Jednostavno rečeno
Bijeli patuljci su ostaci zvijezda: mali su, ali mogu imati masu jednaku masi Sunca ili čak veću. Novo istraživanje zasnovano na računarskim modelima pokazuje da snažno magnetno polje možda nekim bijelim patuljcima omogućava da dostignu masu mnogo veću od one za koju se ranije smatralo da je najveća. To bi moglo pomoći u objašnjenju nekih neobično sjajnih zvjezdanih eksplozija.
Zamislite tijelo veličine Zemlje koje sadrži materiju mase jednake masi Sunca ili čak veće. Tako izgleda bijeli patuljak, završna faza u životu mnogih zvijezda, nakon što potroše svoje nuklearno gorivo i odbace vanjske slojeve. Iako su ovi ostaci zvijezda mali u kosmičkim razmjerama, materija u njihovoj unutrašnjosti izuzetno je zbijena. Snažne sile pritom određuju hoće li zvijezda ostati stabilna ili će se nastaviti urušavati.
Chandrasekharova granica, koja iznosi približno 1,4 puta masu Sunca, dugo je bila ključna za razumijevanje sudbine bijelih patuljaka koji se ne okreću brzo i nemaju snažno magnetno polje. Međutim, noviji računarski modeli ukazuju na zanimljivu mogućnost: ta granica možda nije ista za sve bijele patuljke ako je njihovo unutrašnje magnetno polje dovoljno snažno da utiče na ravnotežu zvijezde.
Poznata granica, ali uz određene uslove
Chandrasekharova granica ne znači da će svaki bijeli patuljak mase 1,4 Sunčeve mase odmah eksplodirati niti da se ta granica na isti način primjenjuje u svim okolnostima. Riječ je o važnoj teorijskoj vrijednosti koja opisuje najveću masu koju uobičajeni bijeli patuljak može izdržati prije nego što postane nestabilan. Pritom se polazi od određenih pretpostavki, između ostalog da nema izrazito snažno magnetno polje ni učinke brzog okretanja. Zato je ovaj broj važan oslonac u astrofizici, ali nije jednostavno pravilo koje važi nezavisno od uslova u zvijezdi.
Ova granica je važna i zato što se mnogi bijeli patuljci uglavnom sastoje od ugljika i kisika. Ako se njihovo jezgro nađe pod izuzetno visokim pritiskom i u veoma gustim uslovima, ugljik bi mogao početi ubrzano sagorijevati u termonuklearnoj reakciji. U određenim okolnostima to može dovesti do supernove tipa Ia, izuzetno sjajne eksplozije koja u kratkom vremenu oslobodi ogromnu količinu energije.
Mogućnost postojanja bijelih patuljaka koji premašuju uobičajenu granicu nije prvi put razmatrana u ovom istraživanju. Teorijski fizičari već decenijama raspravljaju o hipotetičkim objektima koji se ponekad nazivaju bijelim patuljcima iznad Chandrasekharove granice. Astronomi su, osim toga, zabilježili supernove tipa Ia sjajnije nego što predviđaju uobičajeni modeli. Zbog toga se pojavila pretpostavka da su neke zvijezde prije eksplozije možda dostigle masu od oko 2,8 puta mase Sunca. Teško je, međutim, objasniti kako obična zvijezda prirodno može dospjeti u takvo stanje.
Od obične zvijezde do magnetnog ostatka
U novom istraživanju ovo pitanje razmatra se kroz razvoj zvijezde, a ne samo izračunavanjem najveće moguće mase bez uzimanja u obzir njene prošlosti. Tim s Odsjeka za fiziku Indijskog instituta za nauku, poznatog pod skraćenicom IISc, zajedno sa saradnicima, pratio je put zvijezde od glavne faze života, tokom koje proizvodi energiju spajanjem vodika u helij, do nastanka bijelog patuljka i njegovog kasnijeg prikupljanja materije od zvijezde pratilje.
Istraživanje je vodila Xenia Zareeq, doktorandica na Odsjeku za fiziku, dok je Banibrata Mukhopadhyay, profesor na tom odsjeku, bio voditelj istraživanja. Rezultati su objavljeni u časopisu Astrophysical Journal Letters. Prema Mukhopadhyayevim riječima, ideja potiče iz 2011. godine, kada je jednom studentu na ljetnoj praksi postavljeno jednostavno pitanje: može li magnetno polje omogućiti bijelom patuljku da premaši poznatu granicu? To pitanje kasnije je preraslo u projekat kojim se ova mogućnost provjeravala kroz cjelokupan razvoj zvijezde.
Kako bi to ispitali, istraživači su prilagodili računarski program za razvoj zvijezda pod nazivom STARS, koji je prvobitno razvijen na Univerzitetu u Cambridgeu. Nije bilo dovoljno samo dodati uticaj magnetizma u jednom trenutku života zvijezde. Tim je proširio program tako da uzima u obzir magnetna polja i hlađenje bijelih patuljaka, a zatim ga je koristio za simulaciju promjena kroz više uzastopnih faza. Tako su mogli proučavati kako nastaje zvjezdani ostatak, a ne samo kolika mu je konačna masa.
Nakon nastanka bijelog patuljka, istraživači su u model uključili dvojni sistem sa zvijezdom pratiljom. U takvim sistemima gravitacija bijelog patuljka može postepeno privlačiti gas sa susjedne zvijezde. Taj proces naziva se akrecija. Dodavanjem materije masa bijelog patuljka s vremenom raste, ali količina koju može podnijeti zavisi od unutrašnjih sila koje mu pomažu da se odupre vlastitoj gravitaciji.
Kako magnetno polje mijenja ravnotežu sila?
Predloženi mehanizam počinje magnetnim poljem koje je u početku možda relativno slabo. Kada bijeli patuljak prikupi još materije, njegova masa raste, a on postaje gušći. Istovremeno, gravitacija snažnije utiče na njegovu građu i izaziva dodatno sažimanje. Simulacije ukazuju na to da takvo sažimanje može ojačati magnetno polje u unutrašnjosti, pa njegov uticaj, koji je ranije bio ograničen, postaje važniji za ravnotežu zvijezde.
Prema prikazu u modelu, magnetno polje pruža dodatnu potporu suprotstavljajući se gravitaciji. Zvijezda se, dakle, ne oslanja samo na uobičajene načine održavanja stabilnosti; i magnetizam utiče na količinu materije koju može zadržati bez urušavanja. Zbog toga najveća moguća masa može zavisiti od ponašanja magnetnog polja u bijelom patuljku, umjesto da bude jedna nepromjenjiva vrijednost za sva ovakva tijela.
Mogući učinak ne odnosi se samo na najveću masu. Uobičajeni odnos između mase i veličine bijelog patuljka mogao bi se promijeniti ako magnetizam pomaže u sprečavanju njegovog sažimanja. To otvara mogućnost da se objasne neki bijeli patuljci koji su neočekivano veliki s obzirom na svoju relativno malu masu. Istraživanje ne nudi sigurno objašnjenje za svaki takav objekt, ali ukazuje na to da bi u modelima trebalo uzeti u obzir i pritisak magnetnog polja.
Simulacija pokazuje mogućnost dostizanja 2,4 Sunčeve mase
Jedan od proračuna tima pokazuje koliku razliku može napraviti uključivanje magnetizma. Model je počeo od bijelog patuljka sastavljenog od ugljika i kisika, čija je masa iznosila 1,02 Sunčeve mase. Prema pretpostavkama o prošlosti zvijezde u simulaciji, taj bijeli patuljak nastao je od zvijezde koja je tokom glavne faze života imala masu od oko 8 Sunčevih masa.
Zatim su istraživači simulirali kako bijeli patuljak prikuplja materiju sa zvijezde pratilje brzinom od 10⁻⁹ Sunčevih masa godišnje, odnosno jednom milijarditom dijelu Sunčeve mase godišnje. Kada su u model uključeni magnetni učinci, bijeli patuljak je u tom scenariju dostigao masu od oko 2,4 Sunčeve mase. Uporedni model, u kojem ti učinci nisu uzeti u obzir, zaustavio se na približno 1,4 Sunčeve mase, što je uobičajena vrijednost Chandrasekharove granice.
Razlika između dva rezultata ne znači da će svaki bijeli patuljak dostići 2,4 Sunčeve mase niti da magnetno polje automatski podiže granicu na novu, uvijek istu vrijednost. Rezultat se odnosi na simulaciju s određenim uslovima, među kojima su početna masa objekta, brzina prikupljanja materije i način na koji je predstavljeno magnetno polje. Ipak, model nudi put kojim bi se moglo objasniti kako neki bijeli patuljci rastu do masa iznad uobičajene granice, umjesto da se samo kaže da su takvi objekti teoretski mogući.
Ovo je važno zato što matematički ili pojednostavljeni model koji pokaže da masivno tijelo može postojati ne objašnjava kako je ono nastalo. Potreban je uvjerljiv slijed događaja: početna zvijezda, zatim bijeli patuljak, a potom uslovi u kojima može privlačiti materiju i razviti magnetno polje koje utiče na njegovu građu. Simulacija je pokušala pratiti sve te faze, pa je riječ o mogućem objašnjenju razvoja zvijezde, a ne samo o zasebnoj procjeni najveće mase.
Kakve veze ovo ima s eksplozijama supernova?
Ako neki bijeli patuljci mogu zadržati masu veću od 1,4 Sunčeve mase, to bi moglo uticati na razumijevanje eksplozija supernova tipa Ia. Ove eksplozije koriste se za mjerenje kosmičkih udaljenosti: njihova najveća sjajnost može se odrediti, a zatim se očekivani sjaj poredi sa svjetlošću koja zaista stigne do Zemlje. Na osnovu te razlike astronomi procjenjuju koliko je eksplozija udaljena, a dobijene podatke koriste za proučavanje širenja i prošlosti svemira.
Ova metoda počiva na tome da se supernove ovog tipa ponašaju dovoljno ujednačeno da mogu poslužiti kao mjerila udaljenosti u svemiru. Ali ako su neki bijeli patuljci koji eksplodiraju mnogo masivniji nego što se očekuje ili se razlikuju po magnetnim osobinama, energija oslobođena u eksploziji i njen sjaj mogli bi odstupati od uobičajene slike. To bi moglo pomoći u objašnjenju zašto su neke supernove tipa Ia sjajnije nego što se očekuje, uključujući slučajeve zbog kojih se pretpostavljalo da su zvijezde dostizale masu od oko 2,8 Sunčevih masa.
Ipak, sama simulacija ne dokazuje da izuzetno sjajne supernove zaista nastaju od magnetiziranih bijelih patuljaka takve mase. Ona nudi moguće rješenje jednog problema: kako zvijezda može premašiti poznatu granicu prije eksplozije? Da bi se modeli povezali s posmatranjima, potrebno je dodatno proučavati osobine eksplozija i zvjezdanih ostataka te uporediti predviđanja različitih scenarija s onim što astronomi vide.
Moguće posljedice istraživanja mogle bi se protezati dalje od objašnjenja rijetke grupe eksplozija. Ako magnetizam mijenja masu i veličinu bijelog patuljka prije eksplozije, mogao bi uticati i na tumačenje sjaja supernova koje se koriste za mjerenje udaljenosti. To ne znači da će alati za mjerenje svemira izgubiti svoju pouzdanost. Bolje razumijevanje različitih zvijezda koje stvaraju ove eksplozije moglo bi, naprotiv, poboljšati način na koji se njihov sjaj određuje i pomoći u razlikovanju pojedinih slučajeva.
Granice rezultata i ono što istraživanje ne dokazuje
Važno je razlikovati rezultat modela od neposrednog posmatranja. Istraživači nisu posmatrali zvijezdu kako raste sve dok ne dostigne 2,4 Sunčeve mase niti je istraživanje pružilo opažačke dokaze da svi bijeli patuljci sa snažnim magnetnim poljima premašuju Chandrasekharovu granicu. Riječ je o računarskoj simulaciji koja pokazuje da je takav razvoj moguć pod određenim uslovima i objašnjava kako jačanje magnetnog polja tokom sažimanja može pružiti potporu dodatnoj masi.
Pouzdanost zaključka zavisi od toga koliko program vjerno prikazuje prirodne procese, ali i od toga jesu li opravdane pretpostavke o razvoju zvijezde, prikupljanju materije, hlađenju i magnetnom polju. Da bi se utvrdilo je li takav razvoj moguć u prirodi, potrebno je saznati i koliko su česti potrebni uslovi te mogu li zvijezde u dvojnim sistemima dovoljno dugo davati materiju odgovarajućom brzinom. Brojevi iz simulacije ne daju opšti odgovor na sva ova pitanja, ali istraživačima nude polaznu tačku koju mogu provjeravati i dalje razvijati.
Vrijednost istraživanja je u tome što povezuje dva pitanja koja bi se mogla razmatrati odvojeno: može li magnetizam promijeniti granicu mase i može li zvijezda zaista proći kroz faze koje vode do bijelog patuljka iznad te granice? Tim je pokušao odgovoriti na drugo pitanje prateći razvoj od zvijezde u glavnoj fazi života do zvjezdanog ostatka, a zatim modelirajući njegovo prikupljanje materije od zvijezde pratilje.
Zaključak
Istraživanje stavlja magnetno polje u središte dugogodišnje rasprave o najvećoj masi bijelih patuljaka. U simulaciji istraživača s Odsjeka za fiziku Indijskog instituta za nauku i njihovih saradnika, bijeli patuljak početne mase 1,02 Sunčeve mase dostigao je približno 2,4 Sunčeve mase. U modelu koji nije uzimao u obzir magnetne učinke dostigao je oko 1,4 Sunčeve mase. U tom scenariju bijeli patuljak nastao je od zvijezde početne mase 8 Sunčevih masa, a materiju je prikupljao brzinom od 10⁻⁹ Sunčevih masa godišnje.
Ovaj rezultat ne ukida Chandrasekharovu granicu niti uvodi novu najveću masu koja bi važila za sve zvijezde. Pokazuje, međutim, da uslovi poput jačine magnetnog polja i prošlosti u kojoj je prikupljana materija mogu neke bijele patuljke učiniti izuzetkom u odnosu na uobičajenu sliku. Ako buduća posmatranja potvrde ovakav razvoj, to bi moglo pomoći u objašnjenju bijelih patuljaka većih od očekivanih i nekih sjajnijih supernova tipa Ia, kao i unaprijediti razumijevanje načina na koje naučnici mjere udaljenosti i proučavaju razvoj svemira.