Sila eksplodirajuće zvijezde izazvala formiranje Sunčeva sustava?
U ovoj studiji, objavljenoj u časopisu Earth and Planetary Science Letters, autori Haolan Tang i Nicolas Dauphas shvatili su da je radioaktivni izotop željezo 60 – koji je dobar indikator eksplodirajuće zvijezde – rijedak u količini i dobro pomiješan s ostalim materijalima Sunčevog sustava. Kozmokemičari su tražili ostatke zvjezdanih eksplozija u meteoritima kako bi im oni pomogli ustanoviti uvjete pod kojima je Sunčev sustav nastao.
Neki ostaci su radioaktivni izotopi: nestabilni, visokoenergetski atomi koji se raspadaju tijekom vremena. Znanstvenici su u proteklom desetljeću pronašli visoke količine radioaktivnog izotopa željeza 60 u rano nastalim materijalima Sunčevog sustava. „Ako imate željezo 60 u velikim količinama u Sunčevom sustavu, to je kao pištolj iz kojeg se dimi – dokaz za prisutnost supernove.“ rekao je Dauphas, inače profesor geofizičkih znanosti.
Željezo 60 može nastati samo u supernovi pa su znanstvenici pokušali objasniti ovu, činilo se, veliku količinu tako što su predlagali da se supernova dogodila u blizini, šireći izotope kroz eksploziju.
Ali rezultati Tanga i Dauphasa razlikovali su se od prijašnjih radova: otkrili su da je količina željeza 60 niska i jednoliko raspoređena u rano nastalim materijalima Sunčevog sustava. Do ovih zaključaka su došli testirajući uzorke meteorita. Kako bi izmjerili količinu željeza 60, radili su na istim materijalima kao i prijašnji istraživači, no koristili su drukčiji, precizniji pristup koji je dao dokaze o vrlo niskom udjelu željeza 60.
Prijašnje metode su ostavile uzorke meteorita netaknutima i nisu u potpunosti uklonile nečistoće iz njih, što je moglo dovesti do većih pogrešaka u mjerenjima. Pristup Tanga i Dauphasa je, s druge strane, zahtijevao da prvo prije mjerenja „pretvore“ svoje meteoritske uzorke u otopinu, što im je omogućilo da temeljito uklone nečistoće.
Ovaj proces je na kraju doveo do rezultata s mnogo manjim pogreškama. „Haolan je posvetio pet godina vrlo napornog rada kako bi došao do ovih zaključaka pa nismo izrekli ove tvrdnje olako. Bili smo izrazito pažljivi pri dolasku do točke u kojoj smo bili spremni objaviti ta mjerenja.“ rekao je Dauphas.
Kako bi vidjeli je li željezo 60 široko rasprostranjeno, Tang i Dauphas su pogledali još jedan izotop željeza, željezo 58. Supernove stvaraju oba izotopa istim procesima pa su Tang i Dauphas mogli pratiti rasprostranjenost željeza 60 mjereći rasprostranjenost željeza 58.
„Ova dva izotopa se ponašaju poput nerazdvojivih blizanaca. Kada smo jednom saznali gdje se nalazi željezo 58, znali smo da željezo 60 ne može biti daleko.“ objasnio je Dauphas.
Našli su malo varijacije željeza 58 u svojim mjerenjima različitih meteoritskih uzoraka, što je potvrdilo njihov zaključak da je željezo 60 jednoliko raspoređeno. Kako bi objasnili svoj pronalazak bez presedana, Tang i Dauphas predlažu da niske količine željeza 60 vjerojatno dolaze od dugoročne akumulacije željeza 60 u međuzvjezdanom prostoru od pepela bezbrojnih prošlih zvijezda, umjesto od bliskog kataklizmičkog događaja poput supernove.
Ako je ovo istina, rekao je Dauphas, onda „nema potrebe za prizivanjem bilo kakve bliske zvijezde kako bi stvorili željezo 60.“ Ipak, teže je objasniti veliku količinu aluminija 26 koja implicira prisutnost bliske zvijezde.
Umjesto da ovu veliku količinu objasne supernovom, Tang i Dauphas predlažu kao rješenje to da masivna zvijezda (možda s čak 20 puta većom masom od Sunčeve) odbacuje svoje plinovite vanjske slojeve u obliku vjetrova, šireći aluminij 26 i kontaminirajući materijal koji će nakon nekog vremena stvoriti Sunčev sustav, dok je željezo 60 ostalo zarobljeno u unutrašnjosti masivne zvijezde. Ako je Sunčev sustav stvoren iz ovog materijala, ovaj alternativni scenarij objašnjava veliku količinu obaju izotopa.
„U budućnosti, ova studija mora biti uzeta u obzir kad ljudi grade svoju priču o postanku i stvaranju Sunčevog sustava.“ rekao je Tang.
Životni ciklus zvijezde, pa i njegov kraj, čvrsto je vezan uz masu zvijezde.
Ako zvijezda ima masu do otprilike 8 puta veću od Sunčeve, ona će trošiti svoje gorivo – vodik – dokle god ga ima. Kada vodika nestane, zvijezda će se napuhnuti, tipično na promjer 10 do 100 puta veći od sadašnjeg Sunčevog i početi kao svoje gorivo koristiti helij. Zvijezda u toj fazi se naziva crveni div. Kada nestane i helija, zvijezda odbacuje svoje vanjske slojeve koji stvore planetarnu maglicu, u čijoj sredini ostaje jezgra zvijezde – nazivamo je bijeli patuljak – koja više nema nuklearnog goriva i polako se hladi. Ovo je budućnost i našeg Sunca.
S druge strane, ako zvijezda ima masu 8 ili više puta veću od Sunčeve, rezultat je drukčiji. Sve se odvija na sličan način sve dok nestane helija (samo što je zvijezda – superdiv - još veća od crvenog diva: promjer može biti i preko 1000 puta veći od Sunčevog). Kada se potroši i sav helij, nuklearna fuzija ne prestaje, nego se nastavlja s težim elementima, sve dok se u jezgri ne dobije željezo. Tada se jezgra urušava, a zatim dolazi do izrazito jake eksplozije koju nazivamo supernova. Od urušene jezgre može nastati neutronska zvijezda (ako je masa jezgre manja od mase tri Sunca) ili crna rupa (odnosno crna jama; ako je masa jezgre veća od mase tri Sunca).
Izvor: University of Chicago