Neutronová hvězda a pulsar nebo magnetar, extrémně hustý, horký a velice kompaktní kosmický objekt

Neutronová hvězda neboli pulsar, průměr a hustota, rychlost rotace

Neutronová hvězda je neobyčejně pozoruhodným, ale také neobyčejně extrémním objektem. Neutronová hvězda je nicotně malá hvězda s poloměrem jen okolo 10 kilometrů. Neutronovou hvězdu by tak svými rozměry zastínil kde který asteroid hlavního pásu planetek nacházející se mezi Marsem a Jupiterem. Avšak ve všech ostatních parametrech by neutronová hvězda kterýkoliv asteroid (planetku) hravě strčila do kapsy.

Vlastnosti neutronové hvězdy

Poloměr "průměrné" neutronové hvězdy činí nějakých 10 kilometrů. Střední hustota je však neporovnatelně vyšší než cokoliv co si dokážeme představit. Střední hustota neutronových hvězd se totiž pohybuje někde mezi 10¹³ až 10¹⁵ g/cm³. To odpovídá hustotě atomových jader. Průměr a hustota neutronové hvězdy závisí na hmotnosti. Čím vyšší hmotnost, tím nižší průměr a naopak tím vyšší hustota.

Hrací kostku o rozměrech 1 × 1 × 1 cm z materiálu neutronové hvězdy by na Zemi neuvezlo ani to nejsilnější auto. Nebo snad znáte vůz, jenž utáhne přes miliardu tun? Asi ne. Co je to za materiál, jenž tvoří neutronovou hvězdu že dosahuje takovýchto extrémních vlastností?

Čtěte také: Neutron jako nestabilní nukleon

Neutronová hvězda je tvořena tzv. degenerovaným neutronovým plynem. Tento neutronový degenerovaný plyn vzniká při kolapsu hvězdy, ze které se neutronová hvězda formuje. Elektrony jsou drtivou silou gravitace vtlačovány do jader atomů. Jejich spojováním s protony vzniká právě onen neutronový plyn přičemž se uvolní obrovské množství neutrin. A právě sprška neutrin byla pozorována v roce 1987 (potvrzení teorie pozorováním), když vzplála známá supernova SN 1987A ve Velkém Magellanově mračnu na jižní obloze.

A různá "nej" kolem neutronových hvězd ještě zdaleka nekončí. Pozadu totiž nezůstává ani teplota těchto objektů. Centrální teplota neutronové hvězdy se totiž pohybuje někde kolem hranice 10⁹ K. Miliarda stupňů. A to jsme si o povrchu našeho Slunce s teplotou necelých 6 000 °C mysleli, že je žhnoucí…

Jaká je hmotnost neutronové hvězdy?

Hmotnosti neutronových hvězd se pohybují zhruba v rozmezí od asi jedné hmotnosti Slunce (M_s) po maximálně 3 M_s. Jeho hmotnost tedy nesmí být nižší než asi 1,4 M_s (Chandrasekharova mez) a naopak vyšší než asi 3 M_S (Landau-Oppenheimer-Volkoffova mez).

A co se stane, když je objekt ještě těžší a jeho hmotnost přesáhne tzv. Landau-Oppenheimer-Volkoffovou mez? V takovémto případě gravitační kolaps nezabrzdí ani neutronový plyn (kapalina) a hvězda se hroutí dále až pod tzv. horizont událostí. Tedy do podoby černé díry. Vlastnosti černých děr teoretické astrofyziky udivují ještě i dnes a je otázkou, zda-li je někdy udivovat přestanou. To je však na samostatný text.

Stavba neutronových hvězd

A jaká je struktura neutronové hvězdy? Astronomové předpokládají, že alespoň u nejhmotnějších neutronových hvězd může být jádro tvořeno hyperyony. Hyperyonové jádro se však dosud žádnými experimenty prokázat nepodařilo, je to pouze "produkt" teoretických výpočtů stavových rovnic za extrémních podmínek.

Jádro je (pravděpodobně) obklopeno silnou vrstvou látky zvané neutronová kapalina. Tato extrémně horká kapalina by se měla chovat rovněž extrémně. Podobně jako supratekuté hélium. Hélium se však do stavu supratekutosti dostává jen při teplotách blížících se 0 K a nikoliv 10⁹ K.

Následuje pevná kůra silná asi jeden kilometr. Vědci předpokládají, že tato kůra by měla existovat v krystalickém stavu a měla by mít extrémní vlastnosti. Nové počítačové simulace naznačují, že kůra neutronové hvězdy je až 10miliardkrát pevnější než ocel. Další z nepředstavitelných vlastností těchto extrémních objektů…

No a úplně svrchní slupku neutronové hvězdy pak tvoří plynná "atmosféra". No atmosféra. Jedná se o vrstvu silnou maximálně několik centimetrů, kterou mimo vodíku a hélia tvoří i železo a další kovy.

Takže si shrňme. Atmosféra neutronové hvězdy dosahuje tloušťky řádově centimetry, hustota látky v ní dosahuje hodnot 10⁶ kg/m³.

Vnější kůra je silná několik stovek metrů, hustota je vyšší než 10⁶ kg/m³ a dochází v ní k elektronové degeneraci.

Vnitřní kůra neutronové hvězdy dosahuje tloušťky okolo jedno kilometru a je tvořena neutronovou suprakapalinou s hustotou nad 4×10¹¹ kg/m³.

Jádro neutronové hvězdy je tvořeno látkou s hustotou 10¹⁴ kg/m³ až 10¹⁸ kg/m³. Tato látka možná tvořená mezony, kvark-gluonovým plazmatem či pionovým kondenzátem má vyšší hustotu než atomové jádro.

Jak neutronová hvězda vlastně vzniká?

Neutronovou hvězdu bychom mezi "obyčejnými" hvězdami na Hetzsprungově-Russellově diagramu hledali marně. Neutronová hvězda je totiž závěrečným stádiem vývoje některých hvězd, obvykle hvězd s vysokou počáteční hmotností od 8 M_s do 20 M_s. Takovéto hvězdy sice velice silně září, ale jejich lesk má jen poměrně krátkého trvání.

Tito nenasytní bumbrlíčci totiž velice rychle spotřebují vodík, hélium a další lehké prvky sloužící jako palivo termonukleárních reakcí. Za svůj rozmařilý a zhýralý život pak tyto hmotné hvězdy zaplatí poměrně brzkým koncem. Tyto hvězdy postupně hromadí železný popel (Fe a Ni je produktem jaderné fúze), který však již dále nedokáží spalovat a termodynamická rovnováha hvězdy se začíná hroutit.

A to je konce takovéhoto rozmařilého obra. Konec je to ale velice okázalý. Takovýto hýřící obr se nejprve řádně nafoukne a zvětší svůj objem. Promění se do podoby rudého veleobra. Ten velice rychle ztrácí svou hmotu. Odvrhuje řídkou a chladnou obálku nebývalým tempem. To však ještě není úplný konec. Takovéto dostatečně těžké hvězdy totiž zazáří jako supernovy. Obvykle jako supernovy II. typu.

Hvězda ve fázi supernovy, kdy se její svítivost vyhoupne na svítivost celé galaxie, odhodí ve velice krátkém čase zbytek obálky, ve které dalšími kolizemi s gama paprsky vznikají i nejtěžší známé prvky periodické tabulky včetně prvků radioaktivních. Tuto odvrženou slupku později pozorujeme jako planetární mlhovinu.

Po odvržení obálky původní hvězdy zůstane obnažené a horské jádro, ve kterém byla již fatálně narušena rovnováha mezi tlakem záření a gravitací. A právě gravitace získává zcela navrch. Obnažené jádro původní hvězdy se velice rychle zhroutí do podoby neutronové hvězdy. A nebo do podoby černé díry případně do podoby kvarkové hvězdy či dokonce hyperyonové hvězdy. O možné existenci kvarkových hvězd (natož hyperyonových hvězd) se ale astronomové dodnes přou.

Neutronové hvězdy tedy vznikají zhroucením velmi hmotné hvězdy během vůbuchu supernovy.

Neutronová hvězda jako pulsar

Neutronové hvězdy známé také jako pulsary mají rovněž neobyčejně silné magnetické pole. Magnetická indukce těch nejvíce zmagnetovaných pulsarů může dosahovat neobyčejně extrémních hodnot 10⁸ až 10⁹ T (Tesla). To má za následek, že největší část rotační energie pulsaru (neutronové hvězdy) odnáší tzv. magnetodipólové záření o velice nízké frekvenci.

Opakovací frekvence pulsů pulsaru, které se obvykle pozorují na frekvencích 100 MHz až 10 GHz odpovídá rotační periodě neutronové hvězdy. Magnetodipólové záření má za následek postupné zpomalování rotace pulsarů. Buď plynulé (asi 10^-8 s za den) a nebo skokové jako v případě pulsaru PSR 0833-45.

Ovšem ne každou neutronovou hvězdu pozorujeme jako pulsar. Neutronové hvězdy totiž ono záření vysílají v poměrně úzkých svazcích. Podobně jako maják. Pokud nás takovýto svazek "majáku" trefí, můžeme na rádiových vlnách pozorovat neutronovou hvězdu jako pulsar.

Pokud nás tento úzký svazek míjí, pak neutronovou hvězdu nemusíme vůbec pozorovat (není-li členem vícenásobného hvězdného systému, ve kterém se projeví vysáváním hmoty ze svého souseda a intenzivním zářením v X a nebo gama oblasti), neboť její svítivost je díky minimálnímu povrchu neobyčejně nízká.

Objev prvního pulsaru

První pulsar objevila s pomocí radioteleskopu v roce 1967 Jocelyn Bellová během studia v Cambridge. Pozorování záhadných pulsů sice vyvolalo zprvu pořádný poprask především mezi hledači mimozemských civilizací, avšak velice brzy se přišlo na pravou podstatu těchto rádiových signálů, které s neuvěřitelně stabilní frekvencí přicházely ze souhvězdí Lištičky. První objevený pulsar (CP 1919) ale patří k těm pomalým, jednotlivé impulsy totiž po sobě následují v periodě 1,337 s.

Druhý pulsar (NP 0532) byl objeven o rok později (1968) v Krabí mlhovině. Krabí mlhovina (M 1) se nachází v zimním souhvězdí Býka a je pozůstatkem po supernově z roku 1054, kterou pozorovali hvězdáři ve starověké Číně. Až dosud astronomové objevili okolo 2 000 pulsarů. Pulsar v Krabí mlhovině vyzařuje ve velice širokém pásu elektromagnetického spektra. Od záření gama přes rentgenovou, optickou až po rádiovou oblast.

Povrch neutronové hvězdy musí být rovněž mimořádně hladký. Vždyť nerovnosti větší 3 mm by tento extrémní objekt slapovými silami roztrhaly. Neutronové hvězdy se totiž velice rychle otáčí kolem své osy. Obvyklá počáteční rotační perioda neutronové hvězdy činí 0,7 s. Jsou však známy milisekundové pulsary, ale i pulsary s velmi velkou periodou - řádově až sekundy.

Nejnižší známá frekvence u pulsarů činí asi 1/4 Hz (tedy jedna otáčka za asi 4 sekundy) a naopak nejvyšší frekvenci má pulsar XTE J1739-285, který byl objeven v roce 1999 analýzou dat získaných družicí NASA RXTE (Rossi X-Ray Timing Explorer). Tento milisekundový pulsar má velice rychlou rotaci, za jednu sekundu vykoná plných 1 122 otáček kolem své osy. A to astronomové dříve předpokládali, že rychlost rotace pulsarů by neměla přesáhnout nějakých 700 otáček za sekundu… Problematice pulsarů budu věnovat podrobnější samostatný článek.

Neutronové hvězdy mohou mít různý charakter i různé projevy. Neutronové hvězdy s nejsilnějšími magnetickými poli zvané také jako magnetary mohou být zodpovědné za dosud ne zcela objasněná vzplanutí záření gama (či za jejich část). Další neutronové hvězdy se mohou projevovat jen v rádiové oblasti no a binární pulsary mohou být zdroji silného rentgenového záření.

Použité zdroje:

• Základy astronomie a astrofyziky, Vladimír Vanýsek; Academia 1980
• Encyklopédia astronómie, Anton Hajduk, Ján Štohl a kol.; Obzor 1987
• Astronomie a fyzika na přelomu tisíciletí; Petr Kulhánek a kol, Dialog 2004
• Vznik neutronových hvězd
• Magnetar je neutronová hvězda
• Kůra neutronové hvězdy 10miliardkrát pevnější než ocel
• Nejrychleji rotující neutronová hvězda

Další související články: