Ο συγκεκριμένος αστέρας νετρονίων με την κωδική ονομασία J0740+6620, ανακαλύφθηκε σε απόσταση 4.600 ετών φωτός από την Γη και στροβιλίζεται τόσο γρήγορα γύρω από τον εαυτό του, ώστε συμπληρώνει μια περιστροφή σε μόλις 2,8 χιλιοστά του δευτερολέπτου. Σύμφωνα με την σχετική μελέτη, που δημοσιεύθηκε στις 16 Σεπτεμβρίου στο περιοδικό Nature Astronomy, η μάζα του υπολογίστηκε ότι είναι περίπου 2,14 φορές μεγαλύτερη απ’ αυτήν του Ήλιου, συμπυκνωμένη σε μία σφαίρα με διάμετρο μόλις 25 km. Αυτό σημαίνει ότι η ποσότητα της ύλης που εμπεριέχει πλησιάζει περισσότερο ίσως από ποτέ την μέγιστη μάζα που μπορεί να έχει ένας αστέρας νετρονίων, προτού καταρρεύσει κάτω από το ίδιο του το βάρος σε μια μαύρη τρύπα.

Οι αστέρες νετρονίων, όπως και οι μαύρες τρύπες, είναι τα λείψανα των άστρων με οκταπλάσια τουλάχιστον μάζα απ’ αυτήν του Ήλιου, τα οποία ολοκλήρωσαν την ζωή τους ως σουπερνόβα. Τα άστρα αυτά καταναλώνουν με ταχύτατο ρυθμό τα πυρηνικά τους καύσιμα, συντήκοντας όλο και βαρύτερα στοιχεία στο εσωτερικό τους. Όταν, όμως, ο πυρήνας τους μετατραπεί εξ ολοκλήρου σε σίδηρο, οι πυρηνικές αντιδράσεις σταματούν, διότι δεν είναι ενεργειακά εφικτό να συντηχθεί ο σίδηρος σε βαρύτερα στοιχεία. Εκείνη την στιγμή, η βαρύτητα υπερισχύει της εσωτερικής πίεσης του άστρου και ο αστρικός πυρήνας υφίσταται μία καταστροφική ενδόρρηξη, καθώς συμπιέζεται ραγδαία, ίσως και στο ένα εκατομμυριοστό του αρχικού του μεγέθους, απελευθερώνοντας ασύλληπτα ποσά ενέργειας.

Καθώς, λοιπόν, ο αστρικός πυρήνας συρρικνώνεται, η θερμοκρασία και η πυκνότητά του αυξάνουν σε αδιανόητα επίπεδα, ενώ τα ηλεκτρόνια και τα πρωτόνια στο εσωτερικό του αλληλεπιδρούν μεταξύ τους, σχηματίζοντας μια συμπαγή μάζα από νετρόνια. Την ίδια στιγμή, οι εξωτερικές στιβάδες του άστρου, που συνεχίζουν την κατάρρευσή τους προς το κέντρο, επιταχύνονται από την ακραία βαρυτική έλξη σε τεράστιες ταχύτητες και προσκρούουν στον συμπαγή αστρικό πυρήνα με απίστευτη βιαιότητα, ενώ στην συνέχεια εκτινάσσονται προς τα έξω. Η έκρηξη σουπερνόβα που ακολουθεί, εκτινάσσει τις εξωτερικές στιβάδες του άστρου στο Διάστημα, αφήνοντας ως «λείψανο» τον πυρήνα του.

Εάν ο αστρικός αυτός πυρήνας έχει μάζα μικρότερη από τις περίπου 3 ηλιακές μάζες, τότε η περαιτέρω συμπίεσή του σταματά. Το αστρικό «λείψανο» που επιβιώνει της καταστροφικής έκρηξης είναι αυτός ακριβώς ο αστρικός πυρήνας, δηλαδή ένας αστέρας νετρονίων στο κέντρο ενός ταχύτατα διαστελλόμενου αέριου νέφους, που με την πάροδο του χρόνου σχηματίζει εκπληκτικής ομορφιάς νεφελώματα όπως αυτό του Καρκίνου [φωτογρ. NASA, ESA, J. Hester, A. Loll (ASU)]. Η ύλη που απαρτίζει έναν αστέρα νετρονίων είναι τόσο αδιανόητα συμπυκνωμένη, ώστε ένα μόλις κουταλάκι του γλυκού από τα υλικά του θα ζύγιζε στη Γη 100 εκατ. τόνους.

Εάν, όμως, η αρχική μάζα του άστρου είναι μεγαλύτερη, ώστε η μάζα του αστρικού πυρήνα να υπερβαίνει τις 3 ηλιακές μάζες, τίποτε δεν μπορεί να αντισταθεί στην οριστική και αμετάκλητη κατάρρευσή του σ’ ένα σημείο μηδενικού όγκου και άπειρης πυκνότητας, δηλαδή σε μία μαύρη τρύπα.

Αυτό το κρίσιμο όριο των 3 ηλιακών μαζών υπολογίστηκε για πρώτη φορά το 1939, μέσα απ’ τις θεωρητικές μελέτες των Robert Openheimer (1904–1967) και George Volkoff (1914–2000), οι οποίοι βασισμένοι σε προηγούμενη έρευνα του Richard Tolman (1881–1948), συνειδητοποίησαν ότι, όπως ακριβώς η μάζα των λευκών νάνων δεν μπορεί να υπερβεί ένα συγκεκριμένο όριο (το επονομαζόμενο όριο Chandrasekhar), το ίδιο ακριβώς πρέπει να ισχύει και για τους αστέρες νετρονίων. Ωστόσο η ακριβής τιμή της μέγιστης επιτρεπτής μάζας ενός αστέρα νετρονίων, προτού αυτός καταρρεύσει σε μία μαύρη τρύπα, εξακολουθεί να αποτελεί πεδίο αντιπαράθεσης μεταξύ των αστρονόμων. Πραγματικά, παρόλο που οι αστρονόμοι μελετούν αυτά τα συναρπαστικά αντικείμενα εδώ και αρκετές δεκαετίες, οι γνώσεις μας γι’ αυτά παραμένουν ελλιπείς, καθώς εξακολουθούμε να αγνοούμε το πώς ακριβώς συμπεριφέρεται η ύλη σε αυτές τις ακραίες συνθήκες που επικρατούν στο εσωτερικό τους.

Οι αστέρες νετρονίων έχουν πολύ ισχυρά μαγνητικά πεδία, ενώ περιστρέφονται με μεγάλες ταχύτητες γύρω από τον άξονά του. Καθώς, όμως, τα νετρόνια στην επιφάνεια ενός αστέρα νετρονίων διασπώνται σε ηλεκτρόνια και πρωτόνια, τα φορτισμένα αυτά σωματίδια παγιδεύονται από το μαγνητικό του πεδίο και επιταχύνονται με την περιστροφή του σε τεράστιες ταχύτητες, εκλύοντας ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, η οποία εστιάζεται σε δύο στενές δέσμες: μία προς την κατεύθυνση που δείχνει ο βόρειος μαγνητικός πόλος του αστέρα νετρονίων και μία προς την κατεύθυνση που δείχνει ο νότιος μαγνητικός του πόλος. Στην περίπτωση που οι μαγνητικοί πόλοι του αστέρα νετρονίων δεν ευθυγραμμίζονται με τον άξονα περιστροφής του, οι δύο δέσμες ακτινοβολίας περιστρέφονται και αυτές, σαρώνοντας το Διάστημα, όπως και το περιστρεφόμενο «μάτι» ενός φάρου. Εάν, λοιπόν, ένας αστέρας νετρονίων είναι έτσι προσανατολισμένος σε σχέση με την Γη, ώστε η ακτινοβολία του να σαρώνει στο πέρασμά της τον πλανήτη μας, την αντιλαμβανόμαστε ως μια παλλόμενη πηγή ακτινοβολίας που αναβοσβήνει, δηλαδή ως ένα πάλσαρ. Για να το πούμε διαφορετικά, όλα τα πάλσαρ είναι αστέρες νετρονίων, αλλά δεν είναι όλοι οι αστέρες νετρονίων πάλσαρ!

Πώς, όμως, κατόρθωσαν οι αστρονόμοι να υπολογίσουν την μάζα αυτού του πάλσαρ; Σύμφωνα με προηγούμενη μελέτη που δημοσιεύθηκε τον περασμένο Φεβρουάριο, ο πάλσαρ J0740+6620 ανήκει σε ένα διπλό αστρικό σύστημα, όπου το άστρο-συνοδός του είναι ένας λευκός νάνος, δηλαδή το λείψανο ενός άστρου με μάζα παραπλήσια μ’ αυτήν του Ήλιου. Σύμφωνα με την Γενική Θεωρία της Σχετικότητας, ο λευκός νάνος στρεβλώνει τον χωροχρόνο γύρω του, με τον βαθμό της στρέβλωσης να εξαρτάται από την μάζα του. Καθώς, λοιπόν, τα δύο αυτά αστρικά λείψανα στροβιλίζονται γύρω από το κοινό κέντρο βάρους τους, κάθε φορά που ο λευκός νάνος διέρχεται μέσα από την πορεία της δέσμης ακτινοβολίας του πάλσαρ, η χωροχρονική στρέβλωση που προκαλεί, την επιβραδύνει. Η μέτρηση αυτής της απειροελάχιστης επιβράδυνσης επιτρέπει στους αστρονόμους να υπολογίσουν την  μάζα του λευκού νάνου. Συνδυάζοντας τις μετρήσεις αυτές με άλλα δεδομένα για τις τροχιές των δύο αστρικών λειψάνων και για την ταχύτητα περιφοράς τους,  οι αστρονόμοι μπορούν τέλος να εκτιμήσουν και την μάζα του αστέρα νετρονίων.

π