Mladá neutronová hvězda Cas A
V roce 1999 raketoplán Columbia vynesl na oběžnou dráhu rentgenový satelit Chandra. Ten krátce po začátku své mise objevil v souhvězdí Kasiopeja asi 11 000 světelných let vzdálené jádro velmi hmotné hvězdy, která před asi 330 lety vybuchla jako supernova (SN 1680). To, co po ní zbylo, se zhroutilo do sice malého objektu s odhadovaným poloměrem asi 8 až 15 km, ale s hmotností 1,3 až 2 násobně vyšší, než je hmotnost Slunce – do neutronové hvězdy Cassiopeia A (Cas A). Je nejmladší svého druhu, kterou v naší Galaxii známe. Vrchní vrstvy původní hvězdy rozfouklé explozí vytvářejí téměř kulovitou prachoplynnou obálku s průměrem 11 světelných let, která se rozpíná průměrnou rychlostí asi 5 000 km/s a řídne.
Nejsou to jen na sebe natlačené neutrony
Neutronová hvězda představuje tu nejhustější formu hmoty, jakou jsme schopni fyzikálně popsat. Jaderné reakce v masivních hvězdách končí u izotopu železa 56Fe, kterého stabilní jádro se vyznačuje nejvyšší vazebnou energií na nukleon. Železo se tak v srdci stárnoucí superstar hromadí. Když přesáhne asi 1,4 násobek hmotnosti Slunce, protitlak degenerovaného elektronového plynu nezvládá vzdorovat gravitaci a nastává kolaps. A to na úrovni atomů, které se rozpadnou, protože elektrony jsou vmáčknuty do jádra, kde se většina sloučí s protony na neutrony a neutrina. Tyto neutrální, téměř nehmotné a hmotou lehko pronikající částice odnáší značnou část energie do vrchnějších vrstev hvězdy a přispívají k explozi supernovy. Po ní zbude zkolabovaná centrální oblast, v níž proti gravitaci působí opět tlak degenerovaného plynu, tentokráte neutronového. Kdyby souboj s gravitací prohrál, další kolaps by vedl k zrodu černé díry. Ale to by původní hvězda musela přesáhnout asi 20 - 30 násobek hmotnosti Slunce.
Neutronovou hvězdu si žel nelze představovat jednoduše jako hustý obrovský shluk neutronů. Fyzikální modely představují nehomogenní, do vrstev strukturované těleso, v jehož atmosféře i kůře se nachází nezdegenerovaná jádra atomů, například uhlíku a železa. Směrem do hloubky vrchního jádra se charakter mění na neutronovou tlačenku s nezanedbatelným podílem protonů a elektronů. Průměrná hustota neutronové hvězdy se odhaduje na 7 x 1014 g/cm3, tedy jeden krychlový centimetr má hmotnost asi 700 milionů tun. A to je 2 až 3x více, než je takzvaná normálová hmotnostní hustota nukleonů v atomovém jádře. V samotném centru hvězdy je hustota několikanásobně vyšší.
Pokles teploty potvrzuje stav supratekutosti
Ale i tak je představa o vnitřní struktuře neutronové hvězdy, založena na měřeních a o ně se opírajících modelech, mnohem složitější – viz obrázek vpravo. Nový kamínek do mozaiky poznání poskytují i dlouhodobá pozorování Cas A. Z nich vyplývá, že i když je povrch této neutronové hvězdy nažhavený na asi 2 miliony Kelvinů - a tolik má například nejteplejší složka sluneční koróny - v průběhu desetiletí 2000 až 2009 došlo k relativně velkému poklesu z 2,12 na 2,04 milionu Kelvinů, tedy téměř 4procentnímu. Zdá se to málo, ale bez „nadstandardních“ ochlazovacích mechanismů, které v exotické formě hmoty neutronové hvězdy předpovídá teorie, bychom v průběhu astronomicky krátké doby ani takový teplotní pokles zaregistrovat neměli a energie by se měla strácet pomaleji. Právě o to dodatečné ochlazování jde a pozorování, jak se zdá, teoretickým předpokladům odpovídají. Podle nich se hmota pod povrchem mladé neutronové hvězdy nachází v exotickém stavu supratekutosti a teplotní pokles je jejím průvodným jevem.
Supratekutost a supravodivost jsou blízké příbuzné
V pozemských podmínkách tento pojem spojujeme zejména s podchlazeným heliem, kterého kapalné skupenství se za extrémně nízkých teplot, pod hodnotou 2,17 K, začne podivně chovat. Zhoustne, hladina v nádobě se zklidní, viskozita klesne na nulu, vnitřní tření zcela vymizí (viskozita je nulová), zato tepelná vodivost naroste teoreticky do nekonečna a zvýší se i povrchové napětí. Kapalina se začne v podobě tenkého filmu plazit podél teplejších stěn nádoby a vytékat přes okraj ven.
Co to má společné s extrémně hustým a horkým jádrem neutronové hvězdy? A jak to přispívá k jejimu ochlazování? Žel na to asi neexistuje jednoduché a stručné vysvětlení. Ale o co je složitější, o to je zajímavější, protože odhaluje spojitost mezi supravodivostí, supratekutostí a Bose–Einsteinovým kondenzátem.
Z hlediska spinu dělíme částice na fermiony, u nichž je jeho hodnota poločíselná. Jsou to například elektrony, a ze 3 kvarků, jež jsou také fermiony, složené protony a neutrony, dále všechny typy neutrin, miony a tauony (obrázek). Do této kategorie ale řadíme i některé atomy, jako například izotop helia 3He, v jehož atomu je dvojice elektronů a dvojice protonů s opačnými spiny a jeden spinově nevykompenzovaný neutron. Celkový spin je tak neceločíselný
A pak jsou tu bozony s celočíselným spinem. Sem řadíme zejména částice, které zprostředkovávají fyzikální interakce: foton, gluon, W a Z bosony, graviton a nepolapitelný Higgsův boson. I do této skupiny patří atomy. Jejich celkový spin ale musí mít celočíselnou hodnotu. Nejznámějším příkladem je běžný izotop helia 4He. V jeho atomech se navzájem kompenzují opačné spiny dvou elektronů, dvou protonů i dvou neutronů a celkový spin je tedy nulový. Z hlediska supratekutosti je důležité, že bosony – a tedy i atomy 4He – nepodléhají Pauliho vylučovacímu principu a tak v daném fyzikálním systému se ve stejném kvantovém stavu může nacházet mnoho částic. „Bosonické“ atomy tedy za extrémně nízké teploty „padnou“ do energeticky nejnižší možné úrovně, ve které zcela ztratí svou identitu a začnou se projevovat stejně - jako jeden „superatom“. Podobně jako spolu plovoucí hejno malých rybek. Supratekutost helia 4 je vlastně kapalná forma Bose–Einsteinova kondenzátu. Za jeho teoretickou předpověď získal Lev Davidovič Landau Nobelovou v roce 1962 Nobelovou cenu za fyziku.
Dosáhnout B.-E. kondenzát z plynné fáze je technicky náročné, vyžaduje to sofistikovaný přístup a velmi přesné vyladění magnetických polí a záření laserů. První úspěšné „zkondenzování“ atomů rubidia přineslo Nobelovou cenu za fyziku v roce 2001. Získala ji trojice Cornell, Wieman a Ketterle z Massachusetts Institute of Technology (MIT).
Jenže i fermiony s poločíselným spinem, pro které Pauliho vylučovací princip platí, se mohou nacházet v supratekuté formě. Dokonce i supravodivost způsobenou vodivostními elektrony v podchlazeném vodiči můžeme vnímat jako jistou formu elektrické supratekutosti. Jenže jak se více fermionů, navzdory kvantovým pravidlům, spolčí na stejném - tom nejnižším energetickém podlaží? Pomocí párování. Jak již to bývá, ve dvojici se ztrácí část individuality a svobody, ale někdy i nabývají nebývalé možnosti. Dva fermiony stejného druhu mohou za dostatečně nízké teploty, tedy při výrazně omezeném rušivém tepelném pohybu částic, vytvářet slabé svazky – takzvané Cooperovy páry. I když nejde o velmi soudržné vazby, při nízkých energiích se alespoň dočasně udrží a nutí obě provázané částice se chovat jako celek, kterého výsledný spin je celočíselný. Tím se dvojice stává jakousi imitací bosonu a vymaňuje se z působnosti Pauliho vylučovacího principu. Díky tomu se mnohé Cooperovy páry mohou ocitnout na své nejnižší možné energetické hladině. Vzniká tak obdoba Bose – Einsteinova kondenzátu – fermionový kondenzát. Jemu vděčíme za jev supravodivosti. Ve vodivých materiálech s vhodnou vnitřní strukturou za nízkých teplot vznikají Cooperovy páry vodivostních elektronů. Jejich dipólové magnetické momenty mají na svědomí, že se přes kvazičástice interakce (fonony) kontaktují vždy dvě částice s opačnými spiny (1/2 a -1/2; singletový stav).
U fermionů bez elektrického náboje se mohou vytvářet i takzvané tripletové Cooperovy páry, kdy obě částice mají stejný spin a tak celkový spin dvojice je nenulové celé číslo (1, nebo -1). To je případ i párování atomů 3He ve stavu supratekutosti. Tento fermionový kondenzát ale vyžaduje podstatně nižší teplotu, než Bose-Einsteinův u helia 4.
Neutrina jako chladící médium
V neutronové hvězdě, v jejím mladém, na staletí počítaném věku, navzdory obrovské teplotě, ale za nesmírného tlaku, také neustále vznikají a opět zanikají Cooperovy páry neutronů. Tím dodávají suprahusté neutronové polévce i supratekuté vlastnosti (což neznamená, že jde o kapalinu; supratekutost je stav, ne skupenství). I elektricky nabité protony, které se v neutronové hvězdě, zejména v jejím raném stadiu stále nacházejí (dny a týdny po explozi supernovy tvoří až 10 % hmoty), uzavírají tyto dočasné bilaterální vztahy, což se projevuje jak supratekutostí, tak i elektrickou supravodivostí.
Když vznikne Cooperova dvojice neutronů, vyzáří se neutrino a to odnáší sebou část energie. Protože neutronovou hvězdu opouští, přispěje k jejímu ochlazení. Infinitesimálně málo. Ale neutrin se díky nestálosti neutronových Cooperových párů, jež neustále vznikají a zanikají, produkuje tolik, že se to nakonec na poklesu celkové teploty neutronové hvězdy projeví. Tak tvrdí teorie a naznačují pozorování neutronové hvězdy Cas A. Nakolik je tento proces důležitý si uvědomíme, když si připomeneme, že v supratekuté hmotě se tepelná vodivost zvyšuje až k nekonečným hodnotám.
Pro úplnost se sluší dodat, že kromě neutrin vznikajících v interakcích neutron – neutron, se neutrina a antineutrina tvoří i při proměnách proton ↔ neutron za asistence elektronů. I tyto reakce patří k procesům ochlazujícím mladé neutronové hvězdy, ale větší význam mají u bílých trpaslíků - zkolabovaných zbytků vyhaslých hvězd o hmotnosti Slunce. Neutron – protonové reakce sa nazývají „Urca procesem“, což neznamená žádnou záhadnou zkratku, ale jde pravděpodobně o nápad kreativního Gamowa, který o nich diskutoval s Máriem Schönbergem v Casino-da-Urca v Rio de Janeiro. Pro původem ruského fyzika bylo inspirativní, že „urka“ v jeho jazyce znamená lupič. A reakce produkující neutrina jsou přece zdrojem odnosu energie ze zkolabované hvězdy.
Dva podobné, a přece se lišící modely
Přesná dlouhodobá měření změn teploty nabízejí nejen první potvrzení teorie, ale tvoří i podklad pro tvorbu konkrétních modelů snažících se vysvětlit, jak to vlastně přesně „funguje“. Alespoň v případu neutronové hvězdy Cas A. Do analýz dat se pustily dva týmy, vedené právě autory teoretických předpovědí. Rus Dmitrij G. Jakovlev (Физико-технический институт имени А.Ф.Иоффе, Санкт-Петербург :) je členem rusko-kanadsko-britsko-amerického týmu, který své závěry zveřejnil v časopisu Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters. Šéfem druhého, 4členného mexicko-amerického týmu je další známý teoretik zabývající se neutronovými hvězdami, Dany Page (Universidad Nacional Autónoma de México). Ještě nedávno za málo pravděpodobnou považoval možnost, že bude možné teorii, k níž sám přispěl, reálně prověřovat. Výsledky jeho skupiny se objevily v časopisu Physical Review Letters.
Na základních mechanismech se oba týmy samozřejmě shodnou, vždyť se také oba snaží tak trochu vlastní teorii potvrdit. To, v čem se jejich modely opírající se o měření neutronové hvězdy Cas A liší, je teplota, při které by se měly v jejím jádru začít tvořit neutronové tripletové Cooperovy páry, a tedy kdy dojde k fázovému přechodu k supratekutosti. Samozřejmě by to přesněji řekla alespoň 150 let dlouhá řada měření, ale tu nemáme. A tak Jakovlevův tým předpokládá přechod k této exotické formě hmoty při teplotě 700 až 900 milionů Kelvinů a Pageův čtyřlístek hranici posouvá níž, k 500 milionům Kelvinů. Podle předpokladů tento způsob urychleného chladnutí Cas A potrvá několik desetiletí a pak postupně vymizí. Pro ověření tohoto tvrzení další dvě generace astronomů přesná měření snad již mít budou.
Zdroje: Nature News, Royal Astronomical Society, MNRAS, Phys. Rev. Letters, Introduction to neutron stars, Wikipedia a i.