Preprintové vydání časopisu Science, Science Express, přináší článek 18členného mezinárodního týmu, který předkládá analýzy měření zajímavé binární soustavy, objevené v roce 2009 díky australskému radioteleskopu u města Parkes (Parkes Observatory) a později pozorované jedním z Keckových desetimetrových dalekohledů. Dvojice, kterou tvoří rychle rotující milisekundový pulsar PSR J1719-1438 a planeta s průměrem téměř pět krát větším než Země, je vzdálená přibližně 4 000 světelných let, nachází se v asi jedné osmině cesty od Sluneční soustavy k centru Mléčné dráhy a na oblohu se promítá do oblasti souhvězdí Hada. Na této binární soustavě by v podstatě nic až tak výjimečného nebylo, vždyť asi 70 % všech rychle rotujících pulsarů má nějakého průvodce, je však velmi zajímavým potvrzením teorie vzniku milisekundového pulsaru z původní dvojhvězdy.
Pulsar je když...
...teleskopy zachytí ze vzdáleného bodového zdroje podivné, velmi pravidelné blikání s milisekundovou až sekundovou frekvencí ve spektru radiových, ale i kratších vln. Původcem tohoto majákového jevu není mimozemské volání SOS, ale dva energetické proudy nabitých částic tryskající rychlostí blízkou rychlosti světla podél osy silného magnetického dipólového pole neutronové hvězdy. Protože magnetická osa není s tou rotační totožná, oba opačně směrované výtrysky doprovázené intenzivním synchrotronním zářením opisují při otáčení kužel. Pulsar zaregistrujeme, jen když se Země nachází v dráze některého z těchto gigantických paprsků. Z pohledu statistiky tedy vyplývá, že většinu těchto vesmírných majáků nemusíme vůbec odhalit. Přesto nám pomáhají hledat neutronové hvězdy – zejména ty mladé, rychle rotující. Většina z asi 2000 doposud známých neutronových hvězd byla objevena právě jako pulsar.
Neutronová hvězda je to, co zbylo po velkolepé derniéře obrovské hvězdy, jejíž původní hmotnost je 8 až 30 - 40 krát větší než je hmotnost Slunce. Po spotřebování podstatné části zdrojů pro jadernou fúzi – a tím jsou po vodíku a heliu v pozdějších fázích hvězdného vývoje těžší prvky, jako uhlík, kyslík, síra, vápník, křemík... až po železo - gigantická exploze, kterou nazýváme supernova II. typu rozfoukne podstatnou část hvězdného obra a zbude jen část jádra o hmotnosti asi 1,4 až 2násobku Slunce stlačená do rychle rotujícího tělesa s poloměrem 10 - 12 km. Jeho původní železno-niklové složení se ve fázi supernovy působením gigantického gravitačního tlaku a vlivem intenzivního magnetického pole v řádu sto milionů Tesla (zvýšení vůči poli původní hvězdy o cca 10 řádů!) změní na zcela jinou formu hmoty, v níž dochází k destrukci samotných atomů. Elektrony se sloučí s protony, vytvoří neutrony a v reakcí zrozená neutrina sebou odnášejí největší část uvolněné energie. Vzniká neutronová hvězda s průměrnou hustotou 3,7×1017 až 5,9×1017 g/cm3, tedy krychle o straně 1 cm by na Zemi vážila několik sto milionů tun. Tuto hmotu si ale nelze představit jako homogenní hustý slepenec neutronů, realita je mnohem složitější (viz alespoň obrázek zde). Podstatná část momentu hybnosti původní velké hvězdy se zachová a toto dědictví přinutí nepoměrně menší neutronovou hvězdu rotovat obrovskou rychlostí.
Těsný svazek pulzaru a „diamantové“ planety
Planetu, která obíhá objevený pulsar J1719-1438, média představují téměř jako velký diamant. Již z porovnání průměrné hustoty, kterou tato planeta má: 23 g/cm3, což je víc než čtyřnásobek průměrné objemové hmotnosti Země: 5,5 g/cm3) a diamantu: 3,5 g/cm3, je zřejmé, že to asi nebude zcela správná představa. Zkusme si ji trochu poopravit.
Na počátku toho, co dnes astronomové pozorují jako pulsar, kolem něhož v těsné blízkosti krouží zvláštní planeta, byla dvojhvězda, tedy gravitačně spjatá dvojice hvězd obíhajících společné těžiště. Jedna z hvězd byla mnohem větší a hmotnější, po explozi supernovy zbyla po ní neutronová hvězda s předpokládanou frekvencí rotace přibližně 50 Hz, tedy 50 otoček za sekundu. Jenže dnes je to přes 175 Hz, tedy na otočku připadá 5,7 tisícin sekundy. Co se stalo?
Menší, gravitačně připoutaná hvězdná partnerka se v době exploze supernovy nacházela v takové vzdálenosti, že katastrofu přežila a rázová vlna vzájemnou gravitační vazbu nepřerušila. Dnes však obíhá s frekvencí 11 oběhů za jeden pozemský den (jeden oběh trvá asi 2:10 hod) ve vzdálenosti jenom 600 000 km, což je méně, než poloměr Slunce. To znamená, že celá binární soustava by se vešla do objemu naší hvězdy. To tak přece původně nemohlo být. Co to způsobilo?
V současnosti se zbytek po menší hvězdě obíhající v těsné blízkosti pulsar podobá spíše planetě s vysokou hustotou, nežli vývojovému stadiu hvězdy. Proč?
Na tyto otázky odpovídá elegantní teorie, která nabízí vysvětlení vzniku nejen tohoto milisekundového pulsaru. Předpokládá existenci jevu, jenž, jak se zdá, je ve vesmíru celkem běžný – loupež hmotného majetku. I mezi hvězdami platí nepsaná pravidla „silnější bere“ a „co není dostatečně (gravitačně) připoutáno, vezme roha.“ Předpokládá se, že menší a méně hmotná složka původní dvojhvězdy se po spotřebování většiny zdrojů pro jadernou fúzi proměnila ve standardního bílého trpaslíka s průměrnou hustotou asi tunu (milion gramů) na centimetr krychlový. Na takový objekt se za nějakých 5 miliard let změní i naše Slunce. Gravitační síla v závěrečných fázích zářivé kariéry této hmotnostní kategorie hvězd – ve stadiu takzvaného červeného obra – vystačí na spuštění syntézy helia v jádra uhlíku a kyslíku. Tyto dva prvky pak tvoří hlavní složku centrální oblasti bílého trpaslíka, jenž zůstane po vyhasnutí jaderných reakcí. Velký tlak způsobuje, že uvnitř takového tělesa se hmota nachází ve formě takzvaného degenerovaného elektronového plynu. Můžeme si ho představit jako zvláštní formu tlakem na maximum zhuštěného plazmatu (ionisovaného plynu), v němž se pozitivně nabitá „nahá“ atomová jádra nacházejí v „moři“ elektronů, které tlak donutil opustit své atomární orbity a podléhajíc Pauliho vylučovacímu principu jsou namačkány na nejnižších možných energetických hladinách. Taková matérie není dál stlačitelná, aniž by nedošlo k destrukci atomových jader (dochází k tomu při překročení tzv. Chandrasekharovy meze, což je 1,44 násobek hmotnosti Slunce - z takového "zbytku" po původní hvězdě vzniká neutronová hvězda).
Co se však stane, když sice mnohonásobně menší, ale hmotnější a tedy gravitačně silnější neutronová hvězda bude z povrchu bílého trpaslíka krást hmotu? V rovině rotačního rovníku si vytvoří takzvaný akreční disk, v němž materiál z trpaslíka urychluje po spirální dráze směrem k svému povrchu. Protože se s hmotou přenáší i moment hybnosti, její rotace se zrychluje až na stovky otáček za sekundu - vzniká milisekundový pulsar. Ale to se děje na úkor rychlosti bílého trpaslíka, který zpomaluje a to ho přesouvá na stále nižší oběžnou dráhu, blíž a blíž k nebezpečí. Jak přichází o své vnější slupky, snižuje se i gravitační tlak v jeho nitru a centrální oblast s degenerovaným elektronovým plynem se zmenšuje. Vnitřní struktura hmoty se rozvolňuje, napěchované atomy regenerují své elektronové obaly a působením jejich elektromagnetických sil se rozestupují, jako když se v Tokiu, v dopravní špičce otevřou dveře metra. Jak objem trpaslíka narůstá, hustota rychle klesá. Vědci předpokládají, že tyto podmínky umožňují vznik stabilních prostorových vazeb mezi atomy uhlíku (případně i kyslíku) a vytvoření pevné krystalické struktury s vysokou hustotou. Protože nejhustší na Zemi známá krystalická forma uhlíku je diamant, jehož krystaly se rodí v hloubkách zemské kůry za vysokého tlaku a teploty, připodobňují k němu i strukturu zbytku uhlíkového jádra původního bílého trpaslíka. Ten přišel o podstatnou část hmoty, kterou pulzar využil jako účinný omlazující preparát, a tak se jeho torzo podobá spíše planetě. Vzácnější než jeho předpokládaná, přímému výzkumu nedostupná "diamantová" krystalická struktura je na něm to, že posouvá hranice našeho poznání a potvrzuje správnost zajímavé teorie vzniku milisekundového pulsaru. Nejen toho s označením PSR J1719-1438, který by bez svého vykořisťovaného hvězdného průvodce byl v současnosti stále pomaleji rotující a pravděpodobně téměř nic nevyzařující a pro nás těžko pozorovatelnou neutronovou hvězdou.
(Odborný článek Transformation of a Star into a Planet in a Millisecond Pulsar Binary)
Video: Šéf 18členného mezinárodního týmu, astrofyzik Matthew Bailes z Technické Swinburnovy university v australském Melbourne představuje objevenou binární soustavu, kterou tvoří milisekundový pulsar PSR J1719-1438 obíhaný v těsné blízkosti zvláštní planetou, jejíž vnitřní struktura možná připomíná krystalickou strukturu diamantu.
Shrnutí základních údajů:
Doba jedné otočky pulsaru: 5,7 milisekundy
„Diamantová planeta“ obíhá po téměř kruhové dráze s poloměrem 600 000 km, oběžná doba 2 hod 10 min, její maximální možný poloměr se odhaduje na 30 000 km, průměrná hustota je 23 g/cm3.
(Video kredit: Swinburne Astronomy Productions)