti napori trajali su decenijama, a put koji su krčili imao je puno slepih završetaka. Prvi deo ovog teksta posvećen je upravo ponovnom prelaženju tog puta.
Kako nastaju neutronske zvezde?

Posmatračka astronomija je krajem dvadesetih i početkom tridesetih godina XX veka bila u velikom usponu. Razvoj teleskopa i posmatračkih tehnika omogućio je niz otkrića koja su donela velike prodore u razumevanju svemira na različitim skalama otvarajući time vrata za posmatranje i objašnjavanje čitavog niza novih fenomena. Svakako najslavniji primer jeste Hablovo otkriće drugih galaksija koje je dramatično promenilo razumevanje veličine Univerzuma i dovolo do otkrića da se on širi.

Drugi primer, mnogo važniji sa stanovišta priče o neutonskim zvezdama, bilo je proučavanje neobično jakih eksplozija u kojima je izvor svetlosti mogao da ima i sjaj koji je uporediv sa sjajem cele galaksije. Primeri ovakvih eksplozija nisu bili česti ali određen posmatrački materijal je već postojao (na primer eksplozija u Andromedinoj galaksiji 1885. godine). Koristeći raspoložive oskudne rezultate, ali sa jasnom idejom da tako velike eksplozije ne mogu nastati u „standardnim“ procesima na zvezdama, dvojica astronoma, Valter Bade i Fric Cviki, izneli su 1934. godine smelu hipotezu o tome da u pozadini ovih eksplozija leži transformacija obične u neutronsku zvezdu. Tako su super-nove, kako su te velike eksplozije nazvane od strane Cvikija, dobile svoje prvo teorijsko objašnjenje.

Slika
Slika 3. Maglina Rak. Ostatak eksployije supernove iz 1054. godine.

Naravno, kao što se može očekivati, prve ideje o načinu eksplozije supernovih i strukturi neutronskih zvezda bile su u najmanju ruku nejasne i spekulativne. Osnovna ideja Badea i Cvikija bila je da prilikom formiranja neutronske zvezde dolazi do kolapsa u kome se na račun povećanja gracitacione energije deo mase anihilira u skaldu sa teorijom relativnosti. Pri tome se događa jako eksplozivan proces u kome se oslobađa ogromana energija. Ono što se takođe jako dopadalo dvojici astronoma bilo je to da se na ovaj način mogu storiti jako ubrzane visokoenergetske čestice koje su mogle biti odgovorne za kosmičko zračenje, otkriveno početkom veka i tridesetih godina već uveliko proučavano i na velikim visinama u Zemljinoj atmosferi. Ipak, razlog za takav gravitacioni kolaps ostao je nejasan.

A razlog je trebalo tražiti u transformaciji protona i elektrona u neutrone, što je bilo u tesnoj vezi sa osobinama elementarnih čestica i njihovim međusobnim interakcijama. Ključni doprinos razumevanju ovog procesa došao je iz proučavanja beta raspada i slabih interakcija. Naime, još krajem XIX veka otkriveno je da neke supstance spontano emituju zračenje koje je nazvano radioaktivno. Ubrzo se ispostavilo da je jedan od oblika radioaktivnog zračenja takozvano beta zračenje u kome se iz jezgra emituju elektroni pri čemu se menja atomski broj hemijskog elementa. Otkrićem neutrona postala je jasna suština tog procesa.

Neutron koji se nalazi u jezgru se prilikom beta raspada transformiše u proton, elektron i elektronski neutrino (koji je otkriven kasnije). Prvi model interakcije (takozvane slabe interakcije) koja bi mogla da dovede do ovakvog ishoda dao je čuveni italijanski fizičar Enriko Fermi. Fermijeva teorija beta raspada mogla je da grubo opiše ovaj proces i predvidi verovatnoće raspada i druge veličine koje mogu da se eksperimentalno proveravaju. Ipak, ona je imala i dosta nedostataka koji su, kako je već istaknuto, razrešeni tek nastankom standardnog modela elementarnih čestica.

Slika
Slika 4. Mehanizam beta raspada. Posredstvom slabih interakcija koje prenosi W bozon jedan od kvarkova u neutronu se transformiše pri čemu nutron prelazi u proton uz oslobađanje elektrona i antineutrina.


U ovom tekstu nema mnogo mesta za ulaženje u suštinu Fermijeve teorije i njenog značaja za razvoj fizike elementarnih čestica, ali njen udeo u razotkrivanju misterija neutronskih zvezda ogledao se u tome što je davala objašnjenje transformacije neutrona u proton i elektron, jer ista teorija opisuje i obrnut proces! Tako je postalo jasno da posredstvom slabih intarakcija, koje su u atomima odgovorne za beta raspad, pri određenim uslovima proton i elektron mogu da se transformišu u neutron. Na ovaj način je pronađen prirodni mehanizam za nastanak neutronskih zvezda. Ipak, bilo je potrebno naći i uslove pod kojima je navedena transformacija moguća kao i objekte „kandidate“ na kojima su ti uslovi ispunjeni.

Potraga za takvim objektima nije bila duga. Prirodni i gotovo očigledni kandidati su bili beli patuljci sa masom iznad Čandraskearove granice. Kao što je u prethodnom tekstu o belim patuljcima istaknuto, ovi objekti mogu postojati samo do neke granične mase koja je poznata kao Čandrasekarova granica i iznosi oko 1,4 Sunčeve mase. Ipak, dobro je poznato da postoje zvezde i koje su mnogo masivnije. Šta se njima događa kada dođu u stanje belog patuljka?

Za odgovor na ovo pitanje potrebno je malo detaljnije pogledati mikroskopsku strukturu masivnog belog patuljka. Zbog velike gustine elektroni popunjavaju jako visoke energetske nivoe što dovodi do toga da se kreću relativistički. Što je zvezda masivnija, to su energije kretanja elektrona veće. Do određenog trenutka inverzni beta raspad se ne događa i beli patuljak ostaje beli patuljak. Razlog tome je činjenica da je neutron malo masivniji od protona i elektrona zajedno.

Međutim, kako energija elektrona raste (sa povećanjem mase belog patuljka) tako dolazi do trenutka u kome je zadovoljena jednakost u kojoj je sa jedne strane masa neutrona pomnožena kvadratom brzine svetlosti a na drugoj zbir masa protona i neutrona takođe pomnoženih brzinom svetlosti i energije kretanja elektrona. Drugim rečima kada energija kretanja elektrona postane dovoljno velika, energetski je povoljnije da se proton i elektron transformišu u neutron uz oslobađanje neutrina. I upravo to je ono što se i događa.

Posledice su dramatične. Gotovo trenutno skoro svi elektroni se „utiskuju“ u protone. Ostaje ogroman prazan prostor među jezgrima atoma koji su ranije ispunjavali elektroni što omogućava brzi kolaps zvezde na veličinu od samo desetak kilometara. Kao posledica kolapsa oslobađa se ogromna energija koja je reda veličine energije koju emituju sve zvezde u jednoj galaksiji! Sama unutrašnjost zvezdanog ostatka koji se sada sastoji uglavnom d neutrona zagrejana je to temperatura i do nekoliko stotina milijardi kelvina.

Međutim, veći deo te energije odnose neutrini koji se polako probijaju ka površini zvezde i napuštaju je praktično brzinom svetlosti. Sjaj ove transformacije belog patuljka u neutronsku zvezdu može da traje od nekoliko dana do nekoliko nedelja. Međutim rezultat je uvk isti. Na kraju ostaje gusti, kompaktni objekat koji se polako hladi. Tako nastaje neutronska zvezda.

Slika
Slika 5. Ilustracija neutronske zvezde.

Ovaj kvalitativni opis događaja dobijao je svoju kvantitativnu potporu kroz rad mnogih naučnika tokom dvadesetog veka (mada su mnoga pitanja o strukturi neutronskih zvezda i dalje bez odgovora). Ipak, po svom značaju ističu se rezultati vezani za odnos mase i radijusa neutronskih zvezda i raspodelu gustine u njihovoj unutrašnjosti. Pioniri ovog rada bili su između ostalih Salpeter, Openhajmer, Volkof i ostali.

Iako nije bilo direktnih posmatračkih potvrda o postojanju neutronskih zvezda i uprkos malom praktičnom značaju njihovog proučavanja sem u kontekstu objašnjenja nastanka supernovih, tokom pedesetih i šezdesetih godina, pre svega pod uticajem Čandrasekarovih i Landauovih radova, nekoliko nabrojanih naučnika je utrlo put ka opisu strukture neutronskih zvezda i predviđanja njihovih glavnih posmatrački proverljivih osobina, što se ispostavilo kao jako značajno tokom sedamdesetih godina kada su prve nutronske zvezde zaista i otkrivene. Analiza strukture neutronskih zvezda bila je po mnogo čemu slična analizi za bele patuljke.

Međutim, postojale su dve ključne razlike. Prva je bila ta što su neutronske zvezde kao mnogo kompaktniji objekti imale mnogo jače gravitaciono polje i Njutnova gravitacija više nije bila dovoljno dobra da ih opiše. Neutronske zvezde su zahtevale Ajnštajnovu teoriju gravitacije – opštu teoriju relativnosti. Druga značajna razlika je to što, za razliku od elektronskog gasa koji se na velikim gustinama može tretirati gotovo kao slobodan, „gas“ neutrona u neutronskoj zvezdi to svakako nije, pre svega zbog jakih nuklearnih interakcija koje deluju na neutrone. Međutim, uprkos ovim teškoćama neki osnovni rezultati se mogu „preslikati“ sa slučaja belih patuljaka.

Pre svega neutroni su kao i elektroni fermioni i oni se pokoravaju Paulijevom principu isključenja. Ovo povlači za sobom da postoji neki pritiak degenerisanih neutrona koji se suprotstavlja daljem gravitaconom kolapsu neutronske zvezde. Sa druge strane, slične jednačine kao i u slučaju belih patuljaka (modifikovane u skladu sa opštom teorijom relativnosti) dovode čak i u aproksimaciji idealnog neutronskog gasa do dosta dobrih rezultata koji se bar mogu koristiti za kvalitaitvan opis. Ali kao što je već rečeno sve do kraja šezdesetih godina, uprkos velikom teorijskom radu koji je bio uložen u opisivanje neutronskih zvezda, posmatračke potvrde o njihovom postojanju nije bilo. Godine 1967. to se promenilo, na način koji niko nije očekivao.
Otkriće pulsara

Činjenica da su neutronske zvezde jako kompaktni objekti i da shodno tome imaju jako malu površinu povlači za sobom da je i njihov sjaj jako mali. To je razlog zbog kojeg jako dugo vremena neutronske zvezde nisu mogle da budu direktno detektovane u vidljivom delu spektra. Međutim, sredinom šezdesetih godina XX veka radio teleskopima detektovani su neki jaki izvori radio zračenja u centrima maglina za koje se sumnjalo da su ostaci eksplozija supernovih (na primer izvor u centru magline Rak, otkriven 1965. godine).

Ipak, pravo iznenzađenje koje je prodrmalo celu naučnu javnost bilo je otkriće pravilno pulsirajućih objekata iz 1967. godine koji su detektovani takođe u radio delu spektra. Ovo otkriće bilo je u to vreme potpuno neočekivano i mnogi ljudi su ozbiljno razmatrali mogućnost da su u pitanju izvori postavljeni od strane inteligentnih vanzemaljskih oblika života. Razlog tome je činjenica da su pravilni pulsevi sa tih izvora detektovani sa jako preciznim i kratkim periodom i bilo je jako teško zamisliti da neko nebesko telo može biti odgovorno za takvo zračenje. Misteriozni objekti su u početku dobili skraćenicu LGM (od Little Green Men – Mali zeleni ljudi) a kasnije su nazvani pulsari kao skraćenica od pulsirajuće zvezde (na engleskom pulsating stars).

Međutim, brzo je postalo jasno da su neutronske zvezde odlični kandidati za pulsare. Prvi razlog je bio taj što se očekivalo da neutronske zvezde imaju jako mali period rotacije. Ovo je posledica zakona održanja momenta impulsa. Isti zakon je odgovoran za to što klizači ili balerine naglo povećaju brzinu svoje rotacije kada prilikom izvođenja piruete skupe ruke. Na sličan način, naglo smanjenje radijusa neutronske zvezde dovodi do naglog povećanja brzine njene rotacije. Predviđeni periodi su se dobro poklapali sa periodima pulseva koji su detektovani. Drugi problem bio je objasniti odakle ti pulsevi dolaze i kako nastaju.

Slika
Slika 6. Šema neutronske zvezde sa osom rotacije i magnetnim polovima.

Pogled na šemu jedne neutronske zvede sa njenim magnetnim poljem brzo otkriva o čemu se radi. Naime, neutronske zvezde imaju ekstremno jaka magnetna polja u kojima se naelektrisane čestice ubrzavaju pri čemu dolazi do zračenja radio talasa. Ovo zračenje najintezivnije je duž magnetnih polova. Ključna stvar je da magnetni polovi neutronske zvezde ne moraju nužno da se poklapaju sa polovima rotacije. U tom slučaju, pravac magnetnih polova opisuje konus u prostoru prilikom rotacije neutronske zvezde. Ukolio se Zemlja nađe na tom konusu svaki put kada magnetni pol „pređe“ preko nje mi u radio teleskopu detektujemo jedan puls. Naravno, period između dva pulsa jednak je periodu rotacije neutronske zvede.

Pulsari nisu odigrali važnu ulogu samo u potvrđivanju postojanja neutronskih zvezda. Kao ekstremni objekti oni su idealne laboratorije za ispitivanje ekstremnih uslova koje je nemoguće postići na zemlji. Odličan primer za ovo je otkriće dvojnog pulsara 1974. godine. Ovaj sistem bio je idealan za testiranje opšte teorije relatinosti po kojoj svaki sistem kravitaciono vezanih tela „zrači“ gravitacionu enegiju u okolni prostor u vidu gravitacionih talasa kao što naelektrisane čestice prilikom kretanja zrače elektromagnetne talase.

U svakodnevnom životu, zbog male vrednosti gravitacione konstante, ovo zračenje je potpuno neprimetno. Međutim u sistemu dva pulsara od kojih su oba relativistički objekti koji jako interaguju gravitaciono situacija je potpuno drugačija. Kao posledica zračenja gravitacionih talasa sistem bi trebalo da gubi energiju. Ovo je zaista i potvrđeno u posmatranjima i to tačno u odnosu koji pretviđa Ajnštajnova teorija, što je bila još jedna u nizu potvrda opšte teorije relativnosti.

Slika
Slika 7. Zlatna ploča na Vojadžeru. Položaj Sunca u odnosu na 14 pulsara se vidi u gornjem desnom uglu.

Još jedna interesantna i mnogo praktičnija primena pulsara vezana za je za svemirski brod Vojadžer. Ova letelica, koja je odavno napustila unutrašnji deo Sunčevog sistema, nosi na sebi zlatnu ploču na kojoj je ugraviran položaj Sunca u odnosu na 14 pulsara. Za svaki od njih je dat perif između pulseva što omogućava lociranje Sunčevog sistema u prostoru i vremenu od strane neke vanzemaljske inteligentne civilizacije koja bi letelicu eventualno pronašla.

Otkriće pulsara i opisivanje njihovih osobina definitivno je potvrdilo postojanje neutronskih zvezda i ovi egzotični objekti su sa statusa hipotetičkih objekata prešli u realne zvezdane ostatke. Ovo je pokrenulo lavinu radova koji su u proteklih nekoliko decenija, pre svega na krilima razvoja teorije lementarnih čestica, doprineli dubljem razumevanju mnogih aspekata i osobina neutronskih zvezda. Za kraj, nakon ovog manje-više istorijskog pregleda otkrića neutronskih zvezda, biće dat kratak spisak najspektakularnijih od ovih osobina.
Osobine neutronskih zvezda

Neutronske zvezde spadaju među najekstremnije objekte koji su ljudima poznati. Spisak karakteristika ovih zvezdanih ostataka je podugačak i ovde će biti predstavljeni samo neki od najzanimljivijih i najneočekivanijih.

Može se početi sa nekim opštim osobinama. Pre svega, materija u neutronskoj zvezdi je ekstremno gusta. Gustina neutrona je uporediva sa gustinom atomskog jezgra! Ovo praktično znači da je u jedan santimetar kubni prostora sabijeno neverovatnih deset milona tona materijala! Ukoliko mislite da to nije puno, probajte da izračunate gravitaciono ubrzanje na površini neutronske zvezde. Zbog ovako velike gustine ono je sto milijardi puta veće nego na površini Zemlje. Ovo znači da bi, na primer, telo koje pada na neutronsku zvezdu bilo ubrzano praktično do brzine svetlosti za svega stotinak mikrosekundi.

Naravno, ovo se ne dešava, jer tela padnu mnogo brže! Sa druge strane neutronsku zvezdu je gotovo nemoguće napustiti. Za razliku od Zemlje gde je potrebno da telu saopštite brzinu od oko deset kilometara u sekundi da bi se odvojilo od tla i postalo satelit (ova brzina je poznata i kao prva kosmička brzina), na neutronskim zvezdama ova brzina je tipično oko 100 000 km/s, odnosno trećina brzine svetlosti. Ovo i nije mnogo u poređenju sa brzinom kretanja površine zvezde prilikom rotacije. Da bi neutronska zvezda rotirala sa periodom od nekoliko milisekundi (a postoje takvi pulsari) njena površina pri rotaciji mora da se kreće brzinom uporedivom sa brzinom svetlosti.

Ali ovo je samo početak, jer pravi ekstrem je tek magnetno polje neutronske zvezde. Najjača magnetna polja koja se postižu u laboratorijama su reda veličine 10 do 100 tesla. Na primer, superprovodni magneti u CERN-u mogu da stvore desetak tesla. U nekim laboratorijama za fiziku čvrstog stanja može se u jako malom deliću vremena proizvesti i polje jačine stotinak tesla. U toliko jakom polju se i najtvrđi čelik pretvara u prah. Zamislite onda kako izgleda biti u magnetnom polju neutronske zvezde koje je milionima puta jače od najjačeg polja koje se može dobiti u laboratoriji. U ovako ekstremnim uslovma svi procesi su relativistički i to je razlog zbog kojeg su neutronske zvezde idealne za proveru teorija u uslovima koje nikada nećemo moći da postignemo na Zemlji.

Slika
Slika 8. Struktura neutronske zvezde.

Ukoliko ste pomislili da je to sve, prava iznenađenja tek predstoje. Imajući u vidu eksteremne gustine i gravitaciono polje nije nikakvo čudo pretpostaviti da će i pritisak neutrona biti ogroman. Na ovako velikim pritiscima i temperaturama koje postoje u neutronskoj zvezdi materiaj se ponaša na potpuno čudan način koji nema nikakvu klasičnu analogiju. U centru neutronske zvede nalazi se materija na najvećem pritisku. Danas nije poznato u kom se ona tačno stanju nalazi, ali je verovatno da se radi o takozvanoj kvark-gluonskoj plazmi.

Ovaj egzotični oblik materije nastaje kada su neutroni, koji se sastoje od još sitnijih čestica – kvarkova, toliko sabijeni da se granica među neutronima gubi i dobija se velika smeša praktično slobodnih kvarkova koji intaraguju preko prenosnika jake interakcija – gluona. Tačne jednačine koje opisuju kvark-gluonsku plazmu su poznate, ali na žalost one su praktično nerešive (ovim problemima se bavi kvantna hromodinamika). Zbog toga tačan oblik jednačine stanja materije u centru neutronske zvezde još uvek nije poznat. Omotač jezgra nije ništa manje interesantan. Oko jezgra se nalazi veliki sloj u kome neutroni struje bez trenja, tj. superfluidni su, a mali broj protona koji je ostao u neutronskoj zvezdi ima osobine superprovodnosti (na žalost u ovom članku nema dovoljno prostora za osvrtanje na ovo spektakularno ponašanje neutrona i protona).

Za razliku od „obične“ superfluidnosti i superprovodnosti koje se javljaju na jako niskim temperaturama, na neutronskoj zvezdi ove pojave postoje i na nekoliko miliona kelvina. Najzad, spoljašnji sloj se sastoji od kristalne rešetke jona koja je uronjena u more elektrona. Ovaj sloj je takođe superfluidan za neutrone. Neutronske zvezde poseduju i veoma tanku koru koja je jako glatka (maksimalne neravnine na površini imaju visinu od oko pet milimetara!). Može se dogoditi da usled poremećaja u rotaciji ova kora puca, i tada se događa „zvezdotres“ (starquake) slično kao i zemljotres na Zemlji (samo sa mnogo dramatičnijim ishodima, koje se mogu čak i posmatrati i meriti!). I na samom kraju neutronske zvezde imaju i atmosferu koja je zbog ogromne gravitacije ekstremno tanka, svega nekoliko mikrometara!

Slika
Slika 9. Savijanje svetlosti omogućava da se vidi više od polovine površine neutronske zvezde.

Postoje i mnoge druge zanimljive osobine neutronskih zveda. Jedna od njih je da one, u skladu sa opštom teorijom relativnosti, zakrivljuju prostor-vreme oko sebe tako da se i svetlosni zraci kreću po zakrivljenim putanjama. Ovo može dovesti do toga da je vidljivo mnogo više od pola površine neutronske zvezde odjednom, jer zraci „sa zadnje“ strane objekta bivaju savijeni i usmereni u pravcu posmatrača. Ovo skretanje svetlosti (ali i radio talasa) je odličan test za opštu teoriju relativnosti i teleskopi nove genracije moći će da eksperimentalno testiraju Ajnštajnovu teoriju gravitacije koristeći ovaj efekat u novim okolnostima.

Posle ove lavine izuzetnih osobina neutronskih zvezda teško je bilo šta dodati. I zaista, pitanje je da li je veće čudo to što takvi objekti postoje u našem svemiru ili to što su ljudi uspeli da ih predvide, otkriju i objasne. Ipak, neutronske zvezde, koliko god spektakularne bile, nisu kraj priče o kompaktnim zvezdanim objektima. I za neutronke zvezde postoji neka granična masa koje mogu imati (analogija Čandrasekarove mase kod belih patuljaka).

Zavisno od modela ona može biti 2.5 do 3 Sunčeve mase. I opet se postavlja isto pitanje, šta je sa masovnijim zvezdama. Kada neutronska zvezda ima više od tri Sunčeve mase nikakav pritisak degenerisanih neutrona ne može izdržati nepodnošljivo stezanje gravitacije. Opšta relativnost je jasna. Čitav objekat mora da kolapsira u jednu tačku – crnu rupu.

A možda i ne? Ali o tome više u sledećim nastavcima...

***
Serijal o kompaktnim zvezdanim objektima posvećen je pre svega zvezdanim ostacima, ali i nekim hipotetičkim telima velike gustine. U četiri dela biće redom obrađene teme vezane za bele patuljke, neutronske zvezde, crne rupe i neke egzotične objekte poput strange (čudnih) zvezda, bozonskih zvezda, objekata od tamne materije itd. Posebna pažnja će biti posvećena strukturi i glavnim osobinama ovih tela ali i njihovoj evoluciji i značaju njihovog proučavanja u različitim kontekstima.

***

b92


Vrh
Tina
Post  Tema posta: Промаја у Земљином магнетном плашту  |  Poslato: 28 Maj 2012, 14:41
Korisnikov avatar
rang
rang

Pridružio se: 16 Maj 2012, 15:32
Postovi: 537

OffLine
Promaja u Zemljinom magnetnom plaštu

Naučnici odavno znaju da magnetno polje koje obavija našu planetu podseća na kuću kroz koju duvaju vetrovi, a nedavno su otkrili nekoliko poderotina. Koliko je to opasno?

Slika
Zaštita od sunčevog vetra

Koliko su opasna nedavno opažena brojna oštećenja Zemljinog magnetnog štita?

Magnetno polje koje obujmljuje našu planetu jedina je brana smrtonosnom kosmičkom zračenju, pogubnom po opstanak ljudi, biljaka i životinja. Kroz svojevrsne pukotine duva sunčev vetar, nepregledna reka visokonaelektrisanih čestica.

Skorašnja osmatranja i merenja, obavljena s četiri letelice Evropske svemirske agencije koje obleću na visini od 30.000 kilometara (ESA Double Star TC-1), obelodanila su na kojim mestima i koliko dugo su potrajali prekidi u opstrujavanju zaštitnih magnetnih silnica. U izveštaju se navodi da su naprsline opažene na (dnevnoj) strani okrenutoj Suncu, ali površina Zemlje nije, na svu sreću, bila izložena štetnim zracima. Upili su ih visoki slojevi vazdušnog omotača (atmosfera).

Fizičarskim rečnikom kazano, to se naziva magnetno prespajanje struja iz raznih smerova, zbog čega se pojavljuju poderotine u magnetnom štitu.

Naelektrisane bujice

Dotična pojava uobičajena je u celom kosmosu, iako uslovi njenog nastajanja ostaju nedovoljno razjašnjeni. U takvim slučajevima, na primer, sunčev vreli vetar, sastavljen pretežno od protona i elektrona, lako prodre kroz našu magnetosferu.

Slične poremećaje u vidu veće poderotine u Zemljinom nevidljivom plaštu usnimilo je lane pet malih letelica pod imenom „Temis” (jedna od šest kćeri boginje Geje i boga Urana), što u slobodnom prevodu znači „zakon prirode”, koje je odaslala NASA. Prošlog leta, naime, izmereno je da je kosmička „poslednja odbrana” postala poroznija pred naletom opakog zračenja.

Naučnici odavno znaju da magnetsko polje koje obavija Zemlju podseća na kuću kroz koju duvaju vetrovi, propuštajući ponekad više, ponekad manje. U obilnijim izlivima žitelji u najsevernijim krajevima opažaju zadivljujuće svetlosne pramenove, nazvane „severna svetlost” ili Aurora borealis, koji nisu nimalo bezazleni: iznenada se prekinu komunikacione veze i na tlu i u vazduhu.

Prošlogodišnja posmatranja pokazala su da, s vremena na vreme, u „planetinom velu” nastanu izvesne pukotine kroz koje bujice sunčevih naelektrisanih čestica brzinom od oko 1,6 miliona kilometara na sat prodru do gornjih slojeva atmosfere (vazdušni prekrivač). Minulog leta načinile su neobično udubljenje čija je debljina dostigla 6.400 kilometara, što je najveće ulegnuće u magnetskom štitu (magnetosfera) do sada.

Vrhunac 2012. godine

Na svu sreću takve „čestične poplave” kratko potraju, najviše jedan sat. Verovalo se da je narušavanje „kosmičke zaštite” najjače kada su Zemljino i Sunčevo magnetno polje suprotno usmereni. Naučnici sa Kalifornijskog univerziteta u Los Anđelesu, koji su ove dokaze obznanili, otkrili su da se dotična pojava javlja i u obrnutom slučaju. Čak su sunčevi vetrovi koji su prodrli bili 20 puta snažniji kada su magnetna polja naše zvezde i naše planete bila poravnata!

U prethodnim proučavanjima sakupljene su male količine uzoraka sunčevih čestica u magnetnom omotaču plavo-zelene planete, što je pet malih letelica uveliko nadmašilo. Istraživači su oponašanjem na računaru (simulacija) uočili da se najčešće javljaju dve razderotine na velikim visinama – prva iznad severne, druga iznad južne polulopte – i to samo u toku dana kada je magnetni štit okrenut Suncu.

Ujedno je odgonetnuto i kako nastaje curenje: otičući ka Zemlji čestice, u stvari, Sunčevim magnetskim poljem zaogrću našu planetu. U svojevrsnom nebeskom prespajanju naelektrisanih tokova načine se razderotine u Zemljinom magnetnom plaštu. Nastala pukotina, inače, četvorostruko premašuje širinu i sedmostruko prečnik planete.

Skorašnji podaci poslužiće naučnicima da predvide silinu izliva mlazeva čestica sa Sunca i uticaj na električnu mrežu, civilne i vojne letove i satelitske veze. Imajući u vidu da će Zemljino i Sunčevo magnetno polje biti na vrhuncu usklađenosti 2012. godine, očekuju se veoma veliki priliv naelektrisanih čestica.


Politika


Vrh
Tina
Post  Tema posta: Beli patuljci  |  Poslato: 28 Maj 2012, 14:48
Korisnikov avatar
rang
rang

Pridružio se: 16 Maj 2012, 15:32
Postovi: 537

OffLine
Beli patuljci


Danas gotovo da nema zaljubljenika u nauku koji ne zna da je jedan od oblika u koji zvezda može da se transformiše na kraju svog života beli patuljak. Ovi tihi zvezdani ostaci, otkriveni još u prvoj polovini XIX veka, bili su prava misterija za astronome više od 100 godina. Ipak, zhavaljujući velikim naporima mi danas znamo kako ovi zvezdani ostaci nastaju, zašto mogu imati neku maksimalnu masu, kako postaju „dijamanti na nebu“, šta ih sprečava da se ne uruše u sami sebe...

***
Serijal o kompaktnim zvezdanim objektima posvećen je pre svega zvezdanim ostacima, ali i nekim hipotetičkim telima velike gustine. U četiri dela biće redom obrađene teme vezane za bele patuljke, neutronske zvezde, crne rupe i neke egzotične objekte poput strange (čudnih) zvezda, bozonskih zvezda, objekata od tamne materije itd. Posebna pažnja će biti posvećena strukturi i glavnim osobinama ovih tela ali i njihovoj evoluciji i značaju njihovog proučavanja u različitim kontekstima.
***

Kroz čitavu ljudsku istoriju zvezde su predstavljale veliku misteriju za astronome. Pitanja o njihovom poreklu, starosti, osobinama ili sastavu bila su jako dugo bez pravih odgovora. Nepromenljivost zvezdanog neba (ukoliko se izuzmu kretanje planeta i drugih tela u Sunčevom sistemu ili retke pojave poput supernovih) navodila je na ideju da su i zvezde večne i nepromenljive, a oskudne posmatračke tehnike nisu mogle da donesu informacije koje bi omogućile dublji uvid u ova pitanja. Tek se u XIX i naračito XX veku, pre svega otkrićem spektralne analize i razvojem teorijske fizike, došlo do napretka u razumevanju strukture i evolucije zvezda. Mi danas znamo od čega se one sastoje, odakle dobijaju energiju da zrače (odličan članak o ovoj temi „Zašto Sunce sija?“ objavljen je nedavno na ovom sajtu), koliko dugo mogu da traju itd.

Jedna od najznačajnijih posledica teorije o evoluciji zvezda je da nakon odredjenog vremena koje zavisi od njihove početne mase, zvezde prestaju da budu u mogućnosti da proizvode energiju u termonuklearnim reakcijama. Razlozi za ovo mogu biti različiti (na primer nedovoljno pritiska i temperature u jezgru da se započnu nove rekacije) ali je ishod uvek isti.

Pod uticajem svoje sopstvene težine, kada nema proizvodnje energije u jezgru koja bi se toj sili oduprela, zvezda počinje da se sažima i konačno uzima određenu formu nakon čega se polako hladi i postaje zvezdani ostatak. Na prvi pogled ova priča deluje prilično jednostavno i logično (kao što u suštini i jeste), ali određeni detalji i procesi tog prelaska sa normalne i žive zvezde na zvezdane ostatke su toliko značajni, interesantni i ponekad spektakularni da je njihovo proučavanje već čitav vek jedno od centralnih i najvažnijih oblasti teorijske fizike i astrofizike, uz vekiko interesovanje za dobijene rezultate ne samo naučne javnosti već i svih iskrenih ljubitelja astronomije ali i nauke uopšte.

Ovaj, i nekoliko narednih tekstova iz ove male serije, biće posvećeni upravo priči o zvezdanim ostacima, pitanjima o tome kako su oni otkriveni, kako nastaju, koje su njihove najznačajnije osobine, zašto je njihovo proučavanje toliko važno i kako je ono pomoglo da naučimo mnoge druge stvari o svetu koji nas okružuje. Ta priča (koja i dalje traje!), kao i svaka druga, ima svoje velike heroje, velike zaplete, preokrete i neočekivane ishode i završetke. Može biti ispričana na mnogo načina, ali možda je i najbolji onaj koji prati tok njene istorije od sredine XIX veka pa sve do danas.

Otkriće belih patuljaka

Tokom tridesetih godina XIX veka odvijala se velika trka među astronomima čiji je cilj bio određivanje rastojanja do zvezda pomoću preciznog merenja njihove paralakse (prividnog godišnjeg pomeranja na nebeskoj sferi usled kretanja Zemlje oko Sunca). Jedan od učesnika ove „trke“ bio je i Fridrih Besel, čuveni nemački matematičar i astronom, koji je kao direktor opservatorije u Kenigzbergu (kasnije srušene tokom Drugog svetskog rata) neumorno posmatrao i beležio pozicije nekoliko desetina hiljada zvezda. Ogroman posmatrački materijal, prikupljen tokom desetak godina posmatranja, najzad je doneo rezultat i 1838. godine Besel je objavio da je prvi uspešno izmerio paralaksu zvezde 61 Cygni, čime je indirektno zapravo po prvi put bilo izmereno rastojanje do drugih zvezda i dobijena okvirna slika o veličini prostora u kome se najbliže zvezde nalaze.

Slika
Slika 1. Fridrih Besel (1784 – 1846)

Međutim, sem prvog uspešnog određivanja paralakse, mnogobrojni precizno izmereni položaji zvezda poslužili su i da skrenu pažnju na jednu zanimljivu pojavu. Naime, proučavajući položaj Sirjusa, najsjajnije zvezde na našem nebu, Bessel je primetio određene nepravilnosti u njenom kretanju. Umesto da se kreće približno pravolinijski u prostoru, ova zvezda kao da je pratila neku kružnu putanju.

Ovo ne bi bilo čudno da se radilo o dvojnom sistemu. Astronomi su već jako dugo u to vreme proučavali sisteme u kojima se jedna zvezda kreće oko druge. Ali Sirijus je bio usamljena zvezda, koja nije bila deo nikakvog dvojnog sistema! Ako bi teorija gravitacije i nebeska mehanika bili tačni to bi značilo samo jedno, da Sirijus ima nevidljivog pratioca (slična vrsta argumentacije je iskorišćena više od sto godina kasnije da se pretpostavi postojanje tamne materije).

Zato, kada je Besel 1844. godine (dve godine pre svoje smrti) rekao da postojanje bezbroj vidljivih zvezda ne može da dokaže ništa protiv postojanja bezbroj nevidljivih, imao je na umu upravo msteriznog pratioca Sirijusa. A da je to objekat koji je bar po svojoj masi sličan zvezdama sledilo je iz oblika orbite Sirijusa, odakle je Bessel sasvim tačno procenio da bi masa pratioca morala da bude približna masi Sunca. Tako je ovo pomalo čudno otkriće otškrinulo vrata ka proučavanju potpuno nove vrste objekata. Ali ovo je bio tek početak misterije o pratiocu Sirijusa, Sirijusu B, kako je kasnije nazvan, koja će nakon velikih dilema, preokreta i debata biti konačno razrešena tek nakon gotovo čitavog jednog veka od početka Besselovih posmatranja.

Otkrića koja su dovela do najvećih paradoksa i problema u vezi Sirijusa B načinjena su krajem devetnaestog i početkom dvadesetog veka. Najpre je Alvan G. Klark (sin Alvana Klarka, osnivača američke kompanije Alvan Clark & Sons koja je proizvodila najveće teleskope u drugoj polovini XIX veka) prilikom testiranja novog teleskopa od 18,5 inča krajem 1862. godine uspeo da detektuje zvezdu Sirijus B (slika 2). Kao što je i bilo očekivano, ova zvezda je bila jako slabog sjaja.

Međutim to je odmah vodilo do dileme. Ili je Sirijus B jako mala zvezda noramlne površinske temperature (nekoliko hiljada kelvina) ili je normalne veličine ali je dosta hladnija od običnih zvezda. Kako je njena masa procenjena na oko jednu Sunčevu masu, detaljnija izračunavanja su pokazala da bi u prvom slučaju Sirijus B morao da bude toliko mali da bi njegova gustina bila oko 100000 puta veća od gustine vode, što je krajem XIX veka bilo potpuno nezamislivo. Tako je ipak neko vreme bila prihvaćena ideja da je je Sirijus B velika zvezda male površinske temperature i zbog toga malog sjaja.

Slika
Slika 2. Sirijus i njegov prailac Sirijus B

Međutim baš početkom šezdesetih godina preprošlog veka nemački naučnici Gustav Kirkof i Robert Bunzen sistematizovali su veliki broj eksperimentalnih činjeica vezanih za proučavanje spektara u nekoliko zakona spektralne analize. Ova nova tehnika omogućavala je da se na osnovu položaja i rasporeda linija u spektru odredi hemijski sastav izvora zračenja. Odmah je postalo jasno da primena spektralne analize u astronomiji može da dovede do velikih otkrića i već je 1868. godine prilikom potpunog pomračenja Sunca francuski astronom Pjer Žansen otkrio novi hemijski element na Suncu koji je nazvan helijum.

Šira primena spektralne analize je omogućila ne samo određivanje hemijskog sastava zvezda, već i njihovu površinsku temperaturu. Tako je radeći na čuvenoj opservatoriji Maunt Vilson, američki astronom Volter Adams 1915. godine objavio da je izgled spektra Sirijusa B jako sličan Sirijusovom i da je zato njihova površinska temperatura slična (oko 10000 K)!

Ovo otkriće bilo je pravi šok za astronomsku javnost. Kao što je već rečeno mali ukupni sjaj Sirijusa B je u slučaju da je njegova površinska temperatura velika, kao što se pokazalo da jeste, značio da je i površina, pa samim tim i zapremina zvezde jako mala, što je dalje impliciralo ogromne gustine. Tako je uskoro Sirijus B (i par drugih sličnih zvezda za koje je potvrđeno da su jako guste) zbog svoje bele boje i male veličine dobio ime beli patuljak.

Kada je na nekoliko nezavisnih načina i u više slučajeva nedvosmisleno potvrđeno postojanje ovakvih kompaktnih zvezda problem je bio objasniti od čega su one sastavljene i u kojim se uslovima nalazi materija koja ih sačinjava. Čuveni engleski fizičar i astronom i veliki autoritet u zvezdanoj astofizici Artur Edington je spekulisao da bi materija u kojoj su atomi potpuno jonizovani mogla da se sabije do jako velikih gustina. Edington je ispravno pretpostavio da su beli patuljci neka vrsta „potrošenih“ zvezda koje su pod uticajem svoje sopstvene gravitacije jako sabijene.

Ovo bi imalo za posledicu da se atomi od kojh se sastoje zbog velikog pritiska i temperature potpuno jonizuju. U tom slučaju elektronski omotači koji su odgovorni za odbijanje atoma ne postoje i jezgra mogu da budu jako blizu, uronjena u more slobodnih elektrona. Ipak, ovakva slika povlačila je mnoge probleme za sobom. Pre svega da bi materija bila u stanju potpuno jonizovane plazme potrebne su ogromne energije i nije bilo jasno zašto u tom slučaju beli patuljci ne bi bili kao „obične“ zvezde. Sa druge strane, ukoliko bi se beli patuljak hladio, to bi značilo da se iz kaše elektrona i jezgara vremenom atomi ponovo formiraju i da bi se kao rezultat tog procesa beli patuljak raširio, vršeći na taj način rad protiv gravitacionih sila istovremeno hladeći se! Ovo je bio paradoks koji nije mogao da bude razjašnjen Edingtonovim modelom.

Tako je tokom dvadesetih godina prošlog veka situacija sa belim patuljcima izgledala prilično nezgodno. Sa jedne strane bilo kakav model zasnovan na standardnim teorijama koje su korišćene za opis standardnih zvezda, pre svega klasične mehanike i statistističke i atomske fizike, vodio je do problema i paradoksa koji nisu mogli biti rešeni. Da stvar bude gora, u najboljem slučaju se može reći da se o evoluciji zvezda u to vreme samo nagađalo, i o tome kako beli patuljci nastaju i odakle dobijaju energiju da zrače nije bilo moguće govoriti. Takođe nije bilo poznato u kojoj formi materija može postojati na tako velikim gustinama kakve su procenjene na belim patuljcima.

U ovakvoj situaciji, kad nije bilo jasno na koju stranu krenuti sa istraživanjima i koje osnove uopšte koristiti za izgradnju modela, traženje dgovora na sva ova pitanja predstavljalo je veliku avanturu i zahtevalo je veliku odvažnost i kreativnost naučnika, jer ti odgovori očigledno nisu mogli biti dati u okvirima klasične fizike. Međutim, upravo tokom dvadesetih fodina XX veka, nastajala je jedna nova teorija koja je ponašanje materije, pre svega na malim rastojanjima, opisivala na jedan sasvim novi način. Iako je možda to bilo neočekivano, tek je koristeći ovu novu teoriju - kvantnu mehaniku, bilo moguće konačno naslutiti osobine belih patuljaka, njihovu strukturu i poreklo pritiska koji se u njima opire gravitacionom sažimanju.
Beli patuljci i kvantna mehanika

Da bi se razumelo na koji način je kvantna mehanika rešila probleme u opisu stanja materije na belom patuljku neophodno je podsetiti se nekih njenih osnovnih rezultata. Oni će ovde biti prikazani u kontekstu datog problema - opisivanja mnoštva slobodnih elektrona u koje su uronjena atomska jezgra. Ali pre svega dobro je osvrnuti se na klasična razmatranja elektronskog gasa koja su postojala još od kraja XIX i na osnovu kojih je izgrađena prilično dobra teorija metala i provodnosti početkom XX veka. Ukoliko pretpostavimo da imamo slobodne elektrone i slobodna pozitivno naelektrisana jezgra (tako da je sredina ukupno elektroneutralna) onda i naivno ramatranje ovakvog sistema može da dovede do značajnih zaključaka.

Pre svega, iako elektroni i jezgra međusobno interaguju jakim električnim silama, kada se ta interakcija usrednji čestice se efektivno ponašaju kao da su slobodne! Ovo nije teško razumeti jer se privlačne i odbojne sile koje deluju na svaku česticu u raznim pravcima međusobno potiru i njihova rezultanta postaje jako mala (ova pojava se naziva ekraniranje). Na taj način skup elektrona i jezgara se u izvesnom smislu može smatrati idealnim gasom. Ovo je veoma važan zaključak, jer model idealnog gasa je veoma jednostavan i za njega se lako mogu izračunati sve relevantne fizičke veličine.

Problem u klasičnom tretiranju slobodnog gasa elektrona i jezgara, kao što je već rečeno, sastojao se u tome što je bilo nemoguće objasniti kako takva materija može održavati belog patuljka stabilnim (spečavati potpuni gravitacioni kolaps sa jedne i širenje prilikom hlađenja sa druge strane), odnosno pritisak ovog gasa koji se dobijao na klasičan način nije mogao da bude odgovoran za stabilnost belog patuljka. Sredinom dvadesetih godina prošlog veka radovi Enrika Fermija i Pola Diraka omogućili su kvantni opis idealnog gasa elektrona.

Polazeći od osnovnih principa kvantne mehanike i statističke fizike Fermi i Dirak su uspeli da izvedu raspodelu broja elektrona po energijama (analogon Maksvelove raspodele u klasičnom slučaju) koja je po njima dobila ime Fermi-Dirakova raspodela. Ova nova kvantna statistika primenjena na elektronski gas davala je potpuno drugačije rezultate od klasične teorije i već 1926. godine je bila iskorišćena od strane Ralfa Faulera za opis materije u belom patuljku.

Slika
Slika 3. Konfiguracija elektrona u potencijalnoj jami na nuli temperature. Iako je T=0 neki elektroni imaju visoke energije i zato stvaraju pritisak.

Jedan od osnovnih postulata kvante mehanike koji je ključan za izvođenje i razumevanje Fermi-Dirakove raspodele i porekla pritiska u belim patuljcima je Paulijev princip isključenja. Kao što je dobro poznato, po Paulijevom principu dva elektrona se ne mogu naći u istom kvantnom stanju u isto vreme. Ovo ima dramatične posledice. U klasičnoj mehanici ovakva vrsta zabrane ne postoji. Zbog toga se čestice jednog sistema, na primer idealnog gasa, mogu sve nalaziti u osnovnom stanju, odnosno stanju najniže energije. Tada nema kretanja čestica i temperatura i pritisak gasa su jednak nuli (ovo je u skladu sa jednačinom stanja klasičnog idealnog gasa PV=nkT). Međutim, u kvantnom slučaju situacija je drugačija.

Radi ilustracije se može iskoristiti primer potencijalne jame prikazan na slici 3 (potencijalna jama je ograničena oblast prostora u kojoj se mogu kretati četice). Pre svega, kako nas kvantna mehanika uči, za razliku od klasičnog slučaja energtski nivoi u ovakvom sistemu ne mogu biti proizvoljni, već moraju biti kvantovani. Ukoliko se sada pokuša ubacivanje čestica u potencijalnu jamu poštujući Paulijev princip, dobija se sledeći rezultat. Na osnovni nivo mogu da stanu samo dva elektrona, jedan sa spinom gore a drugi sa spinom dole (spin je poput mase karakteristka svih elementarnih čestica i nema alalogon u klasičnoj fizici).

Slika
Slika 4. Ralf Fauler (1889 – 1944)

Ukoliko bi hteli da stavimo i treći elektron na isti nivo prekršili bi Paulijev princip jer bi bar dva elektrona imala isto stanje, „osnovni nivo – spin gore“ ili „osnovni nivo – spin dole“. Tako, ukoliko želimo i treći elektron u sistemu, nužno je da on bude na nekom višem nivou. Postupak ubacivanja novih elektrona se slično može nastaviti i dalje. Ključni rezultat ovog razmatranja je da čak i kada je gas elektrona u osnovnom stanju, odnosno kada su elektroni na najnižim mogućim energetskim nivoima, i tada imamo takve čestice koje mogu imati veoma visoke enegrije (one koje su na najvišim nivoima).

Ovakav sistem, iako se nalazi na apsolutnoj nuli temperature (ne može se dalje hladiti, odnosno nemoguće je da bilo koji elektron pređe u niži nivo jer su svi popunjeni) i dalje poseduje čestice koje imaju nenultu energiju i brzinu i time stvaraju nenulti pritisak! Ovaj pritisak, koji postoji i na nuli temperature i čije poreklo je isključivo kvantno, se naziva degenerisani pritisak elektrona i kako je to Fauler prvi primetio odgovoran je za stabilnost belih patuljaka.

Faulerovim radovima otklonjene su sve postojeće nedoumice oko strukture i osobina belih patuljaka. Kao što je Edington ispravno pretpostaljao materija na belom patuljku je zaista u jonizovanom stanju. Zbog velike gustine prouzrokovane gravitacionim kolapsom broj elektrona u jedinici zapremine je jako veliki i to prouzrokuje postojanje pritiska isključivo kvantnog porekla koji potiče od Paulijevog principa. Ovaj pritisak je dovoljno jak da zadrži dalje sažimanje zvezde i ona ulazi u ravnotežu. Hlađenje belog patuljka više ne predstavlja problem jer pritisak elektrona postoji i na nuli temperature (cak jako slabo zavisi od temperature i kad je ona nenulta). Tako se činilo da svaka zvezda u jednom trenutku postaje beli patuljak koji može kao stabilan zvezdani ostatak da traje skoro zauvek.
Čandrasekarova granica

Iako je Edingtonov paradoks primenom kvantne mehanike bio konačno rešen, priča o otkrivanju svih tajni belih patuljaka bila je daleko od završene. Uprkos tome što sada više nije bilo velikih otvorenih problema u opisu njihove strukture, genijalnost i nadahnuće jednog mladog čoveka uzburkaće ponovo do vrhunca privremeno primirenu atmosferu i doneće nove probleme čije rešavanje će ponovo zančajno izmeniti sliku o belim patuljcima ali i zvezdanim ostacima uopšte.

Taj mladi čovek bio je Subramanjan Čandrasekar, čuveni indijski fizičar i astronom. Sa svojih šesnaest godina, 1926. godine, kada je Fauler objavio svoje radove o pritisku koji održava bele patuljke stabilnim, Čandrasekar je već bio na prvoj godini fakulteta u Čenaju. Kao izuzetno talentovan student imao je priliku da u razgovorima sa istaknutim fizičarima onog vremena, Arnoldom Zomerfeldom (koji je prvi 1927. godine primenio kvantnu statističku fiziku na elektronski gas u metalima) i Vernerom Hajzenbergom (jednim od osnivača kvantne mehanike) koji su dolazili u posetu Indiji, razgovara o napretku fizike i modernim istraživanjima. Čandrasekar je dobio stipendiju indijske vlade nakon završenih studija i 1930. godine krenuo je put Kembridža gde me je mentor bio upravo Ralf Fauler!

Slika
Slika 5. Subramanjan Čandrasekar (1910 – 1995)

Tokom dugog putovanja od Indije do Engleske, Čadrasekar je radio na problemu detaljnog opisa strukture belih patuljaka. Koristeći sa jedne strane Edingtonove jednačine hidrodinamičke ravnoteže za zvezde i sa druge Faulerov opis materije od koje je beli patuljak načinjen, on je uspeo da izračuna odnose mase i radijusa belih patuljaka, kao i raspodelu gustine u njihovoj inutrašnjosti. Rezultat je prikazan na slici 6 (crvena linija). Sa povećanjem mase belog patuljka njegov poluprečnik, kao što je i očekivano opada. Međutim, to nije bilo sve. Razmišljajući o ponašanju elektrona u unutrašnjosti belih patuljaka Čandrasekar je zaključio da činjenica da se oni nalaze na ogromnim gustinama zanči i da su popunjeni veoma visoki energetski nivoi.

Drugim rečima većina elektrona se u takvim uslovima nužno morala kretati jako velikim brzinama. Ovaj zaključak bio je od ključnog značaja za dalji Čandrasekarov rad. Velike brzine značile su da se mora koristiti relativistički izraz za eneriju ukoliko se želi tačan opis ponašanja elektrona. Menjajući Ajnštajnovu jednačinu za energiju u Faulerov model i sprovodeći čitav račun iz početka, Čandrasekar je došao do potpuno šokantnog i neočekivanog rezultata – za razliku od nerelativističkog slučaja sada postoji tačno određena maksimalna moguća masa koju jedan beli patuljak može da ima!

Slika
Slika 6. Zavisnost radijusa od mase u nerelativističkom (crvena linija) i relativističkom slučaju (plava linija). U relativističkom slučaju postoji neka konačna masa (oko 1.4 mase Sunca) pre koje beli patuljak ne može postojati

Bez pozivanja na detalje računa (koji nije previše težak ali u ovom tekstu mu svakako nije mesto) nije lako objasniti zbog čega je korišćenje relativističkog izraza za energiju načinilo ovako veliku promenu. Ipak, izvesna intuitivna slika se može steći sledećim razmatranjem. Kao što je već rečeno, ogromne gustine u belim patuljcima čine da se elektroni zbog Paulijevog principa kreću ogromnim brzinama. Ukoliko zamislimo da povećavamo masu belog patuljka to bi značilo veću gustinu i samim tim i veće brzine elektrona.

Međutim, povećanje mase ima smisla samo do onog trenutka dok je brzina elektrona manja od brzine svetlosti (jer upravo specijalna teorija relativnosti nas uči da se ništa ne može kretati brže od svetlosti). Beli patuljak ne može iamti masu veću od one koja bi zahtevala da se elektroni kreću brzinom svetlosti! I upravo je to rezultat koji je (mnogo rigoroznije) dobio Čandrasekar. Granična masa koju jedan beli patuljak može da ima i koja je procenjena na oko 1.4 Sunčeve mase, biće kasnije nazvana Čandrasekarova granica.

Prvi rad o ganičnoj masi objavljen je 1931. godine (kada je Čandrasekar imao samo 21 godinu!) i odmah je privukao veliku pažnju. Zbog neogekivanog i neobičnog zaključka, bilo je puno kritika. Jedan od najvećih protivnika Čandrasekarovog rezultata bio je i sam Edington koji je tvrdio da jednačine specijalne teorije relativnosti ne mogu da se primenjuju u slučaju kvantne statističke fizike.

Debata između dvojice naučnika (koja je ponekad prevazilazila okvire naučne rasprave, inače sjajno opisana u knjizi Artura Milera „Empire of the Stars: Obsession, Friendship, and Betrazal in the Quest for Black Holes“) nije mogla biti završena tridesetih godina prošlog veka. U to vreme još uvek nije bilo detektovano više od nekoliko belh patuljaka. Ipak, tokom dvadesetog veka otkriveno je nekoliko stotina belih patuljaka. I neposredna merenja i mnogi posredni rezultati (o kojima će više biti reči u narednom tekstu) išlisu u prilog postojanju granične mase kako je Čandraskar i predvideo. Konačno, 1983. godine Čandrsekar i Fauler su primilo Nobelovu nagradu za fiziku, za proučavanje fizičkih procesa važnih za strukturu i evoluciju zvezda.
Evolucija belih patuljaka

Na kraju, ovaj tekst ne bi bio potpun bez kratkog osvrta i na evoluciju belih patuljaka koja na određen način sistematizuje i objedinjuje sve dosadašnje teme u jednu celinu. Kao što je sasvim kratko u uvodu napomenuto osnovni izvor energije koju zvezde zrače su različite termonuklearne reakcije u njihovim jezgrima. U ovim reakcijama, kako je to detaljno razjašnjeno tek u drugoj polovini XX veka, zbog ogromnih temperatura i pritisaka lakša jezgra atoma se prilikom sudara stapaju u teža, oslobađajući pri tome velike količine energije.

Ovaj proces, nazvan nuklearna fuzija (za razliku od nuklearne fisije u kojoj se jezgra cepaju, kao u nuklearnim reaktorima na primer), omogućava zvezdi stabilne izvore energije jako dugo vremena. Najpoznatija fuziona rakcija je ona u kojoj se vodonik pretvara u helijum. Ovaj proces se odvija u svim zvezdama (između ostalog energija koju vi i vaš kompjuter trošite dok čitate ovaj članak je nastala upravo u takvom jednom procesu u centru Sunca!). Kada se vodonik potroši moguće su i druge reakcije kojima se dobijaju još teži elementi.

Međutim u jednom trenutku, pre ili kasnije, moguće reakcije su iscrpljene i zvezda nužno mora da kolapsira usled spostvene gravitacione sile i nedostatka pritiska zračenja iz jezgra koji bi joj se odupreo. Spoljašnji slojevi zvezde se odbaciju a samazvezda se sažima i pošinje da sija jakom belom bojom. Na ovaj način nastaje planetarna maglina. Kao što je pokazano, ovakav zvezdani ostatak može postati beli patuljak. Kako se kolaps zvezde nastavlja i gustina materije raste, tako i elektroni popunjavaju sve više energetske nivoe pa i njihov pritisak počinje da raste.

U jednom trenutku se uspostavlja ravnoteža. Sa jedne strane je pritisak spoljašnjih slojeva koji potiče od gravitacije a sa druge pritisak degenerisanog elektronskog gasa koji je čisto kvantng porekla. Zbog toga se može reći da je u izvesnom smislu beli patuljak makroskopski kvantni objekat, jer na makroskopskim skalama ispoljava potpuno kvantne efekte, koji nemaju svoj analogon u klasičnoj fizici.

Slika
Slika 7. Planetarna maglina Helix

Zanimljivo je pitanje šta se dešavati sa belim patuljkom nakon što postane stabilni zvezdani ostatak. Kratak i očigledan odgovor je da će se hladiti. Ipak, i prilikom hlađenja, kako mi to danas znamo, beli patuljak prolazi kroz nekoliko znaimljivih faza. Na početku materija na belom patuljku je u stanju koje se može aproskimirati fluidom. Kako se beli patuljak polako hladi i zrači svoju termalnu energiju, tako se kretanje atomskih jezgara u njemu menja i dolazi do kristalizacije. Tako, hladeći se, beli patuljak (koji više nije beo već crven, braon ili potpuno taman) zapravo postaje jedan veliki kristal.

U slučaju da se beli patuljak sastoji od ugljenika (što ej čest slučaj) ova kristalizacija vodi do toga da čitava unutrašnjost zvezde postaje jedan džinovski dijamant! Ipak, svaka nada da bi se beli patuljci mogli eksplatisati poput rudnika je (bar za sada) uzaludna. Pre svega, kako je starost Univerzuma oko 13 milijardi godina ne očekuje se da su ni prvi beli patuljci uspeli da se potpuno ohlade i kristalizuju (taj proces traje nekoliko desetina milijardi godina). Sa druge strane, mnogo praktičniji razlog je da bi zbog ogromne površinske gravitacije sve što bi „sletelo“ na belog patuljka bilo momentalno sabijeno u „palačinku“ praktično debljine atoma.

Slika
Slika 8. Dijamantsko jezgro u belim patuljcima.

Na kraju ne treba zaboraviti i na Čandrasekaovu granicu i pitanja koja se nameću (a do kojima do sada nije bilo reči). Samo zvezde koje na kraju svoje evolucije imaju manje od 1.4 Sunčeve mase mogu postati beli patuljci. Kada se gubici mase u raznim fazama evolucije uzmu u obzir, ovo praktično znači da samo zvezde koje imaju početnu masu manju od 4 Sunčeve mase mogu završiti kao ovakav zvezdani ostatak. Zato se odmah možemo zapitati šta se onda dešava sa masivnijim zvezdama. Da li one nezadrživo kolapsiraju u jednu tačku? Šta se dešava sa njihovim pritiskom degenerisane materije? I koji procesi se događaju prilikom kolapsa ukoliko pritisak elektrona nije dovoljan da ga zadrži?

Sve ovo su pitanja koja 1931. i narednih godina nisu imala svoj odgovor. I ona su između ostalog doprinela sumnji u ispravnost Čandrasekarovog razultata. Ipak, kao što će se pokazati u decenijama koje dolaze (i tekstovima koji slede), nova otkrića u teorijskoj fizici i nova posmatranja poguraće još jednom istraživanje zvezdanih ostataka još dalje, do granica koje nisu mogli da očekuju čak ni velikani koji su pronikavši u strukturu i osobine belih patuljaka započeli taj neverovatni put otkrivanja kompaktnih zvezdanih objekata.


b92


Vrh
Tina
Post  Tema posta: Astronomija  |  Poslato: 28 Maj 2012, 14:53
Korisnikov avatar
rang
rang

Pridružio se: 16 Maj 2012, 15:32
Postovi: 537

OffLine
Hirošima nad Indonezijom

Nijedan svetski teleskop nije opazio asteriod koji se osmog oktobra raspao iznad ostrva Južni Sulavezi, srećom na 15 do 20 kilometara visine. Svojom razornom snagom trostruko je nadmašio prvu atomsku bombu!

Slika

Kao da su grunule tri atomske bombe bačene na Hirošimu, takav se odjek začuo osmog oktobra na nebu iznad indonežanskog ostrva Južni Sulavezi.

U paramparčad se raspao asteroid, ko zna otkuda zalutao blizu Zemlje, oslobodivši energiju od oko 50 kilotona eksploziva trinitrotoluola (TNT). Srećom bez ikakvih posledica, zato što se rasprsnuo na visini od 15 do 20 kilometara.

Astronomi Piter Braun i Elizabet Silber sa Univerziteta Zapadni Ontario (Kanada) procenili su razornu snagu na temelju podzvučnih talasa koji su protutnjali polovinom zemaljske kugle, a uhvatili su uređaji što osluškuju atomske eksplozije. Sve ukazuje da je dotična „kosmička stena” imala prečnik od oko 10 metara, a takve pogode Zemlju jednom u deset godina. No, najviše zabrinjava činjenica da nijedan svetski teleskop nije opazio pridošlicu pre raspada.

Koliko nas ugrožavaju slične „svemirske lutalice”?

Kali juri ka Zemlji

„To nimalo ne iznenađuje, s obzirom na to da je popisan tek manji broj asteroida užih od 100 metara”, objašnjava Tim Spar, direktor Centra za male planete u Kembridžu (SAD). „Pa ipak, kamenje veličine 20 do 30 metara može načiniti popriličnu štetu. Ako želite da otkrijete najmanje, morate sagraditi više većih teleskopa. A poduhvat koji bi popisao sve stajao bi, verovatno, milijarde dolara.”

U romanu „2061: Odiseja tri” (1986) Artur Klark opisuje putovanje kroz „asteroidski pojas”, koje svojom zloslutnošću podseća na plovidbu „Titanikom”. Isti spisatelj je u novom delu, „Božji malj”, dočarao šta sve ljudski rod čini da zaustavi „kosmički stenu” Kali koja juri ka Zemlji. I „Žestoki udar” je utemeljen na njegovom štivu, iako je u filmu asteroid postao kometa.

Minulih desetak godina astronomskim posmatranjima opaženo je oko 90 odsto asteroida koji bi našoj planeti zapretili sveopštim razaranjem. Sledeće potrage trebalo bi da uočevećinu preostalih, znatno manjih, nalik 250 metara širokom Apofisu, koji bimogao da se obruši bilo gde između Kamčatke i Venecuele13. aprila 2036. Kolika je verovatnoća da se to dogodi? Za sada: 1:45.000.

NASA je pobrojala 127 nebeskih tela s mogućom izvesnošću udara, a do 2020. na spisku će se naći oko hiljadu.

Sedam miliona stena

Do sada je, inače,otkriveno oko 6.000 manjih nebeskih tela u blizini naše planete. Od ukupnog broja, oko 500 do 1.000 su prečnika od 150 kilometara i većeg, pa bi obrušavanje izazvaloglobalnu katastrofu.

U izveštaju pod naslovom „Pretnja asteroida: pozivna globalni odgovor”, naučnici predlažu izgradnju svetske mreže izučavanja, obaveštavanja i odbrane pod vođstvom Ujedinjenih nacija. Zbir otkrivenih i opisanih tela u budućnosti će se naglo povećati, ado 2020. dostići će milion.

„Pogled na Mesec, na kojem su zbog nedostatka atmosfere i vulkanizma bolje očuvana udubljenja od udara, jasno pokazuje da je asteroidska pretnja velika”, naglašava Rasel Švejkart, astronaut i predsednik Međunarodnog udruženja za ublažavanje pretnje asteroida (IPTAM), dodavši da istorija naše planete pruža brojne dokaze za slične udese.

Stručnjaci procenjuju da se opasan sudar može predvideti deset do 15 godina unapred, a to je dovoljno vreme za pripremu odgovarajuće odbrane. Ubitačna„kosmičkakiša” (asteroidi i komete) bitno je uticala na ranu evoluciju Zemlje. Glavni pljusakpotrajao je od 20 do 200 miliona godina, povremenoprekidan razdobljima relativnog spokoja. Meteori i komete istopili su stenje, izrovali kratere i preoblikovali površinu Meseca.

Na Zemlji je, ako se bombardovanje uistinu dogodilo, ista kataklizma uticalana razviće života.

Naučnici upozoravaju da je čovečanstvo neprestano ugroženo, jer svakih nekoliko dana između Zemlje i Meseca projuri svemirski kamen od desetak metara koji je u stanju da izazove veliko razaranje. Don Jeomans iz Laboratorije za mlazni pogon u Pasadeni podseća da u našem „kosmičkom susedstvu” jurca oko sedam miliona većih i manjih stena.

Kada će se neka ustremiti na nas, nije lako predvideti?


Politika


Vrh
Tina
Post  Tema posta: Astronomija  |  Poslato: 28 Maj 2012, 15:31
Korisnikov avatar
rang
rang

Pridružio se: 16 Maj 2012, 15:32
Postovi: 537

OffLine
Daleko, dalje... Deep field


Krajem 1995. godine naučnici su širokougaonom kamerom napravili 342 fotografije koje su zatim objedinili u jednu od najpoznatijih astronomskih fotografija novijeg doba. Ona predstavlja najudaljeniju oblast u univerzumu, koja se nalazi na rastojanju od oko 12 milijardi svetlosnih godina

Slika
Deep field


Bez obzira da li volimo astronomiju i njome se bavimo, ili ne, neka sazvežđa su nam poznata, a čak možda možemo i da ih prepoznamo. Veliki Medved (Ursa Major) je sigurno jedno od njih. U našoj tradiciji ono je poznato pod imenom Velika Kola i spada u grupu sazvežđa koja na naše, podrućju nikada ne zalaze, tzv cirkumpolarna sazvežđa.

Međutim, pored svega ovoga, jedan veoma mali region ovog sazvežđa je posebno interesantan. Dva milionita dela celog nema su region u kojima je Hablov svemirski teleskop (Hubble Space Telescope), optički instrument koji nam iz orbite oko Zemlje već 19 godina šalje revolucionarne snimke, fotografisao oko 3000 veoma mladih galaksija.

Krajem 1995. godine naučnici su širokougaonom kamerom napravili 342 fotografije koje su zatim objedinili u jednu od najpoznatijih astronomskih fotografija novijeg doba. Ona predstavlja najudaljeniju oblast u univerzumu, koja se nalazi na rastojanju od oko 12 milijardi svetlosnih godina (svetlosna godina je rastojanje koje svetlost pređe toko jedne godine), koju je čovek do sada video. Ova fotografija je danas prepoznatljiv simbol proučavanja rane faze nastanka svemira.
Putovanje kroz vreme

Kako je ovo moguće ako su fotografije nastale pre svega 14 godina? Ovo putovanje kroz vreme nam je omogućila teorija relativnosti koja kaže da je brzina svetlosti maksimalna brzina kretanja u svemiru. Upravo zbog toga imamo slučaj da što dalje prostorno gledamo u kosmos, to zalazimo u ranije faze njegovog postojanja. Tako da, dok gledamo u Sunce, mi ga u stvari vidimo kako je ono iygledalo pre oko 8 minuta, jer toliko svetlost putuje do Zemlje.

U slučaju Dubokog polja, smo pogledali unazad čitavih 12 milijardi godina ili na oko milijardu (ili malo više) godina nakon Velikog praska (Big Bang), događaja u kojem je nastao čitav univerzum.

Upravo zbog ovoga je ovaj snimak očaravajući. Daje nam priliku da se zagledamo daleko od nas, ali i daleko u prošlost, mnogo pre nastanka Sunčevog sistema, u vreme kada su mnoge galaksije u nastajanju.

Kako bi fotografija Dubokog polja bila kvalitetna i odgovarala daljim naučnim istraživanjima bilo je važno otkloniti neke probleme i dobro odabrati koje područje neba fotografisati.

Slika
Hablov teleskop

„Meta“ za fotografisanje je morala biti visoko iznada galaktičkog ekvatora Mlečnog puta, kako prašina i drugi ometajući materijali iz ravni galaktičkog ekvatora ne bi uticali na kvalitet snimka. Bilo je važno ibeći delove neba u kojima postoje sjajni izvori ne samo u vidljivom delu spektra već i u drugim delovima, kako nam ne bi „zasenili“ udaljene objekte koje hoćemo da vidimo. I na kraju važno je bilo da to ne budu delovi neba kojima će prividno proći Zemlja ili Mesec i time tokom snimanja zakloniti posmatrano polje.

Dvadesetak polja je ispunjavalo navedene uslove, od kojih je odabrano tri najpodobnijih, i sva tri u Velikom Medvedu. Jedan od ova tri potencijalna polja za snimanje su odbačena jer su tokom radio posmatranja uočeni jaki izvori u njemu. Između poslednja dva kandidata odlučeno je na osnovu broja zvezda za upoređivanje i navođenje tokom snimanja, kako bi snimci bili što kvalitetniji.

Posle ovoliko priprema i velikog broja snimaka dobijena je ova čuvena fotografija. Ona je međutim pored sve navedenog donela i još neka veoma važna naučna otkrića. Veliki broj različitih tipova galaksija u raznim fazama nastajanja omogućio je da se sklopi slika o evoluciji galaksija i nastajanju zvezda u njima. Broj nepravilnih galaksija je mnogo veći nego u današnjem okruženju, što je posledica većeg broja sudara i spajanja galaksija, pošto je svemir bio mnogo manjih dimenzija nego danas.

Slika
Sazvežđe Veliki medved

Broj zvezda u prvom planu na ovom snimku je mali, što je bilo značajno za prihvatanje i odbacivanje pojedinih teorijskih modela koji se bave objašnjavanjem tamne materije, materije za koju se zna da postoji ali nije lako vidljiva. Jedna od tih teorija je predviđala postojanje velikog broja masivnih ali tamnih objekata poput crvenih patuljaka i planeta u spoljnjim delovima galaksija. Ovi snimci nisu pokazali postojanje značajnog broja ovakvih objekata.

Iako načinjeni pre skoro 15 godina, ovi snimci i dalje otvaraju mnoga pitanja, na koja se traže odgovori, koji će kada butu dati usmeriti razvoj kosmologije u narednim godinama.

Sledeći put kada pogledate ka nebu i na njemu prepoznate neko sazvežđe znajte da se iza njga pruža prostranstvo sa velikim brojem objekata. Prostranstvo koje nas vodi sve dalje u prošlost. Prostranstvo koje skriva još tajni, ali i daje nove inspiracije.

Dakle nije to samo Ursa Major.


b92


Vrh
Estrella
Post  Tema posta: Re: Nauka i tehnologija  |  Poslato: 26 Jun 2012, 13:39
Korisnikov avatar
Vitezova zvezda

Pridružio se: 17 Jun 2012, 20:13
Postovi: 5399

OffLine
Kineski programa za izgradnju trajne svemirske stanice


Kineski naučnici ostvarili su značajan poduhvat u okviru svog programa za izgradnju trajne svemirske stanice Troje taikonauta – kako Kinezi nazivaju astronaute –...


Kineski naučnici ostvarili su značajan poduhvat u okviru svog programa za izgradnju trajne svemirske stanice

Troje taikonauta – kako Kinezi nazivaju astronaute – spojilo je juče svoju letelicu sa orbitalnim modulom Tiangong 1.

Svemirska letelica Šenžu 9, sa tročlanom posadom u kojoj je i prva Kineskinja taikonaut – 33-godišnja Liu Jang – spojila se sa orbitalnim modulom Tiangong 1, 340 kilometara iznad zemlje. Dvoje od troje taikonauta boraviće u svemirskoj stanicu oko dve nedelje gde će sprovoditi naučne eksperimente do povratka na zemlju.


Slika


Spajanje dve letelice obavljeno je potpuno automatski, bez učešća ljudi. Međutim, planirano je da taikonauti pokušaju i jedno razdvajanje i ponovno spajanje upravljano ljudskom rukom.
Kina planira da kasnije ove decenije postavi u orbitu drugu, veću svemirsku stanicu, od oko 60 tona, koja će imati stalnu posadu. Poređenja radi, Međunarodna svemirska stanica sagrađena saradnjom više zemalja, teška je preko 400 tona.


Personal Magazin

_________________
Slika


Vrh
Estrella
Post  Tema posta: Re: Nauka i tehnologija  |  Poslato: 07 Jul 2012, 11:42
Korisnikov avatar
Vitezova zvezda

Pridružio se: 17 Jun 2012, 20:13
Postovi: 5399

OffLine
Portali u magnetnom polju Zemlje: Otvaraju se nekoliko puta dnevno!


NASA je objavila da je tim njenih stručnjaka pronašao portale u magnetnom polju Zemlje. Ti portali se otvaraju i zatvaraju više puta na dan, a već se priprema misija koja će proučavati taj fenomen.


Slika
NASA je objavila da je tim njenih stručnjaka pronašao portale u magnetnom polju Zemlje


Ipak, to područje ne predstavlja intergalaktička vrata već pomaže u transferu velikog broja magnetski nabijenih čestica koje teku od Sunca prema Zemlji i uzrokuju polarnu svetlost i geomagnetske oluje na Severnom i Južnom polu.

- Ta polja nazivamo X-tačkama ili područjima elektronske difuzije - izjavio je plazma fizičar Džek Skuder sa Univerziteta u Ajovi.




NASA-ina letilica "Temis" i evropske sonde "Klaster" otkrile su kako se ti portali otvaraju i zatvaraju više puta na dan. Doznaje se i kako NASA već priprema misiju za 2014. godinu tokom koje će se proučavati taj fenomen.

Vestionline

_________________
Slika


Vrh
Estrella
Post  Tema posta: Re: Nauka i tehnologija  |  Poslato: 10 Jul 2012, 13:06
Korisnikov avatar
Vitezova zvezda

Pridružio se: 17 Jun 2012, 20:13
Postovi: 5399

OffLine
Pogledajte usporeni snimak masivne solarne erupcije


Sunce je trenutno u intenzivnom periodu erupcija, masivnih, jakih izbacivanja koronalne mase. Pritom nema znakova da će ovaj period uskoro prestati.


Slika


S obzirom da je Sunce sada u sred svoje aktivne faze, u budućnosti nas čeka još više solarnih oluja.

I Sunce, poput Zemlje, ima vremenske šeme, samo što ciklusi zvezde traju 11 godina. Sada je u toku Solarni ciklus 24, a očekuje se da će njegov vrhunac biti 2013. godine.

Prošle nedelje bilo je nekoliko velikih erupcija na Suncu, a najveća se dogodila 6. jula, nakon koje je solarna oluja klase X1.1 – dakle najjača – uzrokovala prekid radio talasa na Zemlji. Ovo je bila peta oluja klase X od početka ove godine, preneo je “CBS njuz”.

Solarne oluje podeljene su na klase A, B, C, M i X. NASA tvrdi da samo kategorije C, M i X mogu da imaju direktni uticaj na našu planetu.

Usporeni snimak masivne solarne erupcije izgleda ovako:




S Media

_________________
Slika


Vrh
Estrella
Post  Tema posta: Re: Astronomija  |  Poslato: 11 Jul 2012, 15:44
Korisnikov avatar
Vitezova zvezda

Pridružio se: 17 Jun 2012, 20:13
Postovi: 5399

OffLine
Zanimljiva pojava - okultacija Jupitera


Petnaestog jula nebeski svod nam sprema još jednu zanimljivu pojavu - okultaciju Jupitera Mesecom. U 3:25,1 Mesec će zakloniti Jupiter i to će, ako bude vedro, biti lepa prilika za astrofotografe, ali i sve druge ljubitelje astronomije.


Slika


Reč okultacija dolazi od latinske reči occultatio i znači "skrivanje". U astronomiji ta reč se koristi za fenomen kada neko nebesko telo zađe iza drugog, većeg tela (skrije se iza njega). U okultacije spadaju i tranziti i pomračenja. Reč tranzit se koristi za pojavu kada prividno znatno manje telo prelazi ispred znatno većeg tela. Tako smo nedavno imali tranzit Venere preko Sunca.

Nekada su okultacije imale velik naučni značaj za astronome jer se na osnovu njih moglo mnogo toga izračunati i saznati o prirodi oba tela koja učestvuju u okultaciji. Recimo, naglo nestajanje neke zvezdice ili planete iz Meseca, te naglo izranjanje nakon određenog vremena s druge strane Meseca, govorilo je astronomima proteklih vekova da Mesec nema atmosferu. Jer da je ima, okultirano telo ne bi naglo, trenutno nestajalo iza Meseca, već bi se lagano "gasilo" pošto bi svetlo sa njega prolazilo kroz sve veće slojeve atmosfere. Čuven je primer i "nestajanja" zvezdice prilikom posmatranja Urana 10. marta 1977. Ta zvezda je pre nego što je zašla za Uran, izbledela, pa se pojavila, a kasnije, s druge strane planeta ponovila isto skrivanje, iz čega su astronomi zaključili da ju je okultirao Uranov prsten. Tako je taj prsten i otkriven (interesantnu priču o tome pročitajte ovde).

Pomoću okultacije, tj. njene dužine može se izračunati vrlo precizno i prečnik tela koje vrši okultaciju, a možda najslavnija naučna upotreba okultacije bila je u sedamnaestom veku kada je okultacija Jupiterovog satelisa Ia Jupiterom poslužila za dokaz da svetlo ima konačnju brzinu (o tome ovde u sjajnom članku Dragana Salaka).

Da se vratimo okultaciji koja nam predstoji. Posebnu čar čitavom događaju daće Jupiterovi veliki sateliti, jer će svi biti viljivi i lepo poređani tako da se svi vide. Dvogled će biti dovoljan za posmatranje, ako već nemate teleskop. Prvo će, oko 3:20 nestati Evropa, tri minuta kasnije Io, a zatim će, u 3:25,1m (podatak prema CalSky, za Novi Sad) nestati i sam Jupiter. Posle njega u razmaku od po nekoliko minuta zalaze Ganimed i Kalisto. Nakon manje od sata, sateliti i Jupiter se pomaljaju istim redom s druge strane Meseca, a glavni događaj, izranjanje Jupitera dogodće se u 4:18,3m (podatak za Novi Sad, niže se nalazi tabela za druge gradove).


B92

_________________
Slika


Vrh
Estrella
Post  Tema posta: Re: Astronomija  |  Poslato: 11 Jul 2012, 21:34
Korisnikov avatar
Vitezova zvezda

Pridružio se: 17 Jun 2012, 20:13
Postovi: 5399

OffLine
Otkriven peti Plutonov mesec


Svemirski teleskop Habl otkrio je da oko patuljaste planete Pluton kruži pet satelita.


Slika


Tim naučnika izjavilo je da je pomoću teleskopa Habl otkrio dosad najmanji Plutonov mesec, godinu dana nakon otkrića četvrtog satelita nazvanog P4.

Ostali Plutonovi meseci su Haron, Nikt, Hidra i P4. Haron je najveći, sa prečnikom od 1.043 km, Niks i Hidra su široki između 32 i 113 km, a P4 ima prečnik od 13 do 34 km.

Haron je otkriven 1978, 48 godina posle otkrića Plutona, a Nikta i Hidru takođe je "ugledao" Habl 2005.

Novi mesec, za sada nazvan P5, sličan je kao P4 i nepravilnoj je oblika prečnika između 10 i 24 km. Udaljen je od Plutona 93.000 km i kreće se u orbiti za koju se veruje da je koplanarna sa ostala četiri satelita.

Letelica Američke svemirske agencije "Novi Horizonti" stići će na Pluton 2015. Kada je lansirana 2006, Pluton je još imao status planete, ali su ga, u međuvremenu, astronomi "degradirali" na klasu patuljastih planeta.


B92

_________________
Slika


Vrh
Prikaži postove u poslednjih:  Poređaj po  
Pogled za štampu

Ko je OnLine
Korisnici koji su trenutno na forumu: Nema registrovanih korisnika i 33 gostiju
Ne možete postavljati nove teme u ovom forumu
Ne možete odgovarati na teme u ovom forumu
Ne možete monjati vaše postove u ovom forumu
Ne možete brisati vaše postove u ovom forumu
Idi na:   


Obriši sve kolačiće boarda | Tim | Sva vremena su u UTC + 2 sata

Powered by phpBB® Forum Software © phpBB Group
DAJ Glass 2 template created by Dustin Baccetti
Prevod - www.CyberCom.rs
eXTReMe Tracker