Ultrasmå sværvægtere driller astronomerne

Neutronstjernen HESS J1731-347 vejer nemlig kun det halve af, hvad den burde. Opdagelsen vender op og ned på astronomernes viden om neutronstjerner og kan betyde, at selv neutroner kan kvases sammen til endnu mindre bestanddele, så hidtil ukendte typer af stjerner opstår.

Stoffet er ekstremt tæt

En neutronstjerne er en ekstremt kompakt stjerne, der blot er omkring 30 km i diameter, men vejer op mod dobbelt så meget som Solen. De små sværvægtere opstår, når kæmpestjerner, der er 8 til 20 gange tungere end Solen, har opbrugt deres brændstof og eksploderer som supernovaer.

Mens stjernen lever, modvirker stråling fra forbrændingsprocesserne i kernen tyngdekraftens forsøg på at trække alt stoffet sammen. Men når brændstoffet er brugt op, får tyngdekraften den totale overmagt. Stjernens ydre lag af gas ramler ind i kernen fra alle sider og presser den sammen til under en milliontedel af dens oprindelige volumen. Det får stoffet til at skifte tilstand.

Atomerne pulveriseres totalt. Protoner opsluger elektroner og omdannes til neutroner, der pakkes afsindigt tæt sammen i en lille, kompakt stjerne.

I andre stjerner holder den såkaldte stærke kernekraft protoner og neutroner tæt sammen i atomkernerne. Men da kraften kæmper mod den elektriske frastødning mellem de positivt ladede protoner i atomkernen, er der en grænse for, hvor meget stoffet kan presses sammen – selv under det voldsomme tryk i hjertet af en stjerne.

I en neutronstjerne består kernen stort set kun af elektrisk neutrale neutroner, som ikke frastøder hinanden. Derfor kan stoffet komprimeres i så ekstrem en grad, at blot en teskefuld neutronstof vejer over én milliard tons.

Neutronstjernernes præcise størrelse og vægt er dog svær at måle, fordi de kun udsender røntgenstråling og intet synligt lys. Så før astronomerne kan få en idé om, hvor stor og tung en neutronstjerne er, skal de kende afstanden til den – og her må de søge hjælp hos dens nærmeste naboer.

Neutronstjernen er alt for lille

Mange kendte neutronstjerner danner par med en almindelig stjerne. I de tilfælde kan astronomerne måle afstanden til den synlige stjerne og dermed også til neutronstjernen ved hjælp af teleskoper. Herefter kan de regne sig frem til neutronstjernens størrelse.

Netop den metode har Victor Doroshenko og hans kolleger udnyttet til at veje og måle neutronstjernen HESS J1731-347 i stjernebilledet Skorpionen.

Neutronstjernen befinder sig stadig i en tyk støvsky fra supernovaeksplosionen og oplyses af en synlig nabostjerne. Med hjælp fra ESA’s Gaia-satellit har astronomerne kunnet måle afstanden til nabostjernen meget præcist.

I løbet af et halvt år bevæger Jorden og Gaia sig 300 mio. km om på den anden side af Solen, og fra hvert yderpunkt i Jordens bane har satellitten observeret HESS J1731-347’s følgestjerne.

Målingerne viser, at den lysende stjerne – og dermed også neutronstjernen – befinder sig 8000 lysår fra Jorden, hvilket vær tættere på os, end vi troede.

Med afstanden på plads kunne Victor Doroshenko kigge på neutronstjernens størrelse. Jo kraftigere røntgenstråling en neutronstjerne udsender i forhold til afstanden til den, des større og tungere er den. Men observationerne viste, at HESS J1731-347 udsendte svagere røntgenstråling, end den burde i forhold til den korte afstand, og derfor er neutronstjernen både lettere og mindre, end astronomerne troede var muligt.

De tyske forskere har beregnet, at den lille sværvægter kun rummer 0,77 solmasser og blot har en diameter på 20,8 km. Det står i skærende kontrast til astrofysikernes modeller, som forudsiger, at neutronstjerner sjældent vejer mindre end 1,4 solmasser.

“Neutronstjerner fødes i supernovaeksplosioner, ved at kernen i en kæmpestjerne kollapser, og vi forstår ikke, hvordan den proces kan fremtrylle en så lille neutronstjerne,” siger Victor Doroshenko til Illustreret Videnskab.

Hvis modellerne vrides til det yderste, kan neutronstjerner med kun 1,1 solmasse teoretisk opstå, men HESS J1731-347’s lave masse falder stadig helt uden for rammen.

Miniput kan bestå af kvarker

Paradokset bringer en ny teori om neutronstjerners mystiske indre i spil. Teorien går ud på, at stjernens kerne kan komprimeres endnu mere end det supertunge neutronstof. Det sker, ved at neutronerne i kernen smadres helt og omdannes til en suppe af frie kvarker, som har en ufattelig høj massetæthed.

“Hvis almindeligt stof pludselig forvandles til kvarkstof i neutronstjernens kerne, vil det udløse en eksplosion, som sparker nogle af neutronerne i de ydre lag ud i rummet, hvilket reducerer stjernens masse. Hvis dette er sket i HESS J1731-347, kan dens overraskende lille masse forklares,” siger Victor Doroshenko.

Neutronerne i kernen kan også omdannes til partikler kaldet pioner, som består af en kvark og en antikvark. Normalt eksploderer pioner på et splitsekund, men under det ekstreme tryk i en neutronstjernes kerne kan de være stabile. Her vil partiklernes kvantetilstande være fuldstændig koordinerede, så kernen i praksis fungerer som ét stort og ekstremt massivt superatom.

En tredje mulighed er, at kernen forvandles til en slags muterede neutroner kaldet hyperoner, som ifølge teorien kan pakkes endnu tættere sammen end almindelige neutroner.

Forskerne vil se ind i stjernen

I jagten på at opklare, hvad der præcis foregår i kernen på en neutronstjerne, og hvordan stof opfører sig ved den mest ekstreme tæthed i universet, kigger astronomerne mod deres teleskoper.

Øget præcision i målingerne af forholdet mellem neutronstjernernes masse og størrelse vil nemlig give mere pålidelig information om deres indre opbygning.

Her kommer HESS J1731-347 til at spille en hovedrolle. De fleste neutronstjerner roterer flere hundrede gange i minuttet og har et stærkt magnetfelt, men HESS J1731-347 er mere stilfærdig. Det gør målingerne mere sikre og beregningerne lettere.

I 2035 vil ESA efter planen opsende et stort røntgenteleskop kaldet Athena, som kan fange meget mere røntgenstråling fra neutronstjernen og yderligere øge præcisionen.

Uanset om målinger afslører, at neutronstjernernes kerne består af almindelige neutroner, kvarkstof, et gigantisk superatom eller muterede neutroner, så er der tale om den mest tætpakkede tilstand, stof i universet kan antage.

“Bliver stof presset endnu mere sammen, er det næste trin dannelsen af et sort hul,” siger Victor Doroshenko.

Netop denne grænse for, hvornår supermassivt stof bliver til enten en neutronstjerne eller omdannet til en ekstrem krumning af rummet i form af et sort hul, er yderst interessant for forskerne. Den kan nemlig forene kvantemekanikken, der beskriver atomernes verden, og relativitetsteorien, der beskriver tyngdekraften og rummet, og ikke bare afsløre neutronstjernernes gådefulde indre, men også give fysikerne den ultimative teori om alting.