10

ÂWIAT NAUKI LISTOPAD 2004

ASTROFIZYKA

Gwiazda wielkoÊci Krakowa

PIERWSZY BEZPOÂREDNI POMIAR PROMIENIA GWIAZDY NEUTRONOWEJ. MICHA¸ RÓ˚YCZKA

pano

rama

C

o tysi´czna gwiazda w naszej Galakty-
ce to gwiazda neutronowa – glob o
masie S∏oƒca i rozmiarach sporego

miasta, zbudowany niemal wy∏àcznie z neu-
tronów. W centrum takiego obiektu g´stoÊç
materii jest wi´ksza ni˝ w jàdrze atomowym.
Warunki, jakie tam panujà, sà nieosiàgalne
ani na Ziemi, ani nigdzie indziej we Wszech-
Êwiecie. Obserwacje gwiazd neutronowych
dajà nam wi´c wyjàtkowà mo˝liwoÊç wery-
fikowania szczegó∏owych teorii opisujàcych
zachowanie si´ materii w stanach ekstremal-
nych. Poniewa˝ teorie te powstajà na bazie
Modelu Standardowego fizyki czàstek ele-

mentarnych, gwiazdy neutrono-
we sà prawdziwym kosmicznym
laboratorium, w którym przewi-
dywania tej fundamentalnej teo-
rii fizycznej mo˝na konfronto-
waç z rzeczywistoÊcià.

W procesie weryfikacji kluczo-

wà kwestià jest zale˝noÊç mi´-
dzy masà gwiazdy neutronowej
i jej promieniem. Gdyby uda∏o
si´ zmierzyç promienie choçby
kilku gwiazd neutronowych i wy-
znaczyç ich masy, wiele konku-
rujàcych dziÊ ze sobà teorii szcze-
gó∏owych nale˝a∏oby odrzuciç.
Byç mo˝e trzeba by by∏o nawet
wprowadziç jakieÊ poprawki do
Modelu Standardowego. Nieste-
ty, mierzenie promieni gwiazd
neutronowych jest zadaniem bar-
dzo trudnym. Wyznaczanie mas,
choç nieco ∏atwiejsze, równie˝
przysparza powa˝nych trudno-
Êci. Mimo ˝e gwiazdy neutrono-
we obserwuje si´ ju˝ od 37 lat,
pierwszego bezpoÊredniego po-

miaru masy i promienia uda∏o si´ dokonaç
dopiero we wrzeÊniu br.

„Zwa˝ona i zmierzona” gwiazda neutro-

nowa jest sk∏adnikiem uk∏adu podwójnego
EX0 0748-676, który le˝y w odleg∏oÊci oko-
∏o 30 000 lat Êwietlnych od nas, w tle niewi-
docznego w Polsce gwiazdozbioru Ryby La-
tajàcej. Jej towarzysz to zwyk∏a gwiazda,
która masà i rozmiarami niewiele ró˝ni si´
od S∏oƒca. Oba obiekty obiegajà si´ nawza-
jem raz na 3

h

49

m

po ciasnej orbicie, której

promieƒ jest tylko o 60% wi´kszy od pro-
mienia S∏oƒca. Pod dzia∏aniem grawitacji
gwiazdy neutronowej i zwiàzanych z ruchem
orbitalnym si∏ bezw∏adnoÊci zwyk∏a gwiazda
przybiera kszta∏t ∏ezki. Z jej „dzióbka” wy-
p∏ywa strumieƒ materii, który owija si´ wo-
kó∏ gwiazdy neutronowej i tworzy wirujàcy
wokó∏ niej dysk. P∏ynàc przez dysk po bardzo
ciasno zwini´tej spirali, materia rozgrzewa
si´ i spr´˝a w takim stopniu, ˝e gdy dociera
do powierzchni gwiazdy neutronowej, za-
czynajà w niej zachodziç reakcje jàdrowe.
Dochodzi do eksplozji termojàdrowej, któ-
rà obserwujemy z Ziemi jako b∏ysk promie-
niowania rentgenowskiego.

Analizujàc kolejne b∏yski, astronomowie

wykryli w nich s∏abà, lecz bardzo regularnà
modulacj´ o cz´stoÊci 45 Hz. Jej przyczy-
nà jest „goràca plama” na powierzchni
gwiazdy neutronowej, która w miar´ obrotu
gwiazdy wokó∏ w∏asnej osi to pojawia si´ w
naszym polu widzenia, to z niego znika.
ObecnoÊç modulacji Êwiadczy, ˝e gwiazda
neutronowa wiruje w tempie 45 obrotów na
sekund´. Inne obserwacje dostarczy∏y do-
k∏adnych danych o kszta∏cie linii widmo-
wych gwiazdy neutronowej i o ich po∏o˝e-
niu w widmie ciàg∏ym. Kszta∏t linii zale˝y
od wielu czynników, wÊród których w przy-

NASA

UK¸AD EX0 0748-676

tak prawdopodobnie wyglàda

w fazie spokoju mi´dzy

rozb∏yskami rentgenowskimi,

a tak w fazie rozb∏ysku.

NASA

pano

rama

padku gwiazdy EX0 0748-676 kluczowà ro-
l´ odgrywajà jej rozmiary i pr´dkoÊç rota-
cji. Znajàc pr´dkoÊç rotacji, dobrano pro-
mieƒ gwiazdy w taki sposób, by obliczone
kszta∏ty linii widmowych zgadza∏y si´ z ob-
serwowanymi. Okaza∏o si´, ˝e jest on nie
mniejszy ni˝ 9.5 km i nie wi´kszy ni˝ 15 km,
przy czym jego najbardziej prawdopodobna
wartoÊç wynosi 11.5 km.

Zwa˝enie gwiazdy by∏o mo˝liwe dzi´ki za-

obserwowaniu grawitacyjnego poczerwie-
nienia linii widmowych. Efekt ten, przewi-
dziany przez ogólnà teori´ wzgl´dnoÊci, jest
zwiàzany z utratà energii fotonów wydosta-
jàcych si´ z silnego pola grawitacyjnego: li-
ni´, która pojawia si´ w widmie laboratoryj-
nym przy cz´stoÊci

ν

0

, znajdujemy w widmie

gwiazdy neutronowej przy cz´stoÊci

ν

1

<

ν

0

(zgodnie z zasadami mechaniki kwantowej
mniejsza cz´stoÊç odpowiada zmniejszonej
energii fotonów). Zmierzywszy ró˝nic´ mi´-
dzy

ν

1

i

ν

0

, mo˝na obliczyç wartoÊç stosun-

ku masy gwiazdy do jej promienia
(M/R). Poniewa˝ promieƒ gwiazdy
ju˝ znamy, mo˝na te˝ obliczyç jej
mas´. Jest ona nie mniejsza ni˝
1.5 M i nie wi´ksza ni˝ 2.3 M , a jej
najbardziej prawdopodobna wartoÊç
wynosi 1.8 M (M oznacza mas´
S∏oƒca).

Opracowanie obserwacji uk∏adu

EX0 0748-676 i obliczenie masy oraz
promienia znajdujàcej si´ w nim
gwiazdy neutronowej jest zas∏ugà
Adama Villarreala z University of
Arizona i Toda Strohmayera z Labo-
ratory for High Energy Physics w
NASA Goddard Space Flight Cen-
ter. Otrzymane przez nich wyniki ka-
˝à odrzuciç wszelkie „egzotyczne”

warianty teorii szczegó∏owych: okazuje si´,
˝e badany obiekt jest niemal w ca∏oÊci zbu-
dowany ze zwyk∏ych neutronów.

Kilka dni po ukazaniu si´ komunikatu o

sukcesie Villarreala i Strohmayera w Cen-
trum Astronomicznym im. Miko∏aja Koper-
nika PAN w Warszawie odby∏a si´ obrona
pracy doktorskiej Agnieszki Majczyny. Przed-
miotem pracy by∏o wyznaczenie masy i pro-
mienia gwiazdy neutronowej w uk∏adzie po-
dwójnym MXB 1728-34. Majczyna i jej
promotor, astrofizyk Jerzy Madej, pos∏u˝yli
si´ zupe∏nie innà metodà, opartà na matema-
tycznym modelowaniu widma gwiazdy i po-
równywaniu go z widmem obserwowanym.
„Polska” gwiazda ma mas´ 0.63 ± 0.1 M i
promieƒ 6.12 ± 0.55 km. JeÊli te wyniki zo-
stanà potwierdzone przez inne grupy badaw-
cze, b´dzie o nich g∏oÊno, poniewa˝ obiekt o
tak niewielkich rozmiarach jest najprawdo-
podobniej zbudowany nie z neutronów, lecz
ze swobodnych kwarków.

n

Gwiazda o masie wi´kszej
ni˝ 10 M wytwarza u kresu
swej ewolucji ˝elazny rdzeƒ
wielkoÊci Ziemi, w którym
nie mogà ju˝ zachodziç reakcje
syntezy jàdrowej. Typowa odleg∏oÊç
mi´dzy znajdujàcymi si´ w nim
czàstkami wynosi 10–12 m.
Zgodnie z zasadà nieoznaczonoÊci
elektron zlokalizowany z takà
dok∏adnoÊcià musi poruszaç si´
z pr´dkoÊcià bliskà pr´dkoÊci
Êwiat∏a. CiÊnienie rozp´dzonych
elektronów „podtrzymuje” rdzeƒ,
nie pozwalajàc mu si´ zapaÊç
pod wp∏ywem grawitacji. Energia
najszybszych elektronów jest
jednak wi´ksza od ró˝nicy masy
neutronu i protonu pomno˝onej
przez c

2

. Oznacza to, ˝e mogà

zachodziç reakcje, w których
protony i elektrony ∏àczà si´
w neutrony. Gdy elektrony
zaczynajà „znikaç”, ciÊnienie
gwa∏townie maleje. W niespe∏na
sekund´ rdzeƒ si´ zapada
i zamienia w gwiazd´ neutronowà.
Cz´Êç wyzwolonej przy tym
potencjalnej energii grawitacyjnej
zostaje przekazana materii
otaczajàcej rdzeƒ, która
z pr´dkoÊcià kilkunastu tysi´cy
kilometrów na sekund´ rozbiega si´
w przestrzeni mi´dzygwiazdowej.
Ca∏e zjawisko, widoczne z daleka
jako gwa∏towny rozb∏ysk gwiazdy,
nosi nazw´ supernowej typu II.

NEUTRONY

I SUPERNOWE

BIOTECHNOL

OGIA

K∏opotliwy transfer

NIE WSZYSTKIE ORGANIZMY DAJÑ SI¢ ¸ATWO KLONOWAå. CATHRYN M. DELUDE

Z

myszami i Êwiniami idzie ∏atwo, ze
szczurami ju˝ trudniej. Z ludêmi jesz-
cze trudniej, chocia˝ nie a˝ tak jak z

ma∏pami. Nikt nie wie, dlaczego niektóre
gatunki trudniej sklonowaç ni˝ inne. Bada-
nia prowadzone na myszach powinny jednak
pomóc naukowcom odnieÊç sukces w otrzy-

maniu ludzkich zarodkowych komórek ma-
cierzystych, które b´dà stosowane w leczeniu
chorób i przeszczepianiu narzàdów.

W klonowaniu terapeutycznym (inaczej

zwanym transferem jàder) najwi´ksze suk-
cesy osiàgnà∏ Woo Suk Hwang z Uniwer-
sytetu w Seulu. W lutym jego zespó∏ opisa∏

LISTOPAD 2004 ÂWIAT NAUKI

11

TERMOJÑDROWY WYBUCH

na powierzchni gwiazdy

neutronowej obserwujemy z Ziemi jako rozb∏ysk
rentgenowski.