ASTROFIZIKA

Mihajlo Racković

Kada je Svemir počeo da svetli?

Tek kada se prostor dovoljno ohladio…

Dinamičan razvoj astrofizičkih istraživanja na Astronomskoj opservatoriji u Beogradu, beleži jedan njen hroničar, počeo je još sredinom prošlog veka, a formalno osnivanjem Grupe za astrofiziku (V. Oskanjan, A. Kubičela, J. Arsenijević) 1960. Vremenom, ova grupa je bivala brojnija, a interesovanje istraživača za naučne teme u ovoj oblasti sve veće. Danas su posebno aktuelne: astrofizika zvezda i Sunca, astrofizička spektroskopija, zvezdani i galaktički sistemi. Otkrićem gravitacionih talasa rođena je i jedna nova naučna grana astronomije - gravitaciona ili multi-messenger astrofizika. S projektom  modelovanja evolucije dvojnih zvezdanih sistema, kao izvora gravitacionih talasa, koji vodi astrofizičar dr Jelena Petrović, Opservatorija nastavlja da i na ovom novom polju istraživanja ide u korak sa svetom.

U početku, svemir je bio izuzetno mali, ali se vremenom sve brže širio. U početku svemir je bio i izuzetno vreo ali, kako se širio, sve se više hladio. Prve čestice (među njima i fotoni, nosici svetlosti) nastali su već u toku prve sekunde nakon Velikog praska.
Svetlost, kao elektromagnetni talas, ima  i talasnu i čestičnu prirodu (fotoni); međutim, za ovu priču bitni su fotoni. Pored fotona, u toku prve sekunde od Velikog praska, nastali su i protoni, neutroni i elektroni. Ipak zbog jako visokih temperatura, ali i jako visokog pritiska, u to vreme, materija je bila jonizovana, odnosno elektroni nisu bili vezani za jezgra, već su se relativno slobodno kretali.

Iz ovog razloga, fotoni, su se stalno sudarali sa elektronima i nisu mogli da odu daleko pa je svemir, uprkos ogromnim temperaturama (znatno većim nego u središtu Sunca), bio mračan iako je, paradoksalno, istovremeno bio i pun svetlosti.
U ovom slučaju, može se donekle napravitit analogija plazme i metala kakve viđamo u svakodnevnom životu (gvožđe, aluminijum, srebro, zlato, bakar…).  Isto kao što su u plazmi elektroni odvojeni od jezgra, tako su i u metalnoj kristalnoj rešetki najdalji elektroni od atomskog jezgra skoro slobodni, pa tako imamo pozitivno naelektrisanu kristalnu rešetku i negativno naelektrisane elektrone koji se gotovo slobodno i nezavisno kreću od svojih atomskih jezgara. Ovo za posledicu ima da se fotoni svetlosti sudaraju sa slobodnim elektronima metala; zato metali skoro uopšte ne propuštaju svetlost već je odbijaju. Jako je zanimljivo da, donekle danas, slična situacija vlada i u središtu Sunca (kao i kod brojnih drugih zvezda). Sunce stvara energiju, a time i elektromagnetno zračenje, zahvaljujući fuziji u svom središtu, pri temperaturi od oko 15 miliona ℃.
Sunce je džinovska lopta od plazme, čiji je prečnik veći od prečnika Mesečeve orbite oko Zemlje. Kada foton krene na svoj put iz središta Sunca ka površini, stalno se sudara sa elektronima iz plazme, prilikom sudara stalno menja smer kretanja, ali kako gustina materije prema površini opada, foton će se ipak postepeno probijati prema površini. Ovo “probijanje”, traje oko 100.000-200.000 godina !

Treba imati u vidu da je Svemir, nakon nastanka, imao daleko veće pritiske i temperature, od onih koje vladaju u Sunčevoj unutrašnjosti ! Tek nakon oko 380.000 godina od nastanka, svemir se dovoljno ohladio; pritisak je dovoljno opao takoda su mogli nastati pravi atomi, gde oko pozitivno naelektrisanog jezgra kruže negativno naelektrisani elektroni. Zahvaljujući ovome, fotoni su konačno mogli da prelaze velike udaljenosti, i Svemir je počeo da svetli. Ovim oslobođenjem fotona, nastalo je kosmičko pozadinsko zračenje, koje se može posmatrati i danas, ali isključivo u mikrotalasnom spektru, pošto se danas svemir već dosta ohladio, pa prosečna temperatura iznosi tek nešto više od -270℃, dok je 380.000 nakon nastanka svemira iznosila oko 3000℃.

Traganje za odgovorima

- U okviru projekta MOBY, biće razmatrani bliski sistemi tipa A gde su zvezde izuzetno blizu, i orbitalni period im je samo nekoliko dana. U ovakvim sistemima dolazi do prve interakcije, prenosa mase, veoma rano u toku evolucije, dok primarna, veća komponenta još uvek sagoreva vodonik. Takav prenos mase naziva se “tipom A”. Ako se prenos mase usled sagorevanja vodonika u omotaču dogodi i nakon faze A, on se naziva prenos “tipa AB”. Nakon što je faza sagorevanja helijuma u jezgru završena, zvezda se može ponovo proširiti, što rezultira trećim prelivanjem tzv. Rošovog ovala i prenosom mase “tipa ABB”. Tokom tih interakcija, primarna zvezda gubi veći deo svog omotača bogatog vodonikom i proizvodi kompaktan objekat u eksploziji supernove “tipa Ib/c”.
U toku dalje evolucije, navodi dr Petrović, dolazi do prenosa mase sa sekundarne zvezde na novoformirani kompaktni objekat i isti gubitak omotača bogatog vodonikom može uslediti pre nego što se formira druga crna rupa. Masivni dvojni sistemi “tipa A” su još ranije povezani sa formiranjem dvojnih sistema sa kompaktnim objektima; međutim, još uvek nisu predstavljeni detaljni modeli zvezda koje evoluiraju sa glavnog niza, prateći u detalje interakcije zvezda, i rezultiraju u supermasivnim kompaktnim objektima.
Istraživački tim Astronomske opservatorije za detaljno modeliranje evolucije rotirajućih supermasivnih bliskih dvojnih sistema koristi numerički kod MESA. O samom kodu dr Petrović kaže:
- Ovaj kod, razvijen na Univerzitetu Santa Barbara (UCSB) u SAD, računa detaljnu strukturu obe zvezdane komponente kroz njihovu celu evoluciju i evoluciju orbite, uključujući nuklearnu evoluciju obe zvezde, transfer mase, sinhronizaciju rotacije komponenata sa orbitom, gubitak ugaonog momenta usled zvezdanog vetra i prenosa mase.
Osim dr Jelene Petrović, članovi projekta MOBI su naučni saradnici: dr Monika Jurković i dr Ana Mitrašinović, naučni savetnik dr Gojko Đurašević, takođe sa Astronomske opservatorije u Beogradu, i prof. dr Bojan Arbutina sa Katedre za astronomiju Matematičkog fakulteta Univerziteta u Beogradu.

Mihajlo Racković

Kompletni tekstove sa slikama i prilozima potražite u magazinu
"PLANETA" - štampano izdanje ili u ON LINE prodaji Elektronskog izdanja
"Novinarnica"