Neutronové hvězdy

MARTIN PETRÁSEK  |  Vesmír
Centrum mlhoviny je díky neutronové hvězdě aktivní v rentgenovém i rádiovém oboru. Krabí mlhovina v souhvězdí býka je odvrženým obalem po výbuchu supernovy, z níž posléze vznikla neutronová hvězda.

Když v roce 1965 obhájila mladičká Jocelyn Bellová svou bakalářskou práci na jedné irské univerzitě, netušila, že se přesně za dva roky stane jednou z legend světové ženské astronomie a astrofyziky. V červenci 1967, během studií na Cambridge, objevila pomocí radioteleskopu dosud neznámé radiové pulzy. Přicházely ze souhvězdí Lištičky s podivuhodnou pravidelností každé 1,3 sekundy a trochu s humorem a nadsázkou byly označeny „Little Green Man 1“ („Malý zelený mužíček 1“).

Její doktorská práce vzbudila záhy velké pozdvižení, pozorování bylo ve shodě s modely, podle kterých se musí jednat o pulzy vysílané neutronovou hvězdou aktivní v radiovém oboru – pulzarem. Práce, se kterou obhájila své Ph. D., měla pět autorů a prvním byl její supervizor Antony Hewish, profesor astronomie na Cambridge, pod jehož vedením se Jocelyn a další kolegové podíleli na vývoji radioteleskopů pro studium kvasarů. Překvapením pro mnoho astronomů pak bylo, že v roce 1974 to byl Hewish, který za podíl na výzkumu a objevu pulzarů získal Nobelovu cenu a na Bellovou se zapomnělo.

Na počátku byl neutron

Pojem neutronové hvězdy je s námi již poměrně dlouho. Jen co byl Jamesem Chadwickem v roce 1932 pomocí série srážek nabitých částic s atomy vodíku objeven neutron, tak již rok poté představili Baade a Zwicky koncept neutronové hvězdy jako možné stadium konce hvězdného života. Na existenci neutronových hvězd ukazovala první pozorování v polovině 60. let minulého století. Jako první to bylo pozorování radiových pulzů Jocelyn Bellové rok poté, v roce 1968 pak objev pulzaru v Krabí mlhovině. Od té doby do dneška známe téměř 2000 neutronových hvězd pozorovaných ve většině případů právě v podobě pulzarů.

Neutronové hvězdy patří ve hvězdném vývoji na úplný konec životního cyklu hvězdy. Jsou sice exotickými objekty vesmíru, ale jejich podstata není tak těžce uchopitelná jako u jejich extrémnějších sousedů – černých děr. Projděme si proces jejich vzniku, během kterého nám všechny jejich vlastnosti doslova vyvstanou před očima.

Neutronové hvězdy vznikají ze supernov

Hvězda na konci svého životního stadia se vyznačuje termonukleárním dohoříváním jaderného paliva. Jakmile se začne v jádru hvězdy hmotnější než 10 sluncí hromadit „železný popel“, začne se hvězda hroutit. Výsledkem je výbuch tzv. supernovy II. typu. Zjednodušeně řečeno, hvězda se pomyslně rozdělí na husté, hmotné a rychle nabývající železné jádro a na obal, kde dobíhá celý řetězec nukleárních reakcí. Během jediného okamžiku pak dojde k prudkému zhroucení nejniternějšího centra hvězdného jádra. Železné centrum hvězdy již není schopno vzdorovat obrovskému gravitačnímu tlaku.

Jádra železa se hroutí a emitují gama paprsky, které obratem ničí další okolní atomová jádra nechávajíce vzniknout jádra helia a neutrina. Dochází ke kritickému okamžiku, který trvá jen zlomek vteřiny a obrací celý proces dosavadního vývoje hvězdy, který trval miliardy let.

Bouřlivý konec i začátek

Až do chvíle, kdy vznikalo železo jako popel po jaderném hoření, byla energie ve hvězdě uvolňována. Jenže železo je na samotném dně energetické výtěžnosti. Žádný z jaderných procesů se železem již energii neprodukuje, ale jen spotřebovává. Jestliže gravitace a gama záření způsobuje rozpad železa na helium a neutrina, pak v tuto chvíli hvězda svoji nahromaděnou energii v jádře požírá, což umocňuje převahu gravitačního tlaku na nitro hvězdy. Dochází k lavinovému efektu. V tom jediném zlomku vteřiny dochází ke slití elektronů a protonů v jádře, z nichž v inverzním beta rozpadu vznikají neutrony a neutrina.

Okamžik trvající milisekundy fyzicky oddělí jádro a obal hvězdy. Jádro hvězdy již má hustotu jádra atomu, zatímco obal je odmrštěn do prostoru tlakovou vlnou, na jejímž počátku je vlna neutrin a na konci obří tlaková vlna záření a částic, která rozcupuje hvězdnou obálku do okolního prostoru. Hvězda exploduje. V odmrštěné obálce dochází srážkami s částicemi a gama zářením ke vzniku nejtěžších prvků periodické tabulky. Hroucení jádra se při vzniku neutronové hvězdy zastaví na tlaku tzv. neutronového „plynu“. Z jádra vzniká neutronová hvězda, zatímco obal ještě stále podstupuje pod tlakem okolního záření a plynu bouřlivou explozi, která trvá celé další hodiny.

Hustý a rychle rotující kompaktní objekt

Výsledkem je rozmetané prachoplynné mračno a malý kompaktní objekt o rozměrech několika kilometrů, který se nepředstavitelně rychle otáčí a má hustotu, která jde zcela mimo lidskou představivost. Rychlost rotace je dána právě jejím vývojem. Během kolapsu si totiž hvězda uchová svůj úhlový moment hybnosti. Je to přesně to, co provádí při piruetě krasobruslař. Jakmile při otáčení připaží, zvedne se jeho rychlost rotace několikanásobně. A tak si představte hvězdu, která má „rozpaženo“ do vzdálenosti několika milionů kilometrů a najednou připaží na průměr jednotek kilometrů.

A to je dost opodstatněný důvod k tomu, aby taková neutronová hvězda uměla v tu chvíli provést za sekundu i stovky otoček. Typická neutronová hvězda má hmotnost 1,3 až 2,1 Sluncí a průměr něco přes 20 km. Tedy má srovnatelnou hmotnost se Sluncem, ale je 50 000krát menší! Tomu odpovídá i hustota neutronové hvězdy – je dokonce lehce větší než hustota atomového jádra a číselně bychom ji mohli napsat jako 500 tisíc milionů milionů kilogramů na metr krychlový (5×1017 kg/m3). To je jako nacpat celou lidskou populaci žijící na zeměkouli do jediné kostky cukru!

Rentgenová observatoř Chandra používaná k detekci x-ray pulzarů

Uvnitř vládne jen matematika

Zdálo by se, jako by celý proces byl perfektní a neutronová hvězda se skládala z nesmírně husté omáčky neutronů, jenže tak obyčejné těleso neutronová hvězda rozhodně není. Nejenže musíme zcela pominout představu neutronové hvězdy jako hvězdy v běžném slova smyslu -například zde již neexistuje plynný povrch ani nukleární hoření -, ale musíme také opustit naši představu koule jednolitě vyplněné nějakou „neutronovou hmotou“. V podstatě ani v úplném nitru nenajdeme čistý „neutronový materiál“. Přesto má neutronová hvězda poměrně přirozenou strukturu. To vše ale můžeme tvrdit jen s ohledem na naše dosavadní matematické modely. Než fyzicky rozřízneme naši první neutronovou hvězdu, abychom se podívali dovnitř, tak to ještě nějaký ten „pátek“ potrvá.

Trochu exotiky

I když má neutronová hvězda vždy podobnou strukturu, známe mnoho jejích typů. Za to mohou převážně dva jevy. Buďto rozdílná magnetická pole, anebo vnější vliv například v podobě hvězdného souseda. Mezi těmito typy tak můžeme najít mnohé exotické formy. Od neutronových hvězd s nepředstavitelně silným magnetickým polem (magnetary) přes pulzary aktivní v radiovém oboru až přes binární systémy se silným vyzařováním v rentgenové oblasti.

Přátelé sci-fisi mohou představovat i hypotetické objekty typu kvarkových nebo preonových hvězd, které však dosud nebyly ani potvrzeny, ani hodnověrně modelovány. Dnes známe na 2000 neutronových hvězd, z nichž naprostou většinu tvoří radiové pulzary. Proto jsou pro nás pulzary tak důležitou rodinou neutronových hvězd, a proto je objevu Jocelyn Burnellové Bellové přikládán tak veliký význam.

Cesta do nitra neutronové hvězdy

Předpokládá se, že neutronové hvězdy mají atmosféru, její složení je ale nejisté. Atmosféra se však od obyčejných hvězd bude lišit především v důsledku silné gravitace a extrémně silného magnetického pole. Její tloušťka bude dosahovat řádově centimetrů, některé zdroje uvádějí až 1 metr. Povrch Jakmile se dotkneme povrchu neutronové hvězdy, narazíme na bláto. Ovšem v silně nadneseném smyslu. Povrch neutronové hvězdy je pokryt extrémně pevnou železnou krustou. Železo má vazebně nejstabilnější jádro, a tak je logickým vyústěním vlivu extrémní gravitace, která je stomiliardkrát silnější než na Zemi.

Přesto se dá předpokládat, že na neutronovou hvězdu padají z okolního vesmíru i další prvky, které mohou na povrchu vytvořit pokrývku ionizovaných atomů, jež může mít při povrchové teplotě milionů stupňů i podobu tekutiny nebo supertekutiny. K jádru I když vcelku hojně narazíme na modely, které na povrchu neutronových hvězd popisují tzv. „hory“, jsou tím vším myšleny útvary o velikosti maximálně pěti milimetrů. Ty by mohly vzniknout v důsledku boje mezi magnetickým polem a nepředstavitelně silnou gravitací, která však nakonec vždy převládne a povrch hvězdy vyhladí.

Hustota neutronové hvězdy není konstantní. Pod povrchem je „pouze“ několik miliard kg/m3 a směrem k nitru stoupá. Vše, co víme o nitru, je dílo (ne) dokonalosti našich stavových rovnic, na které se musíme spolehnout. S poměrně dobrou spolehlivostí však můžeme říci, jak se struktura s rostoucí hloubkou mění. Ještě dlouho pod povrchem zůstává zachována klasická struktura atomových jader, která jsou však slita do jednolitých slupek.

Cesta do nitra neutronové hvězdy

Mezi jádry se pak potulují zmatené elektrony. Když se po slupkách blížíme k nitru, převládají v atomových jádrech neutrony, a naopak se vytrácejí protony a elektrony. Vznikají tak extrémně hmotná, v pozemském prostředí nepředstavitelná, atomová jádra s obrovskými nukleonovými čísly. V neutronových hvězdách mohou existovat díky obrovskému tlaku, jímž gravitace drží hvězdu pohromadě a kterému odolávají jen tlak silné jaderné interakce. S dalším krokem blíž centru mizí i vzájemné propojení jader superatomů a vlastně mizí i pojem atomových jader.

Přibývání neutronů totiž není nekonečné. V neutronové hvězdě se nachází tzv. mez neutronové přesycenosti. To když superatomy nezvládají jednotlivé neutrony ještě dále držet, a ty pak „vykapávají“ z jádra ven („neutron drip“). Ze slupek spojených superatomů jsou tak najednou vyděleny nejen elektrony, ale také neutrony. Protonů i elektronů ubývá, neutronů přibývá, až dojdeme k úplnému centru neutronové hvězdy. O složení centra hvězdy však můžeme zatím jen spekulovat. Zde už naše stavové rovnice selhávají.

Pulzary

Pulzary jsou pro nás nejlépe pozorovatelnými zástupci neutronových hvězd. Neutronové hvězdy se vyznačují extrémně silným magnetickým polem, které doslova vládne každému unikajícímu paprsku z nitra neutronové hvězdy. A ve většině případů není magnetická osa totožná s osou rotace. Když to celé zkombinujeme s vysokou rychlostí rotace neutronové hvězdy, dostáváme nejen silný, ale také velmi rychlý kosmický maják.

Velká část záření se totiž z neutronové hvězdy sveze po ekvipotenciálních plochách magnetických siločar k magnetickým pólům, odkud je doslova vystřelována pryč do kosmu rychlostí o hodnotě až poloviny rychlosti světla. Mezi pulzary rozlišujeme tři typy neutronových hvězd. První je klasická neutronová hvězda, jejíž energie uniká magnetickými póly na úkor rotace hvězdy. Druhý typ je taková neutronová hvězda, která září na úkor extrémně silného magnetického pole, a třetí typ získává energii požíráním materiálu nějaké okolní hvězdy – tedy akrecí.

Nejčtenější