| |||
|
Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. | |||
|
Neutronová hvězda 1E1207.4-5209
Ivan Havlíček
Neutronové hvězdy jsou extrémně husté stabilní objekty v hydrostatické rovnováze, které mohou vzniknout jako jedno ze závěrečných stadií hvězdného vývoje. Neutronové hvězdy vznikají běžně zhroucením velmi hmotné hvězdy při výbuchu supernovy. Počáteční hmotnost takové hvězdy se pohybuje v rozmezí (4÷10) M☼. Je-li pozůstatek po supernově dostatečně hmotný, vznikne objekt s průměrnou hustotou cca 1014 kg m−3 a poloměrem okolo 10 km. Limitní hmotnost stability takové neutronové hvězdy se dnes pohybuje podle různých modelů mezi (1,4÷2,4) M☼. V jádru neutronové hvězdy se předpokládaná hustota pohybuje nad hodnotou 1017 kg m−3, což je vyšší hustota, než v atomovém jádru. Jde vlastně o gigantické atomové jádro s 1057 nukleony, držící pohromadě gravitační silou. Minimální teoretická hmotnost by neměla být menší než 0,1 M☼, v méně hmotných objektech není dostatečný tlak, který by zabránil rozpadu neutronů. Neutronová hvězda by měla mít magnetické pole mimořádně vysoké v řádu 108 T.
|
Neutronová hvězda – hvězda, jejíž jádro je složeno převážně z neutronů. Tlak degenerovaných neutronů odolává gravitaci. Extrémní hustota při malých rozměrech (do 50 km). Pole běžných neutronových hvězd do 108 T. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. létech 20. století. Pulsar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulsy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové. První pulsar byl objeven v roce 1967. Magnetar – neutronová hvězda s mimořádně silným magnetickým polem až 1012 T. Kůra je již nestabilní, praská, dochází k pravidelným magnetotřesením doprovázeným záblesky v měkkém gama oboru. První magnetar byl spolehlivě detekován v roce 1998. SGR – Soft Gama Repeater - zábleskové zdroje v měkkém gama oboru, jejich původcem jsou magnetary. První SGR objeven v roce 1979. XMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř), startoval v prosinci 1999. |
Struktura neutronové hvězdy
Postupujeme-li neutronovou hvězdou od povrchu k jádru, lze postupně rozlišit několik vrstev s různou strukturou:
- Atmosféra o tloušťce řádově v cm, hustota je zde menší než 106 kg m−3, lze zde nalézt povětšinou železná jádra, popřípadě i lehčí prvky. Povrchová gravitace je o 11 řádů vyšší než na Zemi.
- Několik set metrů silná vnější kůra, kde dochází při hustotě nad 106 kg m−3 k elektronové degeneraci.
- Vnitřní kůra neutronové suprakapaliny o tloušťce cca 1 km. Při hustotách nad 4×1011 kg m−3 vznikají neutronové kapky, které se postupně slévají ve větší oblasti, neutronová vlákna až posléze v hmotu s homogenní strukturou. Tato přechodová vrstva končí s hustotou na vnitřní straně cca 1012 kg m−3.
- Při hustotě 1014 kg m−3 jde již o jádro hvězdy. Tato oblast je propočítána nejméně přesně. Centrální hustota se předpokládá i nad 1018 kg m−3, kdy zde vznikají a mohou i převládat jiné částice – mezony, pionový kondenzát, Λ0 a kvark-gluonové plasma.
Řez neutronovou hvězdou
Neutronové hvězdy jsou nejlépe prozkoumány, co se týče hmotnosti, jako součásti těsných dvojhvězd a, co se týče dynamických projevů, jako pulsary. Fyzikální terminologie vycházející z určení limitních parametrů je však občas trochu zavádějící, jelikož o těchto objektech byly donedávna známy pouze dva výše uvedené sekundární projevy – pohyb druhé složky těsné dvojhvězdy a radioastronomické měření pulzů. V několika málo případech bylo souběžně pozorováno i záření v X emisi (například milisekundový pulzar v Krabí mlhovině).
Neutronová hvězda 1E1207.4-5209
11. června 2003 bylo oznámeno měření magnetického pole mladé neutronové hvězdy 1E1207.4-5209 použitím kamery EPIC na palubě rentgenové observatoře XMM-Newton. Tým profesora Giovanni Bignamiho z University of Pavia, astronomové z Laboratoří CESR v Toulouse a v IASF Institutu v Milánu spočítali hodnotu magnetického pole hvězdy na 8×106 T, což je 50 až 100 krát méně než bylo očekáváno z teoretických předpovědí uvedených výše. Princip měření spočíval v analýze spektrogramu pořízeného za dobu 72 hodin a interpretaci absorpčních spektrálních čar na energiích 0.7, 1.4 a 2.1 keV, a čtvrté slabě rozeznatelné 2.8 keV. Pohyb těchto absorpčních čar ve spektru kopíruje rotaci hvězdy. Nabízí se interpretace, že jde o základní rys rezonanční cyklotronové absorpce podobně jako absorpce elektronů. Jde o historicky první přímé měření magnetického pole samostatné neutronové hvězdy. Na jeho základě bude možno upřesnit teoretické modely a teorie vysvětlující stavbu neutronových hvězd.
Fotografie neutronové hvězdy 1E1207.4-5209 pořízená
rentgenovou
observatoří XMM-Newton.
Spektrogram neutronové hvězdy 1E1207.4-5209 pořízený
kamerou EPIC
na observatoři XMM-Newton
Odkazy
