Pulsary a kosmický výzkum

Jen málokdo dnes nezná neutronové hvězdy. Ještě před sto lety ovšem vědci ani netušili, že existují samotné neutrony, natožpak hvězdy z nich složené. První takové objekty našli astronomové až v 60. letech minulého století a rozpoutali tím hotovou tsunami. Od té doby probíhá nesmírně intenzivní výzkum neutronových hvězd a jejich jednotlivých typů. O těchto objektech jsme získali spoustu znalostí a zjistili jsme, že jsou ještě mnohem podivnější, než jsme se vůbec odvážili doufat. Dnes si některé z již dlouho známých informací, ale i nových objevů o neutronových hvězdách představíme více dopodrobna. Začít ale musíme u toho, jak fyzikové objevili částice zvané neutrony.

Objev neutronu

Moderní atomová teorie vznikla již v 18. století zásluhou Rudera Boškovice a v 19. století se postupně začala čím dál více prosazovat. Definitivní potvrzení přišlo ovšem až roku 1905 díky Einsteinovi. V té době již také byly známy částice atomového obalu – elektrony. Ty objevil roku 1897 britský fyzik J. J. Thomson (Nobelova cena 1906). Koncem prvního desetiletí 20. století navíc Hans Geiger a Ernest Marsden v proslulém a klíčovém experimentu objevili atomové jádro. Roku 1919 zjistil novozélandský fyzik Ernest Rutherford, že se toto jádro skládá z kladně nabitých částic, které nazval protony.

Vědcům bylo zřejmé, že skutečné atomy nejsou, na rozdíl od jejich antických předobrazů, nejmenší a nedělitelné části hmoty. Do celkového obrazu ale přece jen stále něco scházelo. Původně měli experti za to, že se atomové jádro skládá z protonů a elektronů. Nicméně tato hypotéza se brzy ukázalo jako neudržitelná, jelikož experimentální a předpovězené výsledky vykazovaly značný rozpor. A zákony čerstvě objevené kvantové mechaniky této představě také příliš nepřály. Ovšem ani jádro složené čistě z protonů nebylo příliš pravděpodobné, vzhledem k silnému odpuzování kladných nábojů.

Sám Rutherford proto předpověděl existenci nové částice hmotností srovnatelné s protonem, ale s nulovým elektrickým nábojem. Celou dekádu zůstala Rutherfordova předpověď nepotvrzená. Až roku 1931 se objevila naděje, když Herbert Becker a Walther Bothe detekovali neutrální záření, které získávali při ostřelování beryllia alfa částicemi (jádra helia ⁴He). Nesprávně ovšem předpokládali, že se jedná o velmi energetické gama záření (fotony).

S jejich výkladem nesouhlasili manželé Frédéric a Irene Joliot-Curie. Než však stihli fenomén pořádně prozkoumat, vysvětlil celou záležitost britský fyzik James Chadwick. Zjistil, že berylliové záření dokáže z látky vyrážet protony, ale i jádra dalších lehkých prvků (helia, lithia…). Při studiu interakce beryliového záření s parafínem a dusíkem objevil Chadwick, že částice tohoto záření jsou přibližně stejně těžké jako protony, pronikají ale mnohem hlouběji do látky. To je důkazem nulového elektrického náboje, neboť pronikavost částic o stejné hmotnosti a rychlosti závisí pouze na velikosti elektrického náboje. Neutrony byly konečně objeveny.

Chadwicka za jeho průlom v roce 1935 vyznamenala Nobelovská komise oceněním za fyziku. Občas se lze setkat s tvrzením, že ve stejné době detekoval neutrony též německý fyzik Hans Falkenhagen, který však ze strachu, že bude objev zneužit nacistickým režimem své výsledky nepublikoval. Toto tvrzení se nicméně zřejmě nezakládá na pravdě, známé dokumenty hovoří proti, byť zcela přesvědčivé důkazy chybí.

Kdo ovšem neutrony skutečně našel, ale výsledky své práce neuveřejnil, byl mladý italský fyzik Ettore Majorana. Ten správně pochopil a interpretoval výsledky Beckera, Botheho a manželů Joliot-Curie, jenže i přes urgence svého školitele Enrica Fermiho se k publikaci nikdy nedostal. Proto se ani s Chadwickem nemohl podělit o Nobelovu cenu. V roce 1938 navíc Majorana při plavbě z Palerma do Neapole záhadně beze stopy zmizel. Vyšetřování z roku 2015 seznává, že byl fyzik prokazatelně živ ještě v roce 1959, kdy pobýval ve Venezuele. Zmizení tedy bylo jeho dobrovolným aktem, přesné důvody, jež jej vedly k tomuto kroku ovšem zůstanou zřejmě už navždy zahaleny rouškou tajemství.

Baadeho a Zwickyho předpověď

James Chadwick publikoval objev neutronu 2. února 1932. Poté stačily pouze necelé dva roky, aby si nově objevené částice našly praktické uplatnění a to konkrétně v astrofyzice. Na počátku 30. let byla velkým tématem tohoto vědního oboru otázka původu velmi jasných vzplanutí hvězd zvaných novy. Nikdo nevěděl, co přesně tyto objekty pohání a jak mohou generoval tak obrovské množství energie.

Na problému pracovali i přední astronomové té éry Walter Baade a Fritz Zwicky. Walter Baade se narodil v roce 1893 v Německu, ovšem roku 1931 emigroval do USA. Zwickyho původ je podstatně komplikovanější. Po otci Fridolinovi měl švýcarské občanství, matka Františka byla Češka. Narodil se však v bulharské Varně, kde jeho otec pracoval. Již ve věku šesti let jej ale rodiče poslali kvůli studiu za příbuznými do Švýcarska, kde působil až do roku 1925.

Zwicky byl velmi složitá osobnost. Na jedné straně génius, vizionář a humanista, na druhé straně mrzout s velmi svérázným smyslem pro humor. Je například známo, že osoby, které neměl rád (především pak astronomy z observatoře Mount Wilson) označoval jako sférické zmrdy, neboť vypadali jako zmrdi ze všech stran. Své studenty zase oslovoval: „A ty jsi sakra kdo?“. Ať už si ale o Zwickym jako o člověku myslíme co chceme, nelze mu upřít velké zásluhy v mnoha oblastech astrofyziky a kosmologie. Nás dnes bude zajímat jeho práce v oblasti výzkumu supernov.

15. prosince 1933 pronesli Baade a Zwicky na půdě Stanfordovy univerzity důležitou přednášku, v níž předpokládali existenci tzv. supernov u nichž současně vysvětlili jejich původ a fyzikální podstatu. V té době se běžně užíval pojem nova, dle pojednání Tychona Brahe, který jeden takový objekt v 16. století pozoroval. Baade a Zwicky nicméně zjistili, že se pod tento pojem zahrnují dva zcela rozdílné typy astronomických úkazů.

Zatímco novy jsou způsobeny přetékáním hmoty z hvězdy hlavní posloupnosti na bílého trpaslíka, kde vlivem toho dojde k zažehnutí termojaderné fúze, supernovy jsou, jak Baade a Zwicky zjistili, obvykle masivní hvězdy na konci svého života, které se gravitačně zhroutí a přitom uvolní obří množství energie. Předpona super vyjadřuje, že se při výbuchu supernov uvolňuje výrazně více energie než při vzplanutí novy. A existuje dokonce kategorie extrémně silných supernov nazývaných hypernovy.

Aby Baade s Zwickym mohli vysvětlit jak mohou supernovy generoval tolik energie, předpokládali, že při těchto explozích dochází k odhození vnějších obálek hvězdy, zatímco jádro hvězdy se stlačí a přemění na neutronovou hvězdu. Jedná se o nově navržený druh objektu, jenž je tvořený z velké části (ale nejen) neutrony. Oba muži se domnívali, že jsou tato tělesa složena z neutronů natlačených extrémně blízko k sobě. Dnes víme, že struktura neutronových hvězd je poněkud složitější, avšak podstatné je, že v principu měli Baade a Zwicky pravdu.

Správně také předvídali, že bezprecedentní množství energie uvolněné při explozi získává supernova pomocí uvolnění gravitační vazebné energie neutronové hvězdy. Při vzniku neutronové hvězdy dochází k procesu tzv. neutronizace, kdy jsou elektrony z atomárních obalů vlivem extrémního tlaku vmáčknuty dovnitř atomových jader. Protony v jádrech atomů se tím změní na neutrony a vznikne tak neutronový degenerovaný plyn, který poté nalezneme v centru výsledné neutronové hvězdy.

Přednáška Waltera Baadeho a Fritze Zwickyho krásně ukazuje velmi úzké propojení jaderné fyziky a astrofyziky. Stačilo jen několik měsíců a objev Jamese Chadwicka našel uplatnění v jiné části fyziky. V té době ovšem „pouze“ jako zajímavá možnost. Zwicky chtěl ale svou hypotézu podpořit přímo, proto začal po supernovách aktivně pátrat a sám jich za svůj život nalezl 120, což byl rekord (mezi jednotlivci, přístroje a skupiny nepočítáme) až do roku 2009, kdy jej překonal anglický astronom Tom Boles.

Chandrasekharův a Oppenheimerův-Tolmanův-Volkoffův limit

Již v několika minulých článcích jsme hovořili o existenci Chandrasekharova limitu hmotnosti bílých trpaslíků. Zatímco hvězdy hlavní posloupnosti mohou disponovat velmi širokou škálou hmotností, u těchto objektů, které jsou závěrečnou vývojovou fází lehčích hvězd tomu tak není. Indický fyzik Subrahmanyan Chandrasekhar spočítal v roce 1930, že bílí trpaslíci mohou dosáhnout maximálně 1,44 násobku sluneční hmotnosti (M_S).

Slavný sovětský teoretický fyzik Lev Davidovič Landau řešil o dva roky později otázku, zda existuje nějaký absolutní hmotnostní limit pro tělesa držená pohromadě gravitační silou. Aplikoval přitom tehdy poměrně nově známou kvantovou mechaniku, přesněji řečeno Pauliho vylučovací princip, jenž říká, že žádné dva nerozlišitelné fermiony (částice s poločíselným spinem, mezi něž řadíme i neutron) nemohou být ve stejném kvantovém stavu. Landau ve své práci ukázal, že takovéto omezení hmotnosti vyplývající z kvantové mechaniky skutečně existuje.

Landauova práce začala být v astrofyzice vysoce aktuální po Baadeho a Zwickyho návrhu existence neutronových hvězd. Někteří odborníci se začali zajímat, zda pro neutronové hvězdy také existuje podobná horní mez hmotnosti jako je tomu u bílých trpaslíků a Chandrasekharova limitu. Kanadský fyzik ruského původu George Volkoff a jeho školitel J. Robert Oppenheimer, pozdější vědecký ředitel projektu Manhattan, v jehož rámci Američané vyvinuli atomovou bombu, v roce 1939 zjistili, že takovýto limit skutečně existuje.

Oppenheimer a Volkoff, kteří vycházeli z dřívější práce fyzika a chemika Richarda Tolmana, se domnívali, že neutrony v neutronové hvězdě tvoří tzv. Fermiho plyn, tedy jakousi polévku mnoha vzájemně se téměř neovlivňujících fermionů. Za použití těchto předpokladů se tehdy Oppenheimer s Volkoffem dopočítali k hodnotě zhruba 0,7 M_S. Tedy méně než Chandrasekharův limit, což je poměrně zvláštní.

Později se však ukázalo, že musíme vzít do úvahy také silné odpudivé síly mezi neutrony, proto se v moderní době experti dostávají k významně vyšším hodnotám. Jelikož ale nejsou dobře známy stavové rovnice pro extrémně hustou hmotu jaká se vyskytuje i v neutronových hvězdách (neutronový degenerovaný plyn), existuje relativně velké rozpětí určení těchto hodnot. Teoretické práce vedou k výsledkům 1,5 – 3,0 M_S. Je zde navíc další překážka, jelikož toto platí pouze pro nerotující objekty. Jestliže neutronová hvězda rotuje, zvyšuje se limit asi o 18 – 20 procent.

Fyzikové si tedy pomáhají pozorováním. Nejtěžší známé neutronové hvězdy mají hmotnost někde v rozmezí 2,2 – 2,4 M_S, s výjimkou jednoho případu objektu s 2,7 M_S, u nějž je ale současně vcelku značný rozptyl chyby měření. U jedné z neutronových hvězd naopak známe hmotnost s velkou mírou jistoty, víme proto, že minimální hodnota Oppenheimerova-Tolmanova-Volkoffova (TOV) limitu je 2,01 M_S. Pozorování gravitačních vln a krátkých gama záblesků určují hodnotu na asi 2,3 – 2,37 M_S.

Jestliže nějaká neutronová hvězda překročí TOV limit, stane se z ní černá díra. K tomu dojde i u velmi těžkých hvězd hlavní posloupnosti, které se změní přímo na černou díru. Experti pozorují též nejlehčí černé díry. Prozatím bylo nalezeno několik černých děr o hmotnostech mezi 3,3 a 4,0 M_S, opět s jedním sporným objektem s hmotností 3,04 M_S, kde však může být zjištěná hodnota podceněná.

Odborníci také znají několik objektů vyskytujících se mezi nejtěžšími známými neutronovými hvězdami a nejlehčími černými dírami. Je možné, že jejich hmotnost byla podhodnocena či nadhodnocena a nakonec zapadnou do jedné ze škatulek, lze si také představit, že přesná hodnota TOV limitu je poněkud vyšší či nižší, takže se tato tělesa opět zařadí do jedné z kategorií. Fyzikálně nejzajímavější je nicméně třetí možnost, jež říká, že se může jednat o exotické objekty jako například kvarkové či preonové hvězdy.

Objev neutronových hvězd

Ačkoliv Fritz Zwicky po neutronových hvězdách pátral, nikdy se mu nepodařilo žádnou detekovat. Taková běžná neutronová hvězda vytvořená převážně neutronovým degenerovaným plynem je totiž velmi malý a tím pádem i slabý objekt. Specialisté se dlouho domnívali, že jsou všechny neutronové hvězdy příliš slabé na to, aby bylo možné je pozorovat. V listopadu 1967 si ovšem italský astrofyzik Franco Pacini uvědomil zajímavou věc. Pokud neutronová hvězda rotuje a má silné magnetické pole, měla by velmi intenzivně emitovat elektromagnetické záření, což by mohlo umožnit její nalezení.

V témže roce a dokonce i v témže měsíci procházela čtyřiadvacetiletá studentka Jocelyn Bell data pořízená radioteleskopem v Cambridge. Používala je v rámci svého doktorského studia zaměřeného na výzkum tehdy nedlouho známých kvasarů. V údajích ze srpna 1967 našla něco velmi zvláštního. Šlo o signál opakující se periodicky asi každé 1,33 sekundy.

S Jocelyn Bell tehdy pracoval Antony Hewish, jenž vedl její disertační práci a vyvinul radioteleskop, který podivná data naměřil. Hewish byl zpočátku k výsledkům poněkud skeptický, domníval se, že půjde pravděpodobně o nějaký rádiový šum pozemského původu. Jenže na datech z dalších měsíců se ukázalo, že se onen tajemný zdroj vyskytuje vždy na stejném místě na obloze, což pozemský zdroj zcela vylučovalo.

Dvojice astronomů dokonce chvíli zvažovala možnost objevu známek inteligentního mimozemského života. Detekovaný zdroj žertem pojmenovali LGM-1, tedy Little Green Men 1. Sama Jocelyn Bell k tomu později uvedla: „Sice jsme doopravdy nevěřili, že jsme zachytili signály z jiné civilizace, ale ta myšlenka nám prolétla hlavou a neměli jsme žádný důkaz, že jde o přirozené rádiové záření. Je to zajímavý problém. Pokud si někdo myslí, že mohl objevit jinde ve vesmíru život, jak zodpovědně oznámit výsledky? Komu to říct první?“

Již 21. prosince 1967 ale Jocelyn Bell objevila druhý signál téhož druhu v jiné části oblohy, což učinilo hypotézu mimozemských signálů velmi nepravděpodobnou. Původní signál ze srpna 1967 navíc nezávisle potvrdilo měření z dalšího radioteleskopu. Zdálo se, že pozorovaná data jsou přirozeného původu. Žádný vyhovující astronomický objekt v té době znám nebyl. Brzy se ale ukázalo, že jde o rádiové emise z objektu nazvaného CP 1919, kde CP značí Cambridge Pulsar a 1919 označuje rektascenzi v hodinách a minutách. Pozdější označení je PSR B1919+21.

Nový typ astronomického objektu tedy dostal jméno pulsar. V první verzi šlo sice o pulsující rádiový zdroj, to ale vědecký reportér deníku Daily Telegraph zkrátil právě na pulsar, a tento název už se ujal. Objev astronomové oznámili v roce 1968 a Antony Hewish k tomu poznamenal: „Jsem si jistý, že právě dnes se každý radioteleskop dívá na pulsary.“

Nobelovská kontroverze

V roce 1974 získali Nobelovu cenu za fyziku jako vůbec první astronomové v historii Martin Ryle a výše zmíněný Antony Hewish. Komise je ocenila především za práci na konstrukci revolučních radioteleskopů, u Hewishe ovšem zmínila také podíl na objevu pulsarů. A právě to se stalo předmětem obří kontroverze, která přetrvává dodnes. Místy přerůstá dokonce až do dosti nechutných kulturních válek.

Ostatně posuďte sami. Významný astronom Fred Hoyle se kvůli rozhodnutí neudělit cenu Jocelyn Bell proti Nobelovské komisi ostře vymezil, což mohl být jeden z faktorů, proč on sám nebyl oceněn v roce 1983 společně s Williamem Fowlerem. Některé radikální feministické kruhy také za Jocelyn Bell bojují a to někdy i dosti nevybíravě. Jejich terčem se totiž stával Antony Hewish, který si jednak ocenění za svou dřívější práci bezesporu zasloužil a jednak v komisi, jež mu cenu udělila neseděl, ale dokonce i Martin Ryle, jenž měl s případem objevu pulsarů společného jen velmi málo.

Jocelyn Bell, respektive v té době již Jocelyn Bell-Burnell, sama prohlásila, že být ženou ve vědě bylo v té době těžké a že čelila spoustě nejrůznějších předsudků. Při oznámení objevu pulsarů se například novináři Hewishe ptali na vědu a jí na počet partnerů nebo barvu vlasů. Pokud však jde o rozhodnutí Nobelovské komise, nepociťuje žádnou hořkost, jak vyplývá z jejího vyjádření z roku 1977.

„Za prvé, spory o vymezení hranic mezi studentem a vedoucím je velmi obtížné, možná dokonce nemožné vyřešit. Za druhé, je to právě vedoucí, kdo má konečnou odpovědnost za úspěch nebo neúspěch projektu. Slýcháme o případech, kdy vedoucí obviňuje svého studenta z neúspěchu, ale víme, že je to vždy z velké části chyba vedoucího. Zdá se mi proto spravedlivé, že by z úspěchů měl těžit i vedoucí. Za třetí, domnívám se, že by to ponížilo Nobelovy ceny, kdyby byly udělovány studentům, s výjimkou velmi výjimečných případů, a nemyslím si, že toto je jeden z nich. Já sama z toho nejsem nijak naštvaná, koneckonců jsem v dobré společnosti.“

Dodejme ještě, že podobných případů, kdy Nobelovu cenu získal vedoucí, avšak nikoliv student, který se na práci podílel, najdeme celou řadu. Kupříkladu Césara Lattese v roce 1950. Jeho případ však nikoho příliš netrápí. Co za tím je? O tom můžeme jen spekulovat. Domnívám se však, že jde o kombinaci skutečnosti, že byl Lattes Brazilec, což je přeci jen prostředí poněkud vzdálené evropskému kulturnímu okruhu a také toho, že žádný účastník případu již dávno není naživu.

Na úplný závěr se sluší ještě poznamenat, že Jocelyn Bell-Burnell později získala řadu dalších významných fyzikálních ocenění, například Zlatou medaili Královské astronomické společnosti, Copleyho medaili, Herschelovu medaili a mnoho dalších.

Další význačné objevy

Jak Jocelyn Bell podotkla, jiní astronomové mohli objevit pulsary už dříve, ale jejich pozorování byla ignorována nebo přehlížena. Vhodné prostředí pro objev se utvořilo až kolem poloviny 60. let. První náznak představoval výzkum Antony Hewishe a Samuela Okoyeho, kteří v roce 1965 detekovali uvnitř Krabí mlhoviny zvláště intenzivní zdroj rádiového záření. O tři roky později objevil Richard Lovelace se svým týmem v Krabí mlhovině pulsar s periodou 33 milisekund, dnes známý jako Krabí pulsar nebo PSR B0531+21.

Tím poskytli klíčový důkaz pro tvrzení, že pulsary jsou rychle rotující neutronové hvězdy. Předtím se totiž část odborníků domnívalo, že jde o rychle rotující bílé trpaslíky. Jenomže bílí trpaslíci by nemohli rotovat takto rychle, nejsou na to dostatečně malí a kompaktní, takže by se rozpadli mnohem dříve, než by této rychlosti rotace dosáhli. Víme tedy, že pulsary jsou neutronové hvězdy. Zatímco však lze říci, že každý pulsar je neutronová hvězda, opačně tento vztah není platný. Jako pulsar registrujeme pouze ty neutronové hvězdy, jejichž záblesky elektromagnetického záření míří směrem k Zemi.

Ještě v roce 1967 zkoumal sovětský astrofyzik Josif Samuiloič Šklovskij zdroj rentgenového záření Scorpius X-1 vzdálený asi 9 000 světelných let ve směru souhvězdí Štíra. Objevil, že pozorované silné rentgenové záření pochází z neutronové hvězdy, jež zrovna nasává hmotu ze svého společníka, běžné hvězdy hlavní posloupnosti. Podobné projevy v roce 1971 detekovali vědci také u 18 500 světelných let vzdáleného systému Centaurus X-3 ležícího ve směru souhvězdí Kentaura.

Roku 1974 objevili američtí vědci Russell Hulse a Joseph Taylor první binární systém neutronových hvězd. Jde o soustavu běžné neutronové hvězdy a pulsaru PSR B1913+16. Na tomto systému se podařilo skvěle otestovat zákony obecné relativity a provést první přímý důkaz gravitačních vln. Počátkem nového tisíciletí objevila italská astronomka Marta Burgay první systém, kde se obě složky projevují jako pulsary – PSR J0737-3039. Také u něj se dnes testuje obecná relativita.

Počátkem 80. let našel tým vedený americkým astrofyzikem Donem Backerem první milisekundový pulsar. PSR B1937+21 má periodu jen 1,56 milisekundy, kolem své osy se za jedinou sekundu otočí 642 krát. Dlouho šlo o nejrychleji rotující známý pulsar, až dokud nebyl v roce 2004 objeven PSR J1748-2446 ad, který se kolem své osy otočí 716 krát za sekundu. A nedávno vědci díky datům z kosmických observatoří INTEGRAL a RXTE objevili náznak, že jedna neutronová hvězda se kolem své osy otočí za sekundu dokonce 1122 krát!

V roce 1992 se pulsar PSR B1257+12 stal první známou hvězdou, kromě Slunce, kolem níž obíhají planety. Polák Aleksander Wolszczan a Kanaďan Dale Freil zde detekovali hned dvě exoplanety. O dva roky později k nim přibyla ještě třetí. Od té doby našli astronomové u dalších dvanácti pulsarů celkem třináct planet.

Vznik neutronových hvězd

Už víme, že jsou neutronové hvězdy konečným vývojovým stádiem těžkých hvězd. Jakákoliv hvězda hlavní posloupnosti těžší než 8 M_S může vytvořit neutronovou hvězdu. Možná se ptáte proč právě 8 M_S, když jsme si řekli, že TOV limit je zhruba na úrovni 2, nebo 3 M_S. Důvod spočívá ve skutečnosti, že hvězda mezi fází hlavní posloupnosti a dosažením konečného vývojového stádia prochází ještě některými dalšími fázemi, během nichž může část hmoty odhodit.

Na hlavní posloupnosti spalují hvězdy obvykle vodík, v pozdějších vývojových fázích se ovšem dostanou na řadu i další prvky, až nakonec těžší hvězdy vytvoří jádro ze železa. Tento prvek je zvláštní tím, že má nejvyšší vazebnou energii na jeden nukleon. Ze železa tedy již nelze získat žádnou energii ani fúzí, ani štěpením. Jaderná fúze se proto v jádru takové hvězdy zastaví. Fúzní reakce však stále probíhají ve vyšších vrstvách hvězdy. Proto na železné jádro dopadají nánosy další hmoty, což vede k tomu, že hmotnost jádra překročí Chandrasekharův limit.

V tu chvíli již není tlak elektronového degenerovaného plynu schopen udržet jádro pohromadě a dochází k jeho zhroucení. Při překonání teploty zhruba 10⁹ K se projeví tzv. fotodesintegrace, vysokoenergetické gama záření rozbije jádra atomů železa na alfa částice (jádra helia). Když teplota ještě stoupne, nastane tzv. elektronový záchyt, reakce při níž se elektrony spojí s protony za vzniku neutronů a obrovského množství neutrin.

V okamžiku, kdy hustota hmoty v jádru dosáhne hodnoty srovnatelné s hustotou atomového jádra, projeví se kombinace tlaku neutronového degenerovaného plynu a odpuzování mezi neutrony způsobeného silnou jadernou interakcí, což kolaps zastaví.

Když ustane stlačování jádra, zastaví se také vnější slupky hvězdy, které do té doby padaly směrem ke středu. V tuto chvíli zaúřadují zmíněná neutrina, jež pád obálky do jádra zastaví a tuto naopak odmrští směrem ven. Neutrina sice s hmotou interagují jen velmi málo, ale v tomto případě jejich tok na odhození vnějších vrstev hvězdy bohatě postačuje. Vrstvy odmrštěné neutriny utvářejí supernovu, zatímco z jádra se stává neutronová hvězda.

Pokud vzniklá neutronová hvězda překračuje TOV limit, dojde k dalšímu zhroucení na černou díru. K tomu může dojít i později po napadání hmoty z výbuchu supernovy zpět na neutronovou hvězdou a naopak se také ukazuje, že za jistých podmínek se může černá díra vytvořit přímo, bez mezistupně v podobě neutronové hvězdy.

Vlastnosti neutronových hvězd

Se vznikem neutronových hvězd velmi úzce souvisí řada jejich důležitých a charakteristických vlastností. Typickým příkladem je jejich rychlá rotace. Když se totiž jádro masivní hvězdy zhroutí do neutronové hvězdy, ponechává si převážnou většinu svého momentu hybnosti. Neutronová hvězda má nicméně jen malý zlomek rozměru původní hvězdy, a proto je rychlost její rotace ve srovnání s hvězdou z níž vznikla obrovská. Periody rotace neutronových hvězd se pohybují od 1,3 milisekundy do 75,9 sekundy. Důležité je poznamenat, že se rychlost rotace postupně, ale velmi pomalu, snižuje.

V neutronových hvězdách také nalezneme hmotu o nepřestavitelně velké hustotě. Celková hustota je obvykle 10¹⁷ kg/m³, což je srovnatelné s hustotou hmoty v atomovém jádru a jde asi o 10¹⁴ krát vyšší hustotu než u Slunce a 10¹¹ krát vyšší než u Země. Hmota v neutronové hvězdě ale není hustá všude stejně. Na povrchu jde o hodnoty asi 10⁹ kg/m³, v jádru je to více než hustota hmoty v atomovém jádru, až 10¹⁸ kg/m³. V tomto případě se bavíme o tak husté hmotě, že by čajová lžička materiálu z neutronové hvězdy vážila asi 10¹² kg, což je 900 krát více než má Velká (Chufuova) pyramida v Gíze. Ostatně je to logické, neboť hmotnost Slunce musíme vtěsnat do rozměru zhruba 20 kilometrů. Při takové hustotě by se Země vešla do průměru 305 metrů (radioteleskop Arecibo).

Mimochodem, atomová jádra a neutronové hvězdy mají společné složení z nukleonů a právě zmíněnou hustotu. Proto se o neutronových hvězdách někdy hovoří jako o obřích atomových jádrech. To je však dosti nepřesné, jelikož zde nalezneme také řadu rozdílů. Zatímco atomové jádro drží pohromadě silná jaderná interakce, u neutronových hvězd hraje zásadní roli gravitace. A jak už jsme si řekli, hmota v neutronových hvězdách je různě hustá v závislosti na místě, kde se nachází. U atomového jádra je však hustota všude stejná.

Také tlak působící v těchto objektech je bezprecedentní, pohybuje se od 10³¹ Pascalů na povrchu po 10³⁴ Pascalů v jádře. Ačkoliv i tlak v jádru Slunce je extrémní, tlak v centru neutronové hvězdy je ještě 10¹⁸ krát větší a je srovnatelný dokonce s tlakem uvnitř nukleonů, tedy protonů a neutronů.

Teplota uvnitř právě zformované neutronové hvězdy dosahuje 10¹¹ až 10¹² Kelvinů. V této fázi však hvězda vyzařuje obrovské množství neutrin, které odnášejí energii, takže teplota objektu již za několik málo let poklesne asi na 10⁶ Kelvinů. Většina záření generovaného při této teplotě se pohybuje v rentgenové oblasti spektra.

Astronomové u neutronových hvězd také detekovali extrémně silná magnetická pole. V pozemské laboratoři dosáhli vědci nejvýše hodnoty 45 Tesla, což plně postačuje pro diamagnetickou levitaci živých žab. Avšak u neutronových hvězd detekujeme magnetická pole o intenzitě 10⁴ až 10⁷ Tesla, u zvláštního typu neutronových hvězd zvaných magnetary dokonce 10⁹ až 10¹¹ Tesla. Jak se mohla takto silná magnetická pole vytvořit není dosud zcela uspokojivě objasněno. Víme však, že zde mohou probíhat extrémně silná hvězdotřesení, což pozorovala mimo jiné kosmická observatoř RXTE.

Gravitace neutronových hvězd

Gravitační pole neutronové hvězdy je asi 10¹¹ krát silnější, než gravitační pole Země. To má celou řadu zábavných důsledků, neboť zde již musíme brát v úvahu relativistické efekty. Takto silné gravitační pole funguje například jako gravitační čočka, která ohýbá světlo neutronovou hvězdou vyzářené. Takže kdybyste mohli stát na neutronové hvězdě, viděli byste mnohem více, než jen polovinu povrchu. V některých případech by dokonce šlo z jediného bodu vidět 100 % zbylé plochy neutronové hvězdy.

Ve skutečnosti byste ovšem na neutronové hvězdě stát nemohli. Gravitace je tam totiž tak extrémní, že v případě pádu z výšky jednoho metru na hvězdu o poloměru 12 kilometrů by předmět dosáhl rychlosti 1400 kilometrů za sekundu. A ani by se na povrch nedostal celý, neboť v průběhu letu by jej obří slapové síly rozervaly v procesu tzv. špagetifikace. Žádný objekt by nepřežil pád v celku, došlo by až k jeho roztrhání na jednotlivé atomy.

Z důvodu silného gravitačního pole mají neutronové hvězdy nesmírně velkou únikovou rychlost. V případě Země a planet naší soustavy se jedná o jednotky až desítky kilometrů za sekundu, u neutronových hvězd jde až o 150 000 kilometrů za sekundu, což je polovina rychlosti světla. Typická neutronová hvězda má také dvojnásobek rozměru Schwarzschildova poloměru pro danou hmotnost, jinými slovy při stlačení na polovinu své velikosti by se proměnila v černou díru.

Výrazně se rovněž projevuje efekt gravitační dilatace času popsaný obecnou relativitou. Zatímco na povrchu neutronové hvězdy uplyne osm let, na Zemi by mezitím uplynulo celých deset roků. Hypoteticky by tedy šlo cestovat časem tím, že byste se dostali na povrch těchto exotických těles. Z důvodu uvedených výše to však jednoznačně nelze doporučit.

Relativistická stavová rovnice popisující materiál uvnitř neutronových hvězd není dosud přesně známa. Domníváme se pouze, že se výrazně liší od podobné rovnice popisující hmotu bílých trpaslíků. U nich si totiž vystačíme se speciální relativitou. V případě jejich těžších a menších sourozenců již ale nelze vliv obecné relativity ignorovat. Odborníci navrhli hned několik možných stavových rovnic, prozatím ale bez výsledku. Neznalost přesné stavové rovnice způsobuje i nejistotu v určení velikosti neutronových hvězd. Kupříkladu při hmotnosti 1,5 M_S, může mít hvězda poloměr 10,7 km, 11,1 km, 12,1 km nebo 15,1 km, v závislosti na tom, jakou stavovou rovnici využijeme.

Struktura neutronových hvězd

Se stavovou rovnicí je úzce provázaná i struktura neutronových hvězd, kterou odvozujeme především z matematických modelů, ale některé detaily známe i díky výzkumu oscilací jednotlivých objektů. V budoucnu může výrazně pomoci i asteroseismologie, věda zabývající se hvězdnými otřesy. Podobně jako umí seismologie odhalit vnitřní strukturu Země, může to asteroseismologie dokázat u hvězd.

Podle současných modelů se zdá, že neutronové hvězdy mají atmosféru silnou pouze několik mikrometrů (lze-li tedy vůbec o atmosféře v pravém smyslu hovořit). Její dynamika je plně v režii zdejších extrémně silných magnetických polí.

Pod atmosférou se nachází povrch hvězdy. Jeho struktura závisí na teplotě objektu. V případě nižších teplot, typicky pod milion Kelvinů, jde o skutečný pevný povrch ve formě jakési kůry, jež je extrémně tvrdá a mimořádně hladká. Vlivem silné gravitace se na povrchu nemohou vyskytovat útvary vyšší než zlomky milimetru. Nad teplotou milion Kelvinů se objevuje kapalný roztavený materiál, což se týká především velmi mladých neutronových hvězd. V obou případech se na povrchu nacházejí běžná atomová jádra rozmístěná v mřížce. Mezi atomovými jádry se pohybují volné elektrony. Jaké konkrétní prvky, respektive jejich jádra na povrchu převládají dosud ale přesně nevíme.

Níže nalezneme stále těžší a těžší jádra, jež obsahují čím dál větší množství neutronů. Jde obvykle o izotopy, které by se na Zemi velmi rychle rozpadly, tady je ale drží pohromadě extrémní tlak. V ještě větší hloubce se nachází tzv. neutronová mez přesycenosti, pod níž mohou existovat atomová jádra s elektrony i volné neutrony. To je poněkud zvláštní, neboť běžné volné neutrony se s poločasem přeměny asi 14,7 minuty rozpadají na proton, elektron a elektronové antineutrino. Tady jsou však před rozpadem chráněny extrémními podmínkami.

Čím hlouběji jdeme, tím více ubývá atomových jader a naopak přibývá neutronů, až nám nakonec zůstanou už téměř výhradně samostatné neutrony. Tuto oblast s výhradním zastoupením neutronů nazýváme jádro neutronové hvězdy. Dosavadní modely ukazují, že materiál v jádru se nachází ve fázi supratekuté neutronové degenerované hmoty, kterou z velké části tvoří neutrony s malou příměsí protonů a elektronů. Možné jsou však i exotičtější varianty. Například degenerovaná podivná hmota obsahující kromě kvarků up a down tvořících běžnou hmotu také těžší kvarky, zejména kvark strange. Podle toho podivná hmota. Jinou možnost představuje hmota se zastoupením mezonů K a π o velmi vysokých energiích. Prozatím nevíme jistě. V poznání nám mimo jiné pomáhají i kosmické přístroje, například detektor NICER umístěný na Mezinárodní kosmické stanici.

Typy neutronových hvězd

Jak jsme si již naznačili, neutronové hvězdy nejsou všechny stejné, ale i u těchto podivuhodných objektů najdeme pozoruhodnou variabilitu a množství různých typů. Základním dělením je obvykle to, zda je neutronová hvězda samostatná, či zda se vyskytuje ve vícenásobném systému. U obou skupin lze vydělit několik zvláštních tříd, které si teď stručně představíme.

Pokud jde o samostatné neutronové hvězdy, jejich významný podtyp tvoří rádiové pulsary, které v pravidelných intervalech vysílají úzce směrované pulsy rádiového záření. Právě ty byly objeveny v roce 1967 jako první ze všech neutronových hvězd. Také o druhém podtypu, magnetarech, jsme zde již hovořili. U magnetarů můžeme sledovat významnou stopu kosmických sond, ale o tom více příště v kratším samostatném článku. Posledním podtypem jsou rádiově tiché neutronové hvězdy, které nevyzařují rádiové záření, ale lze je spatřit především díky emisím rentgenového a gama záření.

Neutronové hvězdy se ovšem mohou taktéž vyskytovat v systému s jiným objektem. Zde vydělujeme několik podtypů podle hmotnosti. Prvním podtypem jsou rentgenové binární pulsary nízkých hmotností, u nichž je neutronová hvězda v systému s objektem o menší hmotnosti, obvykle bílým nebo červeným trpaslíkem. Právě sem patří výše zmiňované milisekundové pulsary. V této oblasti výzkumu mají velkou zásluhu gama observatoře Compton a Fermi. Objevily třeba milisekundový pulsar s pulsy v gama záření, který je součástí binárního systému s nejkratší známou oběžnou dobou.

Dalším podtypem jsou rentgenové binární pulsary středních hmotností, kdy má neutronová hvězda za společníka hvězdu střední velikosti. A konečně zde máme rentgenové binární pulsary vysokých hmotností, kde má neutronová hvězda společníka v masivní hvězdě.

Právě u rentgenových pulsarů se kosmický výzkum uplatňuje nejvíce. Velkou zásluhu na pozorování prvních známých rentgenových pulsarů, jako je Centaurus X-3, má první družice určená k výzkumu tohoto oboru, observatoř Uhuru. První rentgenový milisekundový pulsar objevila družice BeppoSAX a důkladně prozkoumala mise RXTE. Velmi známý pulsar Geminga detekovala poprvé družice SAS-2, a později jej důkladně prozkoumaly mise ROSAT, COS-B, Comptonova observatoř, Einsteinova observatoř nebo Fermiho observatoř. Posledně jmenovaná sonda má mimořádnou zásluhu na monitorování známých rentgenových pulsarů a objevu celé řady nových.

Zvláštní kategorii neutronových hvězd ve vícenásobných systémech tvoří tzv. binární pulsary. Jde o systémy, kde jsou obě složky neutronovými hvězdami, přičemž jedna z nich se projevuje jako pulsar (výjimečně i obě). O nich ale více v článku věnovaném gravitačním vlnám.

Jakožto speciální zmínku musíme ještě vzpomenout hypotetické exotické hvězdy. Sem patří třeba preonové hvězdy, skládající se z částic zvaných preony. Dalším typem jsou elektroslabé hvězdy, velmi těžké neutronové hvězdy, v nichž se zásluhou elektroslabé síly mění kvarky na leptony. Kolapsu na černou díru zde brání tlak radiace vzniklé při částicových reakcích. A do této skupiny lze zařadit i kvarkové hvězdy, v nichž převládá kvarková nebo podivná hmota. Všechny tyto objekty jsou prozatím čistě hypotetické. O preonech se ani neví, zda skutečně existují, navíc pro preonové (a elektroslabé) hvězdy nemáme žádné pozorovací důkazy. U kvarkových hvězd už máme alespoň tři kandidáty.

Pulsary a jejich specifika

Jak už jsme zmínili výše, pulsary jsou jedním z druhů neutronových hvězd. Jde o objekty se silným magnetickým polem a nesmírně rychlou rotací, které z magnetických pólů vysílají úzké svazky elektromagnetického záření. Tyto svazky můžeme pozorovat pouze v případě, když míří směrem k Zemi, podobně jako světlo majáku můžeme vidět pouze tehdy, je-li namířeno ve směru pozorovatele. Ostatně, ne náhodou se v souvislosti s pulsary hovoří o majákovém efektu. Tak jako u majáků, i zde pozorujeme v pravidelných intervalech změnu intenzity záření.

Svazky elektromagnetického záření jsou emitovány podél magnetických os pulsaru. Tato osa nemusí být totožná s osou rotace objektu, podobně jako je tomu u Země, kde jsou také magnetické póly posunuté oproti pólům geografickým (rotačním).

Už jsme si naznačili, že pulsary se sice otáčejí nesmírně pravidelně, takže pulsy pozorujeme s nebývalou přesností, přesto se však rotace vlivem extrémních magnetických polí postupně zpomaluje. Když se perioda rotace dostatečně zpomalí, mechanismus pulsace přestane fungovat. Doba k tomu potřebná je z pohledu lidského života dlouhá, 10 – 100 milionů let. Z hlediska doby existence vesmíru však jde o velmi krátký časový úsek. Astronomové proto mají za to, že zhruba 99 % samostatně se vyskytujících neutronových hvězd ve vesmíru již nepulsuje. My však známe převážně ty pulsující, neboť je umíme mnohem snáze odhalit.

U neutronových hvězd ve vícenásobných systémech je situace poněkud složitější. Také ty postupem času ztratily schopnost pulsovat. To však nemusí trvat věčně. Pokud totiž neutronová hvězda nasává hmotu ze svého společníka, většinou hvězdy hlavní posloupnosti, může s sebou nová hmota přenést i část momentu hybnosti. V takovém případě se pulsace znovu spustí. Milisekundové pulsary vznikají přesně tímto způsobem, z toho důvodu se jim také někdy říká recyklované pulsary.

Zajímavé je, že hmota dopadající ze společníka na neutronovou hvězdu dokáže snížit intenzitu magnetického pole. Mechanismus znám zatím není, víme pouze, že se to děje. Milisekundové pulsary mají proto magnetické pole 1 000 – 10 000 krát slabší než běžné pulsary. Takové magnetické pole ale dokáže zpomalovat rotaci pulsaru mnohem méně než je obvyklé. Milisekundové pulsary proto mají na rozdíl od svých sourozenců životnost až několik miliard let a pozorujeme je proto třeba i v kulových hvězdokupách, kde již žádné nové neutronové hvězdy nevznikají.

Pravidelnost pulsů u pulsarů umožňuje široké spektrum aplikací. Čistě fyzikální význam mají testy Einsteinovy obecné relativity a také možnost zjištění užitečných informací o mezihvězdném prostoru nebo okolí naší supermasivní černé díry Sagittarius A*. Naopak více praktické uplatnění mohou mít pulsarové mapy, navigace kosmických sond pomocí pulsarů nebo pulsarové hodiny, které se sice nevyrovnají těm atomovým, přesto ale mohou být velmi přesné.

Závěr

Dnes jsme si představili jedny z nejzajímavějších objektů, které vůbec můžeme ve vesmíru najít. Nastínili jsme si ovšem i možné praktické využití pulsarů. V některém z příštích článků se na možnost, jak můžeme tyto objekty použít při výzkumu našeho kosmu podíváme trochu podrobněji. Ukážeme si, že pulsary mohou posloužit v oblasti u níž by to asi jen málokdo čekal a to je studium gravitačních vln.

Použité a doporučené zdroje

• Cambridge University Library: https://www.lib.cam.ac.uk/
• Nobel Prize Physics: https://www.nobelprize.org/prizes/physics/
• ESA INTEGRAL: https://www.cosmos.esa.int/web/integral
• NASA Fermi: https://www.nasa.gov/content/fermi-gamma-ray-space-telescope
• NASA Goddard Fermi: https://fermi.gsfc.nasa.gov/
• NASA RXTE: https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/xte_1st.html
• NASA Chandra: https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/main/index.html
• Harvard Chandra: https://chandra.harvard.edu/
• LIGO: https://www.ligo.org/
• BeppoSAX: https://www.ssdc.asi.it/bepposax/
• ROSAT: https://www.mpe.mpg.de/ROSAT
• Voyager Golden Record: https://voyager.jpl.nasa.gov/golden-record/
• NICER: https://www.nasa.gov/nicer

Zdroje obrázků

• https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/pulsar-banner.jpg
• https://physicsopenlab.org/wp-content/uploads/2016/11/Scatteringrutherford.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f9/Geiger-Marsden_experiment_expectation_and_result.svg/800px-Geiger-Marsden_experiment_expectation_and_result.svg.png
• http://large.stanford.edu/courses/2018/ph241/kuppermann2/images/f1big.png
• https://phylogame.org/wp-content/uploads/2016/04/06607836-94C3-44FF-8A9D-389D59802C0E.jpg
• https://www.aavso.org/sites/default/files/images/baade.jpg
• https://img.luzernerzeitung.ch/2018/4/14/3f96d678-94c0-48da-ae13-091bc610c0ac.jpeg
• https://news.asu.edu/sites/default/files/intermediate-polar-system-garlick_1280.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/0c/Core_collapse_scenario.svg/1024px-Core_collapse_scenario.svg.png
• http://4.bp.blogspot.com/_2ijVnE-NxZc/Sv76TMB_5gI/AAAAAAAAA9M/RicZmF8Yhl4/w1200-h630-p-k-no-nu/Tom-Boles_1479642c.jpg
• https://images.indianexpress.com/2017/10/chandrayoung-72.jpg
• https://www.nobelprize.org/images/landau-13158-portrait-mini-2x.jpg
• https://kiss.caltech.edu/Tolman-Bacher/images/8.jpg
• https://historycouk.s3.eu-west-2.amazonaws.com/s3fs-public/2022-06/Oppenheimer.jpg
• https://www.ligo.org/detections/GW170817/images-GW170817/GW170817-rendition.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d0/PaciniFranco.jpg
• https://www.iac.es/sites/default/files/styles/color/public/images/news/4acre.jpg?itok=i2R-S7Cg
• https://asset-cache.spyscape.com/5c0e9889898796ef30e9d756/62e4e4fae2fa180ed0904c1f_Chart_Showing_Radio_Signal_of_First_Identified_Pulsar.jpg
• https://www.typeroom.eu/assets/original/2020/05/18/JoyDivision-UnknownPleasures-B1.jpg
• https://www.nobelprize.org/images/ryle-13266-content-portrait-mobile-tiny.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/88/Susan_Jocelyn_Bell_%28Burnell%29%2C_1967.jpg
• https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2021/09/Hewish.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/00/Crab_Nebula.jpg/1200px-Crab_Nebula.jpg
• https://ecuip.lib.uchicago.edu/multiwavelength-astronomy/images/x-ray/impact/Swift-ScoX-1-page.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5c/J0737-3039_still1_large.jpg
• https://www.sciencealert.com/images/2019-09/processed/pulsar_1024.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/53/Binding_energy_curve_-_common_isotopes.svg/671px-Binding_energy_curve_-_common_isotopes.svg.png
• https://www.universetoday.com/24629/life-cycle-of-stars/
• https://astronomy.swin.edu.au/cms/cpg15x/albums/userpics/photodisintegration1.jpg
• https://www.syfy.com/sites/syfy/files/art_millisecond_pulsar.jpg
• https://s27107.pcdn.co/wp-content/uploads/2019/08/Spoonful-of-neutron-star.jpg
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2019/12/Screenshot_2019-12-17-pulsar_magnetosphere_model_web-gif-GIF-Image-1042-%C3%97-582-pixels.png
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/images/751993main_Manhattan_NS_large.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4a/Neutronstar_Light_Deflection.png
• https://www.jobilize.com/ocw/mirror/col12031/m58352/CNX_UPhysics_13_07_spacetime.jpg
• https://wp-assets.futurism.com/2015/02/479970_386481904771558_1121562848_n.jpg
• https://akm-img-a-in.tosshub.com/indiatoday/images/story/202207/Stars.jpg
• https://sites.ualberta.ca/~pogosyan/teaching/ASTRO_122/lect19/figure23-09.jpg
• https://d2r55xnwy6nx47.cloudfront.net/uploads/2017/10/NeutronStar_2880x1620.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d6/Magnetar-3b-450×580.gif
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/2a/Accretion_disk.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/23/Geminga_by_Chandra_and_Spitzer.jpg
• https://www.daviddarling.info/images21/Hulse-Taylor_pulsar.jpg
• https://chandra.harvard.edu/photo/2013/vela/vela_labeled.jpg
• https://s3-us-west-2.amazonaws.com/courses-images/wp-content/uploads/sites/1095/2016/11/03170543/OSC_Astro_23_04_Pulsar.jpg
• https://www.saao.ac.za/wp-content/uploads/2020/06/PIA18845_orig-scaled.jpg
• https://www.extremetech.com/wp-content/uploads/2013/05/intergalactic-pulsar-navigation-640×353.jpg
• https://i.pinimg.com/originals/16/dd/5d/16dd5d66b881964887b57862e84cfffc.jpg