Ve vesmíru nic netrvá věčně a ani život hvězd není neomezeně dlouhý. Jakmile hvězda spotřebuje své palivo, začne se pod vlivem gravitace hroutit sama do sebe. Pokud je hmotnost hvězdy menší než Chandrasekharova mez (1,4 hmotnosti Slunce), skončí hvězda jako bílý trpaslík, kde tlak degenerovaného elektronového plynu zastaví hroucení hvězdy. Elektrony však nedokážou zabránit gravitačnímu kolapsu, pokud je hmotnost hvězdy větší než Chandrasekharova mez. Závěrečným stádiem je pak neutronová hvězda, kde úlohu elektronů u bílého trpaslíka přeberou neutrony. Neutronová hvězda ale také nemůže mít libovolnou hmotnost. Horní mez hmotnosti neutronové hvězdy se nazývá Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez (2,1 hmotnosti Slunce). Hmotnější objekty pravděpodobně končí svůj život jako černé díry. Pro tato tři závěrečná stádia hvězd máme k dispozici velké množství experimentálních dat, která podporují jejich existenci. Avšak teoretické modely, vypracované na základě zkušeností s vysokoenergetickými částicovými srážkami, předpovídají existenci kvarkových hvězd a stabilních elektroslabých hvězd, které jsou tématem dnešní novinky.
|
Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. Chandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové délce 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″. XMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m2. Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5. Kvarky – částice, ze kterých jsou tvořeny těžké částice s vnitřní strukturou (hadrony). Hadrony dělíme na baryony složené ze tří kvarků (například protony a neutrony) a na mezony tvořené kvarkem a antikvarkem (například piony). Kvarky se dělí do tří generací, první tvoří kvarky „d“ (down) a „u“ (up), druhou kvarky „s“ (strange) a „c“ (charm) a třetí kvarky „b“ (bottom nebo beauty) a „t“ (top nebo truth). Kvarky mají neceločíselné (třetinové a dvoutřetinové) elektrické náboje. Jsou také nositeli barevného náboje silné interakce. Baryonové číslo – kvantové číslo, které charakterizuje baryony. Každý kvark má B = 1/3, antikvark B = −1/3. Výsledné baryonové číslo mezonů je proto 0, baryonů +1, antibaryonů −1. Leptonové číslo – kvantové číslo, které charakterizuje leptony. Každý lepton má L = +1, antilepton L = −1. |
| Kvarkové hvězdy |
Atomy, ze kterých se skládá hmota okolo nás, přestávají za vysokých tlaků existovat. V průběhu formování neutronové hvězdy jsou elektrony za produkce neutronů a neutrin. Tento proces se děje v jádře hvězdy při výbuchu supernovy. Výsledkem je hvězda složená převážně z neutronů. Jelikož ve vnějších vrstvách neutronové hvězdy je menší tlak než v jádře, mohou se zde vyskytovat kromě neutronů i protony a elektrony. Blíže k jádru roste podíl neutronů. V jádře neutronové hvězdy je tlak tak vysoký, že neutrony se k sobě dostanou na velmi krátkou vzdálenost, kde se uplatňuje i slabá a silná interakce. Pokud je počáteční hmotnost hvězdy dostatečná, může dojít k uvolnění kvarků z jejich vázaných stavů (baryonů a mezonů). Jádro této kvarkové hvězdy obsahuje volné kvarky up a down (kvarky, ze kterých jsou složeny protony a neutrony) a také těžší kvarky. Taková hvězda se pak nazývá kvarková hvězda.
Kvarková hvězda ve svých vnitřních vrstvách obsahuje nejen volné kvarky typu
u a d, ale také kvarky s.
Zdroj: [4].
Možným kandidátem na kvarkovou hvězdu je objekt RXJ1856.5-3754. Rentgenové observatoře Chandra a XMM-Newton proměřovaly spektrum a povrchovou teplotu tohoto objektu. Z údajů bylo možné vypočítat, že poloměr objektu hmotného téměř jako Slunce je menší než 6 km. Díky extrémnímu zakřivení prostoru se vnějšímu pozorovateli jeví poloměr o 40 % větší. Objekt RXJ1856.5-3754 se zdá být příliš kompaktní na to, aby mohl být neutronovou hvězdou. Dalším zajímavým objektem je pulzar 3C58, jehož jádro je mnohem chladnější než u typické neutronové hvězdy.
pořízené rentgenovou observatoří Chandra.
Zdroj: [4].
| Elektroslabé hvězdy |
Kvarková hvězda ale nemusí nutně znamenat závěrečné stádium života hvězdy. Pokud má kvarková hvězda dostatečnou hmotnost, pak i teplota v jejím nitru je enormní. Částice v jádře mohou dosáhnout energie větší než 100 GeV. Za těchto podmínek se ve hvězdě zažehnou procesy zcela odlišné od procesů jaderné syntézy, které ve hvězdě dominovaly, když ještě byla hvězdou hlavní posloupnosti. Při energii kolem 100 GeV dochází k elektroslabému fázovému přechodu, kdy se elektromagnetická a slabá interakce sjednotí v elektroslabou interakci. V jádře takové hvězdy dochází k „elektroslabému hoření“, které probíhá ve velmi malé oblasti jádra (řádově centimetry). Jádro přitom má hmotnost řádově stejnou jako Země. Při procesu elektroslabého hoření dochází k přeměně kvarků na leptony, nezachovává se tedy baryonové (B) ani leptonové číslo (L). Jak je to možné? Při nízkých energiích, kdy je slabá interakce skutečně slabá, lze při výpočtech efektivně uplatnit poruchovou teorii. Pohybové rovnice vykazují jisté symetrie, kterých lze při analýze interakčních procesů využít. Za zachování leptonového a baryonového čísla je zodpovědná Symetrie U(1). Při vyšších energiích se začínají projevovat nepřesnosti poruchové teorie. Již neplatí zákon zachování baryonového a leptonového čísla, ale rozdíl B − L zůstává zachován. Takové procesy jsou výrazně potlačeny při nízkých energiích, ale v nitru kvarkové hvězdy mohou hrát významnou roli. Příklady procesů, které mohou probíhat v jádře elektroslabé hvězdy:
elektroslabé hvězdy o miliony let.
Zdroj: [2]
Toto nejsou jediné možné reakce. Reakcí se mohou účastnit i přítomné antikvarky – ovšem vždy takovým způsobem, aby byl zachován rozdíl B − L. Tento zdroj energie pomůže hvězdě odolávat gravitaci a prodloužit jí tak život i o několik milionů let, než dojde k nevyhnutelnému gravitačnímu kolapsu a hvězda skončí jako černá díra. Jak ale experimentálně ověřit existenci elektroslabých hvězd? Klíčem může být analýza (anti) neutrin. Je dobrým předpokladem uvažovat, že v centru takové hvězdy dominuje hmota nad antihmotou, proto v produktech elektroslabého hoření převládají antineutrina. Tato antineutrina produkovaná v jádru elektroslabé hvězdy mívají energii v řádu stovek GeV a poměrně snadno interagují s okolní velmi hustou hmotou a ztrácejí tak svoji kinetickou energii. Transport antineutrin k povrchu hvězdy tedy probíhá procesem difúze. Zdaleka největší úbytek kinetické energie neutrin nastává v důsledku gravitačního červeného posuvu. Antineutrina, která vidí vnejší pozorovatel, vznikla v hlubokém gravitačním potenciálovém minimu, na jehož opuštění byla potřeba značná část původní kinetické energie.
Zdroj: [2].
Experimentální určení přebytku antineutrin vyzařovaných elektroslabou hvězdou je velmi těžko proveditelné. Antineutrina totiž nevznikají pouze při elektroslabém hoření v kompaktním jádře, ale také v důsledku tepelných procesů ve značném objemu hvězdy. Energetická závislost tepelných neutrin na poloměru hvězdy je podobná energetické závislosti „červeně posunutých“ neutrin produkovaných při elektroslabém hoření. Užitečný signál je tedy skryt v šumu tepelných neutrin. Dalším problémem je, že oblasti vnějšího jádra nejsou úplně transparentní pro vysokoenergetická neutrina.
| Závěr |
Přestože teoretické předpovědi ani experimentální prozorování zatím nepřinesly přesvědčivou odpověď na otázku položenou v názvu bulletinu, má smysl se touto problematikou dále zabývat. Kvarkové a elektroslabé hvězdy mohou představovat poslední stabilní závěrečná stádia hvězd, která jsou ještě schopna odolávat nemilosrdné gravitaci. Studium kvarkové hmoty nám rovněž může mnohé napovědět o dějích, které proběhly v raných fázích vesmíru. Narušení zachování baryonového čísla je dokonce jednou ze Sacharovových podmínek pro vznik vesmíru, ve kterém existuje asymetrie mezi množstvím hmoty a antihmoty.
Zdroje:
1. M. H. Thoma et al.: Strange quark matter in neutron stars?; arXiv:astro-ph/0305249v2 (2003)
2. De-Chang Dai et al.: Electroweak stars: how nature may capitalize on the standard model's ultimate fuel; arXiv:0912.0520v1 (2009)
3. E. Cartlidge: Electroweak stars predicted; Physics World, December 18, 2009
4. Chandra Photo Album: RX J1856.5-3754 and 3C58: Cosmic X-Rays may reveal new form of matter
