Historie výzkumu neutronových hvězd

Fritz Zwicky (1898–1974) a Walter Baade (1883–1960)

Pojem „neutronová hvězda“ je spjat se švýcarským fyzikem Fritzem Zwickym, který působil ve dvacátých a třicátých letech na Kalifornském technickém institutu. Byl prvním, kdo tento pojem vyslovil. Poukázal ale i na fakt, že ve vesmíru takové objekty existují. Zwicky byl vědec, jemuž nebylo cizí žádné odvětví fyziky, avšak nejvíce ho oslovila v té době vznikající moderní astrofyzika a astronomie. Do obecného podvědomí se dostal v době, kdy byly astronomy pozorovány objekty dnes nazývané jako novy a supernovy. Ve snaze vysvětlit takové přírodní úkazy přišel Zwicky s konceptem zahrnujícím vznik neutronových hvězd.

Fritz Zwicky (1898–1974)
(zdroj obrázku: www.nmspacemuseum.org)

V roce 1931 vytvořil Zwicky dvojici s německým astronomem-pozorovatelem Walte-rem Baadem, který byl v té době považován za jednoho z nejlepších astronomů. Spolu pak velice často probírali problémy týkající se právě zmiňovaných nov, které najednou vzplanou, září až 10 000krát jasněji a poté opět pohasnou. Zlepšování pozorovací techniky ve 20. letech 20. století však s sebou přineslo další nečekané odhalení. Některé novy se totiž nenacházely v naší Galaxii, ale v galaxiích jiných. Logicky se dá tedy předpokládat, že taková vzdálená nova musí mít obrovský zářivý výkon, aby i přes onu nesmírnou vzdálenost byla téměř stejně jasná, jako novy naší Galaxie. Baade na základě pozorovaných dat došel k závěru, že zářivý výkon vzdálených nov musí být až 10¹⁰krát větší, než zářivý výkon našeho Slunce.

Walter Baade (1883–1960)
(zdroj obrázku: www.phys-astro.sonoma.edu)

Zwicky byl tímto závěrem ohromen a supernovy, jak tyto superzářivé objekty pojmenovali, se pro něj staly téměř jediným cílem jeho vědeckého bádání. Oběma bylo jasné, že supernova vzniká explozí normální hvězdy. Byli též přesvědčeni, že se při explozi uvolňuje obrovské množství energie a že její největší část je odnesena ultrafialovými paprsky a rentgenovým zářením. Pro bližší srovnání, Zwicky s Baadem se domnívali, že během pár dnů, kdy supernova exploduje, vyprodukuje 100krát více energie než naše Slunce za celý svůj život. Tomu odpovídá desetina hmotnosti Slunce přeměněná na záření. Tyto úvahy se však později ukázaly jako nesprávné, neboť vycházely ze špatných předpokladů (energie supernov není majoritně uvolňována v podobě rentgenového a ultrafialového záření, ale je odnášena neutriny). Zwickyho cílem bylo odhalit fyzikální mechanismus supernov. Centrálním prvkem jeho koncepce byla hvězda složená převážně z neutronů, které byly roku 1932 objeveny Jamesem Chadwickem.

Uvažoval, že stlačením hvězdného jádra s průměrnou hustotou kolem 10⁵ kg·m^-3 (100krát hustější než voda) do podoby neutronové hvězdy (s hustotou atomového jádra 10¹⁷ kg·m^-3) by se nejen zmenšil objem původního jádra, ale i jeho hmotnost. Úbytek hmotnosti pak spočítal zhruba na 10 %. Těmto procentům převedených přes Einsteinovu ekvivalenci hmoty a energie odpovídá energie asi 10⁴⁶ J, což Zwicky považoval za dostatečný výkonný zdroj energie pro supernovy.

sir James Chadwick (1891–1974)
(zdroj obrázku: wwwlapp.in2p3.fr)

Lev Davidovič Landau (1908–1968)

Ve dvacátých letech dvacátého století již bylo jasné, že stáří Země přesahuje miliardu let, a že teplota zemského povrchu byla téměř konstantní. K udržení konstantní teploty muselo Slunce vyzařovat konstantní množství energie. Odkud se však bere? Arthur Eddington (i jiní) navrhovali, že zdrojem této konstantní energie je jaderná fúze, i když přesným procesům při jaderných reakcí se v té době nerozumělo. Lev Davidovič Landau navrhoval alternativu spočívající v existenci „neutronového jádra“.

Lev Davidovič Landau (1908–1968)
(zdroj obrázku: www.phy.bg.ac.yu)

Věřil, že uprostřed každé hvězdy je „neutronové jádro“, které je právě zodpovědné za uvolňování neměnného množství energie Slunce. Podle Landaua se měl odehrávat proces zachytávání atomů na neutronovém jádře. Toto zachytávání si můžeme představit jako pád kamene na tvrdou betonovou desku. Gravitace urychlí kámen na vysokou rychlost, a když dopadne, přemění část své kinetické energie na teplo. Podobně by gravitace nad Landauovým neutronovým jádrem urychlovala atomy na velmi vysoké rychlosti a ty by se při dopadu na neutronové jádro prudce zastavovaly, čímž by se zlomek získané kinetické energie přeměňoval na tepelnou energii. Landau spočítal, že atom předá jádru energii rovnající energii 10 procent jeho hmotnosti. Deset procent zmínil i Zwicky, i když za jiných okolností. Zajímavé je, že energetický zisk popsaného principu je 30krát účinnější než zisk jaderných reakcí.

Julius Robert Oppenheimer (1904–1967)

Otázku, jakou hmotnost má neutronová hvězda, si jako první položil Julius Robert Oppenheimer. Uvědomoval si, že otázka minimální hmotnosti je pro existenci takových objektů více než zásadní. Její zodpovězení by potvrdilo nebo naopak vyvrátilo Landauovu teorii neutronového jádra. Jakou minimální hmotnost musí mít neutronové jádro mít, aby mohlo existovat?

Julius Robert Oppenheimer (1904–1967)
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Oppenheimer byl zvyklý pracovat na důležitých fyzikálních problémech se svými studenty a pro výpočet minimální hmotnosti určil Roberta Serbera. Společně přepočítali závěry Lva D. Landaua publikované v časopise Nature (19. února 1938), v nichž se Landau zabýval i otázkou minimální hmotností neutronového jádra. Došli k závěru, že se Landau při svých výpočtech s největší pravděpodobností mýlil, když neuvažoval procesy spojené s jadernými silami. Minimální hmotnost neutronového jádra podle jejich závěru dosahovala hodnoty jedné desetiny hmotnosti Slunce. Navíc ukázali, že Slunce nemůže obsahovat takové jádro, protože by muselo být obaleno slupkou degenerované elektronové hmoty, jež by vážila stejně jako Slunce samotné.

Robert Serber (1909–1997)
(zdroj obrázku: dsd.lbl.gov)

Po detailnějších výpočtech provedených Hansem Bethem a Charlesem L. Critchfieldem se ukázalo, že se Landau skutečně mýlil a že pravdu měl Eddington. Hvězdy získávají energií z jaderných reakcí (nutno podotknout, že se v dnešní době ukazuje, že některé velmi hmotné hvězdy by mohly Landauův mechanismus využívat).

Hans Albrecht Bethe (1906–2005)
(zdroj obrázku: www.lanl.gov)

Nutně tedy vyvstala otázka, jaký bude osud hvězd, dojde-li jim jejich zdroj energie potvrzený Bethem a Critchfieldem. Jaká tělesa místo nich vzniknou? Bílí trpaslíci? Neutronové hvězdy? Černé díry? Něco jiného? V předchozím desetiletí Chandrasekhar jasně ukázal, že hvězdy o hmotnosti menší než 8 hmotností Slunce musí skončit jako bílí trpaslíci. Na druhou stranu tu byl Zwicky, který tvrdil, že hvězdy hmotnější než osm hmotností Slunce se budou hroutit dál a skončí v podobě neutronové hvězdy. Nebo se kolaps nezastaví ani zde a vytvoří se černá díra? Oppenheimer si výpočet zjednodušil a zaměřil se na jedinou otázku, která se mu jevila jako nejdůležitější. Jaká bude maximální hmotnost neutronových hvězd? Jakou hmotnost může neutronová hvězda mít, aby byla ještě neutronovou hvězdou a ne černou dírou? Společníkem v těchto výpočtech mu byl opět jeden z jeho studentů – George Volkoff.

George Michael Volkoff (1914–2000)
(zdroj obrázku: www.cap.ca)

Výsledek jejich výpočtů nepotěšil zejména Eddingtona s Einsteinem, jakožto odpůrců existence černých děr. Maximální hmotnost neutronových hvězd se pohybuje mezi 1,5 až 3 M_S. Chandrasekharovy výpočty, i přes své první neúspěchy, byly vědeckou komunitou přijaty, Oppenheimerovi a Volkoffovi se dalo jen těžko odporovat. Pokud hvězda nemůže skončit na pohřebišti bílých trpaslíků a ani na pohřebišti neutronových hvězd, skončí s velkou pravděpodobností jako černá díra.

Odpor vůči existenci černých děr byl však ve čtyřicátých a padesátých letech značný, a tak aby teoretičtí fyzikové zabránili tomuto fenoménu, uvěřili mylné představě, že všechny hvězdy během svých závěrečných fází odhodí dostatek hmoty k tomu, aby se mohly stát buď bílým trpaslíkem nebo neutronovou hvězdou. Dnes již víme, že i přes redukci hmotnosti v závěrečných fázích přeci jen u velmi hmotných hvězd zůstává dostatečná hmotnost, která má za následek kolaps hvězdy v černou díru. V současnosti mají astronomové již zaznamenány stovky neutronových hvězd a hmotnosti řady z nich byly s vysokou přesností změřeny. Překvapivé je, že dosahuje průměrné hodnoty 1,4 M_S, tedy hodnoty Chandrasekharovy meze bílých trpaslíků. Proč tomu tak je, zatím nevíme.