Umierająca gwiazda może pozostawić po sobie dziwaczny, ultragęsty twór znany pod nazwą gwiazdy neutronowej. Ale skoro tak, to czy jest we wszechświecie również miejsce dla gwiazd protonowych?

Krótko. Po pierwsze, brak gwiazd pro­to­no­wych wynika z samego mecha­ni­zmu umie­ra­nia gwiazdy. W momencie zapa­da­nia materii elek­trony łączą się z pro­to­nami masowo tworząc właśnie neutrony. Po drugie, protony w odróż­nie­niu od neu­tro­nów niosą ładunek elek­tryczny i ulegają wza­jem­nemu odpy­cha­niu, w związku z czym trudniej byłoby im samo­dziel­nie sfor­mo­wać większy obiekt.

Dłużej. Rozważmy neutron. To dość masywna i neu­tralna elek­trycz­nie cząstka, która wraz z dodatnio nała­do­wa­nym protonem, współ­two­rzy jądra zde­cy­do­wa­nej więk­szo­ści pier­wiast­ków. Przy­kła­dowo każdy atom węgla w naszych ciałach zawiera po sześć protonów i neu­tro­nów, a każdy atom tlenu osiem protonów wraz z ośmioma neu­tro­nami. Jednak mimo swojej powszech­no­ści i odgry­wa­nia nie­zwy­kle donośnej roli w naturze, neutrony czują się pewnie wyłącz­nie w grupie. Ta sama cząstka wycią­gnięta poza atom i pozo­sta­wiona sama sobie, przeżywa zaledwie kwadrans, po czym ulega roz­pa­dowi z wyzwo­le­niem protonu i elek­tronu.

Wbrew pozorom nie jest to infor­ma­cja zbędna w inte­re­su­ją­cym nas kon­tek­ście. Gdy wybija ostatnia godzina żywotu dorodnej gwiazdy i dalsza synteza w jej jądrze ulega wyha­mo­wa­niu, dochodzi do kolapsu. Mon­stru­alne ciśnie­nie zgniata masę dzie­się­ciu Słońc do roz­mia­rów nie­wiel­kiej planety. W samym centrum tego gra­wi­ta­cyj­nego tygla dochodzi do zjawiska zgoła odwrot­nego do przy­wo­ła­nego wcze­śniej rozpadu beta. Ścisk jest na tyle duży, że elek­trony zostają wręcz wepchnięte w protony, w wyniku czego dochodzi do hur­to­wego wytwo­rze­nia neu­tro­nów. Powstaje pato­lo­giczny, choć fascy­nu­jący obiekt, zbu­do­wany już nie z kla­sycz­nych atomów, jak wszystko co znamy z Układu Sło­necz­nego, lecz z egzo­tycz­nej zde­ge­ne­ro­wa­nej materii – a w samym jądrze – z ubitej neu­tro­no­wej masy. (Zresztą na tym egzotyka gwiazd neu­tro­no­wych się nie kończy. Tony Hewish i Jocelyn Bell, którzy jako pierwsi zare­je­stro­wali taki twór w 1967 roku, dostrze­gli emi­to­wane z nad­zwy­czajną regu­lar­no­ścią, pul­sa­cyjne sygnały radiowe wska­zu­jące na szo­ku­jące tempo ruchu obro­to­wego. Stąd popu­lar­ność terminu pulsar).

Już na tym etapie uważny czy­tel­nik powinien samo­dziel­nie dojść do wniosku, że nie odnaj­du­jemy gwiazd pro­to­no­wych, bo naj­zwy­czaj­niej brakuje mecha­ni­zmu fizycz­nego, który mógłby je ufor­mo­wać. Przy odpo­wied­nio eks­tre­mal­nym ciśnie­niu protony w natu­ralny sposób kon­wer­tują w neutrony – ale nie odwrot­nie.

Pójdźmy jednak o krok dalej. Nawet gdyby wskutek jakiegoś nie­zna­nego procesu w jądrze gwiazdy ostały się samotne protony, to – w odróż­nie­niu od neu­tro­nów – nie byłyby one w stanie ufor­mo­wać żadnego więk­szego obiektu. Powód jest pro­za­iczny: dwie cząstki o tożsamym ładunku elek­trycz­nym zawsze będą się odpychać. Równie dobrze mogli­by­śmy bawić się dwoma magne­sami neo­dy­mo­wymi o gwiaz­do­wych masach (co może pójść nie tak?).

Macie prawo pod­cho­dzić do tego wyja­śnie­nia podejrz­li­wie. Wszakże w pospo­li­tych jądrach atomów protony potrafią ze sobą współ­eg­zy­sto­wać tworząc mniej lub bardziej stabilne pier­wiastki. To prawda, ale dzieje się tak tylko dlatego, że fizyka mikro­świata dys­po­nuje dodat­ko­wym klejem. Kiedy destruk­cyjne siły elek­tro­ma­gne­ty­zmu próbują roz­sa­dzić jądro atomu, na scenę wkracza nasz cichy bohater – oddzia­ły­wa­nie silne – chwy­ta­jąc wszyst­kie nukleony za twarz i gwa­ran­tu­jąc sta­bil­ność materii.

Jednak mimo nie­za­prze­czal­nej potęgi nie jest to spoiwo, przy pomocy którego mogli­by­śmy ulepić gwiazdę pro­to­nową, czy nawet neu­tro­nową. Oddzia­ły­wa­nie silne kładzie wszyst­kie inne na łopatki – lecz wyłącz­nie na kró­ciut­kich, sub­a­to­mo­wych dystan­sach. Właśnie dlatego nie obser­wu­jemy nigdzie w przy­ro­dzie jąder liczą­cych tysiące, miliony czy miliardy cząstek. Uległyby one natych­mia­sto­wemu i samo­ist­nemu roz­pa­dowi.

Aby hipo­te­tyczna gwiazda pro­to­nowa mogła zaist­nieć i prze­trwać, musia­łaby więc zadzia­łać jakaś poważna i dłu­go­dy­stan­sowa siła, która zni­we­lo­wa­łaby wzajemną niechęć między nała­do­wa­nymi pro­to­nami. Pewnie myślicie teraz o gra­wi­ta­cji. W rze­czy­wi­sto­ści stanowi ona bez­na­dziej­nie lichą więź. Elek­tro­ma­gne­tyzm łączący elektron z protonem w atomie wodoru jest – uwaga, uwaga – 1036 razy moc­niej­szy od dzia­ła­ją­cej między tymi cząst­kami gra­wi­ta­cji. Owszem, ta sama gra­wi­ta­cja daje radę utrzy­my­wać w ryzach materię gwiazdy neu­tro­no­wej, tyle, że w odróż­nie­niu od protonów, bierne i grzeczne neutrony nie stawiają jej żadnego oporu.

Dlatego wszech­świat jest pełen gwiazd neu­tro­no­wych, być może skrywa również gwiazdy kwarkowe, ale nie uświad­czymy w nim ciał nie­bie­skich zło­żo­nych niemal wyłącz­nie z protonów.

  • Arek Wit­t­brodt

    Naprawdę nie zdzi­wi­łoby mnie, gdybym już kiedyś o tym czytał, ale w tej chwili nie mogę sobie niczego takiego przy­po­mnieć, a naszła mnie pewna myśl:

    Czy w gwieź­dzie neu­tro­no­wej, pod olbrzy­mim ciśnie­niem, neutrony prze­stają się rozpadać, czy też podobnie jak w przy­padku dyso­cja­cji wody roz­pa­dają się — ale powstałe w ten sposób protony i elek­trony ponownie łączą się w neutron?

    • Jaro Kotek

      Pewnie w centrum większej gwiazdy neu­tro­no­wej pod wpływem ciśnie­nia neutrony roz­pa­dają się tworząc zupę kwarkowo-gluonową

      • Mar­ko­nius

        zupka mniam mniam, paluszki lizać

    • https://www.kwantowo.pl/ Adam Adamczyk

      O ile mnie pamięć nie myli, to tylko jeden z teo­re­tycz­nych modeli wnętrza gwiazdy neu­tro­no­wej. W ogóle z neu­tro­nami mamy pewien problem badawczy, bo w związku z ich nie­sta­bil­no­ścią oraz brakiem ładunku znacznie trudniej nam je ana­li­zo­wać niż protony.

      Nato­miast to co napisał Jaro Kotek leży bliżej opisu hipo­te­tycz­nej gwiazdy kwar­ko­wej, która wyma­ga­łaby jeszcze więk­szego ciśnie­nia i masy niż neu­tro­nowa.

  • Andrzej

    “O Bohrze” ubarwiło mi dzień 🙂

  • Paweł Opała

    Oddzia­ły­wa­nie silne działa tylko na małych odle­gło­ściach. Przyj­mijmy że stabilne jest połą­cze­nie mak­sy­mal­nie 10 przy­le­ga­ją­cych protonow. Ale co się dzieje w momencie przy­bli­że­nia kolej­nego protonu do jednego z zewnętrz­nych. Przecież skoro jest bez­po­śred­nio przy zewnętrz­nym protonie to jest to mała odle­głość i oddzia­ły­wa­nie silne powinno działać. I tak do dowolnie wielkiej ilości protonow.

    • https://www.kwantowo.pl/ Adam Adamczyk

      Przede wszyst­kim aby protony w ogóle mogły się do siebie przy­tu­lić muszą pokonać barierę kulom­bow­ską — z tym pro­ble­mem mierzymy się choćby przy okazji prób ujarz­mie­nia energii ter­mo­ją­dro­wej. Poza tym, w podanym przez Ciebie przy­kła­dzie, nawet jeżeli pomiędzy sąsia­du­ją­cymi pro­to­nami wystąpi więź pod postacią oddzia­ły­wa­nia silnego, to jed­no­cze­śnie będzie nań działać elek­tro­ma­gne­tyzm wszyst­kich pozo­sta­łych. Oczy­wi­ście w rze­czy­wi­sto­ści oddzia­ły­wa­nia pomiędzy nukle­onami jest bardziej złożone, oparte o wymianę wir­tu­al­nych mezonów pi, wręcz wymaga obec­no­ści neu­tro­nów itd. — ale mówiąc z grubsza, duże jądro złożone z samych protonów lub z więk­szo­ści protonów nie może być stabilne.

  • kj80

    Może to głupie, ale zasta­na­wia mnie jaki kolor ma taka gwiazda neu­tro­nowa.

    • https://www.kwantowo.pl/ Adam Adamczyk

      Nie głupie, a ciekawe! Jako, że gwiazda neu­tro­nowa jest tworem emi­tu­ją­cym ogromne energie, ludz­kiemu oku praw­do­po­dob­nie wydałaby się roz­grzana do białości. Musimy mieć jednak świa­do­mość, że więk­szość energii jest wypro­mie­nio­wy­wana w zakre­sach dla nas nie­wi­dzial­nych.