Vlastnosti velmi husté jaderné hmoty se dají studovat pomocí detailního určování průměru, hmotnosti i chování neutronových hvězd. Například lze využít měření frekvence rotace těchto hvězd, které pozorujeme v podobě pulsů pulsarů v radiové oblasti i v dalších oblastech elektromagnetického spektra. Další možností je studium průběhu výbuchu supernov. V pozemských laboratořích můžeme velmi hustou jadernou hmotu vyprodukovat pomocí srážek těžkých jader urychlených na rychlosti blízké rychlosti světla. Velice důležité informace může přinést i zkoumání rentgenového záření vyzařovaného pulsary.

Spustit animaci

Teleskop NICER na mezinárodní vesmírné stanici ISS (zdroj NASA).

Zařízení NICER

Zařízení NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) je rentgenový dalekohled pro zkoumání měkkého rentgenového záření s energií mezi 0,2 až 12 keV z vesmírných objektů. Významné je velice dobré časové rozlišení u tohoto přístroje, který zároveň získává spektrum rentgenového záření. Je instalován na mezinárodní vesmírné stanici ISS. Tam jej dopravila raketa Falcon-9, která startovala 3. června 2017.

Platforma, na které je dalekohled umístěn, umožňuje přesné zacílení a dlouhodobě umožňuje zkoumání celé oblohy. Zároveň zařízení testuje možnosti využít při navigaci ve vesmíru pulsary. Při něm se využívá toho, že pulsary mají extrémně stabilní a přesně pravidelné pulsy. Fungují tak zároveň jako velmi přesné hodiny a majáky, které umožňují určit polohu v celé Sluneční soustavě i v jejím okolí. Využívá tak zařízení jako SEXTANT (Station Explorer for X-ray Timing and Navigation Technology). Jak bylo zmíněno, dosahuje velmi vysoké přesnosti určení času příletu rentgenového fotonu, nejistota je menší než 100 ns. Přesné měření času příchodů fotonů rentgenového spektra a srovnání s předpovězenými pro různé pulsary v různých směrech umožňuje z rychlosti světla určit polohu a její změny. Pulsary tak díky přesnému určení směru a vzdálenosti umožňují navigaci podobnou GPS v celé Sluneční soustavě i v mezihvězdném prostoru. Už v prvních dnech fungování se podařilo prokázat, že lze dosáhnout přesnosti určení polohy lepší, než je 10 km. Mohlo by to znamenat revoluci v navigaci našich výbojů ve Sluneční soustavě i za jejími hranicemi.

Zařízení NICER na vesmírné stanici ISS (zdroj NASA).

Teleskop XTI (X-ray Timing Instrument) je složen z 56 koncentrátorů rentgenového záření a křemíkové polovodičové detektory, které určují čas a energii každého příchozího rentgenového fotonu. Na palubě je i GPS přijímač umožňující určení času a polohy. Optický systém pak umožňuje velice přesné a stabilní zacílení teleskopu směrem k vybranému zdroji rentgenového záření. Během jednoho oběhu stanice ISS, který trvá zhruba 90 minut, pozoruje rentgenový teleskop dva až čtyři objekty.

Cíle výzkumu neutronových hvězd

V pozorované oblasti rentgenového spektra vyzařuje pulsar dvěma základními procesy. Jedním z nich je tepelné záření povrchu neutronové hvězdy rozpálené na teploty miliony stupňů. Druhým zdrojem je silné magnetické pole neutronové hvězdy. Elektrony jsou lehké nabité částice. Ty, pokud se pohybují v silném magnetickém poli, vyzařují takzvané synchrotronové záření. Jeho spektrum právě u neutronových hvězd, které mají velmi vysokou intenzitu magnetického pole a zároveň zde existují procesy urychlující elektrony i na velmi vysoké energie, se táhne až do oblasti rentgenového i gama záření.

Právě velmi přesné měření rychlých změn jasnosti i v rentgenové oblasti spektra umožňuje velice přesně určovat poloměr a hmotnost neutronových hvězd. A právě závislost poloměru neutronové hvězdy na hmotnosti umožňuje určit stlačitelnost jaderné hmoty a její stavovou rovnici. S rostoucí hmotností roste gravitační síla a míra tlaku na hmotu uvnitř neutronové hvězdy. Čím je hmota méně stlačitelná, tím větší poloměr si pro danou hmotnost udrží.

Další pozorování, která mohou něco říci i o stlačitelnosti jaderné hmoty, je studium chování a rychlosti rotace, tedy frekvence pulsů, milisekundových pulsarů. Ty mají extrémně krátké periody rotace, které se blíží až hodnotě jedné milisekundy. Navíc se jejich frekvence udržuje s extrémní přesností, takže fungují jako nejpřesnější přírodní hodiny. Jaká může být nejrychlejší rotace těchto pulsarů, aniž by je odstředivé síly roztrhaly, závisí také na stavové rovnici jaderné hmoty, a tedy její stlačitelnosti. Milisekundové pulsary vznikly v případě, že se neutronová hvězda vyskytovala ve dvojhvězdě spolu s hvězdou, která byla blízko ní a dostala se do fáze rudého obra. V takové situaci může dojít k tomu, že hmota přetéká z obří hvězdy na neutronovou a přenáší na ní moment hybnosti, který zrychluje její rotaci. Hledání co nejrychlejších binárních pulsarů je úspěšné právě v oblasti rentgenového záření.

Zároveň je velice důležité studium dlouhodobých změn a vývoje rotace zmíněných milisekundových pulsarů. K prodlužování jejich periody by mělo docházet i vyzařováním gravitačních vlna. Zároveň je stabilita jejich periody klíčová pro jejich využití jako velmi přesných hodin i pro zmíněnou vesmírnou navigaci.

Snímek dvojhvězdy bílého trpaslíka a pulsaru PSR J0740+6620 pořízená pomocí zařízení OSIRIS teleskopu Gran Telescopio Canarias Rozměr obrázku je 16 úhlových vteřin. (Zdroj Beronya et al, 2019).

Zařízení také přispěje ke studiu periodické pulsace a změny jasnosti v rentgenové oblasti u systémů, které obsahují neutronovou hvězdu, v stabilním i přechodovém stádiu. Studují se také vzplanutí těchto systémů a skoky v periodě způsobené dynamickými procesy, termojadernými explozemi na povrchu neutronové hvězdy a otřesy pocházející z vzájemných posunů a interakce jednotlivých vrstev v jejich supratekutém nitru složeném z jaderné hmoty.

Změny intenzity a spektrum rentgenového záření nám také ukazuje mechanické a tepelné vlastnosti povrchu neutronové hvězdy. Umožňuje analyzovat i hvězdotřesení, které také dává informaci o nitru neutronové hvězdy.

Nakonec lze testovat záření v různých oblastech elektromagnetického spektra v intenzivních magnetických a gravitačních polích.

Pozorování nejtěžší známé neutronové hvězdy PSR J0740+6620

Nedávno byly prezentovány výsledky studia pulsaru PSR J0740+6620 teleskopem NICER. Jde o nejhmotnější neutronovou hvězdu, kterou známe. Je třeba připomenout, že pro přesné určení hmotnosti hvězdy potřebujeme, aby se vyskytovala ve dvojhvězdě. V tomto případě je neutronová hvězda v binárním systému s bílým trpaslíkem s heliovou atmosférou. Dvojhvězda se nachází v souhvězdí Žirafy a je ve vzdálenosti větší než 3 600 světelných let od nás. Chladnoucí pulsar rotuje 346krát za sekundu a jeho existence byla objevena v roce 2019. Předchozí měření vedla k hmotnosti neutronové hvězdy 2,14 hmotnosti Slunce. Nejistota určení hmotnosti je menší než 10 %. Hmotnost bílého trpaslíka je 0,26 hmotnosti Slunce.

Neutronové hvězdy jsou koncovým stadiem hvězd. Jde o výsledek kolapsu nitra velmi hmotných hvězd, které končí v jasu výbuchu supernovy. Hmotnost neutronové hvězdy je okolo 1,5 hmotností Slunce a poloměr okolo 10 km. U bílého trpaslíka odolává hmota gravitačnímu kolapsu pomocí degenerovaného elektronového plynu. Připomeňme, že poloměr bílého trpaslíka je blízký poloměru země.

Pokud toto nestačí a hmotnost kolabujícího nitra hvězdy překoná jistou hranici, která je okolo 1,4 hmotností Slunce a označuje se jako Chandrasekharova mez, hroutí se dále a vzniká neutronová hvězda. Ta kolapsu odolává pomocí degenerovaného neutronového plynu. V tomto případě tak jde o jadernou hmotu, která však obsahuje pouze neutrony. Pokud je hmotnost vyšší než určitá hodnota, nevydrží tlak gravitace ani jaderná hmota a dojde ke zhroucení do černé díry.

Přesná hodnota této meze závisí právě na stlačitelnosti, a tedy i stavové rovnici, jaderné hmoty. Připomeňme, že stavová rovnice ukazuje na vztah termodynamických veličin, kterými jsou hustota, tlak a teplota. Nejznámější je asi stavová rovnice ideálního plynu, která popisuje chování klasické hmoty v plynné podobě.

Předpokládá se, že neutronové hvězdy mají relativně složitou slupkovou strukturu. Na povrchu je tenounká atmosféra z vodíku a hélia, která leží na pevné kůře složené z těžších prvků. Rychle se zvyšující tlak při postupu do větší hloubky vede napřed vytrhává elektrony z atomů a poté uvolňuje protony a neutrony z jader. Při ještě vyšším tlaku dochází ke splynutí protonů s elektrony za vzniku neutronů. Dostaneme tak neutronovou kapalinu, jejíž hustota může dosáhnout až dvojnásobku hustoty atomového jádra. I když v ní mohou být i příměsi protonů i jiných částic. Připomeňme, že hustota atomového jádra dosahuje řádově hodnoty až 10¹⁸ kg/m³. Otázka, jak vypadá jaderná hmota v úplném nitru neutronové hvězdy je zatím otevřená. Část neutronů se zde může přeměnit třeba na podivné lambda hyperony.

Dokonce je i možnost, že se uvolní kvarky, které protony, neutrony i lambda hyperony tvoří, a dostaneme systém volných kvarků a gluonů. Gluony jsou částice, které zprostředkují silnou interakci držící kvarky v neutronech nebo protonech. Takový systém volných kvarků a gluonů se označuje jako kvark-gluonové plazma. A právě relativně chladné kvark-gluonové plazma by mohlo tvořit nitro neutronových hvězd. Předpokládá se, že ve formě kvark-gluonového plazmatu byla hmota ve velmi raném vesmíru v době do 10 mikrosekund po Velkém třesku. Ta však byla naopak extrémně horká.

V neutronových hvězdách, které mají malou hmotnost a jsou blízko dolní limity okolo 1,4 hmotnosti Slunce, by podle současných modelů tlaky v nitru neměly dosahovat takových hodnot, aby došlo k přeměně neutronů na hyperony nebo dokonce ke vzniku kvark-gluonového plazmatu. V jádrech velmi těžkých neutronových hvězd, jako je právě PSR J0740+6620 by však mohly tlaky dosahovat hodnot potřebných ke vzniku těchto exotických extrémních stavů jaderné hmoty.

Dalekohled Gran Canaria Telescopia, který se podílel na objevu soustavy bílého trpaslíka na pulsaru PSR J0740+662 (Zdroj Gran Telescopia Canaria).

A právě přesné měření hmotnosti a poloměru u masivních neutronových hvězd by mohlo ukázat, jaká forma jaderné hmoty je v jejich nitru. Pokud bude poloměr pro danou hmotnost menší, bude to známkou, že je jádro hvězdy z kvark-gluonového plazmatu.

Měření preferuje méně stlačitelnou jadernou hmotu

Zařízení NICER pozoruje rentgenové záření z rychle rotujících neutronových hvězd – pulsarů. Na jejich povrchu se tvoří horká skvrna, která vyzařuje rentgenové záření, které pak jako maják periodicky „osvětluje“ Zemi. Vznikají tak periodické záblesky v oblasti spektra, které NICER pozoruje. Zároveň formu záblesku velice silně ovlivňuje velice intenzivní gravitační pole, které v okolí neutronové hvězdy je a velice významně zakřivuje časoprostor v jejím bezprostředním okolí. Do teleskopu se tak nedostávají rentgenové fotony jen v době, kdy horká skvrna otočená k Zemi, ale i ty, které byly vyzářeny v době, kdy mířila jiným směrem, ale zakřivení prostoročasu změnilo jejich let do směru k Zemi. Pulsar tak vypadá větší, než ve skutečnosti je. Tento efekt může být tak intenzivní a změna směru dráhy fotonů tak velká, že rentgenové záření během jeho rotace nikdy úplně nezmizí.

Díky zmiňovanému velice přesnému určení příletu fotonu u teleskopu NICER lze velice přesně analyzovat průběh změny intenzity rentgenového záření během rotace neutronové hvězdy. To, jaké je zakřivení prostoročasu v blízkosti povrchu neutronové hvězdy a tím i průběh změn intenzity rentgenového záření závisí na hmotnosti hvězdy a jejím poloměru. Pokud hmotnost neutronové hvězdy známe, můžeme z průběhu změn intenzity rentgenového záření během její rotace určit její rozměry.

Právě takovou studii realizovaly pro pulsar PSR J0740+6620 nezávisle s využitím dat z teleskopu NICER dvě vědecké skupiny. Při analýze je potřeba využít jisté teoretické předpoklady a modely. Každá ze skupin využila trochu jiný modelový přístup. Jejich výsledky jsou však ve velmi dobré shodě a souhlasí v mezích pozorovacích nejistot. První skupina určila průměr objektu na 24,8 km a druhá pak na 27,4. V mezích jedné standardní odchylky se pak v prvním případě pohybuje průměr v rozmezí 22,8 až 27,4 km a v druhém pak mezi 24,4 až 32,6 km. Je vidět, že se výsledné rozměry obou skupin velice dobře překrývají. V analýze byly využity i měření rentgenového záření satelitu XMM-Newton společnosti ESA. Ten pomohl určit šum pozadí.

Sonda organizace ESA s názvem XXM Newton studuje rentgenové záření i z pulsarů (zdroj ESA).

Zmíněná hmotnost pulsaru PSR J0740+6620 byla určena pomocí dřívějších měření severoamerického radioteleskopu NANOGrav, která se snaží velice přesným měřením času příchodů signálů z různých pulsarů detekovat nízkofrekvenční gravitační vlny. Zároveň však tato extrémně přesná časová měření umožňují analyzovat oběh pulsaru v dvojhvězdném systému a určit jeho hmotnost.

Již v roce 2019 byla pomocí dat z teleskopu NICER a dalších přístrojů určena hmotnost a rozměr pulsaru PSR J0030+0451. V tomto případě je hmotnost neutronové hvězdy 1,4 hmotnosti Slunce a její průměr 26 km. I když je hmotnost pulsaru PSR J0740+6620 téměř o 50 % vyšší, jeho rozměr je blízký méně hmotnému pulsaru PSR J0030+0451. To je větší výzvou pro modely, které vedou k více stlačitelné hmotě, a naopak preferuje formy hmoty, která je velmi málo stlačitelná. Problémem je to tak právě pro exotičtější formy hmoty, jako je například kvark-gluonové plazma. Zároveň to ukazuje na stavovou rovnici neutronové kapaliny s menší stlačitelností.

Vzhledem k nejistotám v určení hmotnosti i průměru lze zatím těžko s konečnou platností určit složení této jaderné hmoty a její stavovou rovnici. Ovšem každý z budoucích modelů bude muset výsledky těchto měření reflektovat.

Výsledky teleskopu NICER jsou velkým příslibem do budoucnu. Zpřesňování měření hmotnosti a rozměrů stále většího počtu neutronových hvězd by mohlo již brzy rozhodnout, která představa o složení nitra neutronových hvězd je reálná. Velice zajímavé bude i srovnání s výsledky získávané studiem velmi husté jaderné hmoty ve srážkách těžkých jader v pozemských laboratořích. Tento směr výzkumu a jeho vztah ke studiu hmoty uvnitř supernov, neutronových hvězd a raném vesmíru je populárně popsán v několika článcích (zde, zde a zde). Je však třeba mít na paměti, že složení, hustoty i teploty jaderné hmoty vzniklé při srážkách urychlených těžkých jader jsou jiné, než je tomu u neutronových hvězd.

Video: Neutronové hvězdy

Video: Pulsary a neutronové hvězdy