Jak můžeme porozumět prostředí, které nelze na Zemi replikovat? To je výzva, které astrofyzici neustále čelí. V některých případech jde do značné míry o to zjistit, jak dobře pochopená fyzika platí pro extrémní podmínky, a poté porovnat výstup těchto rovnic s pozorováním. Ale významnou výjimkou je neutronová hvězda, kde jsou příslušné rovnice zcela neřešitelné a pozorování neposkytují mnoho podrobností.
Takže i když jsme si docela jisti, že blízko povrchu těchto těles je vrstva téměř čistých neutronů, nejsme si velmi jisti, co by mohlo existovat hlouběji v jejich nitru.
Příroda tento týden zveřejňuje studii, která se nás snaží posunout blíže k porozumění. Nedává nám to odpověď – stále je tu spousta nejistoty. Ale je to skvělá příležitost podívat se na proces, jak vědci mohou přebírat data z velkého množství zdrojů a začít tyto nejistoty omezovat.
Co je po neutronech?
Hmota, která tvoří neutronové hvězdy, začíná jako ionizované atomy poblíž jádra masivní hvězdy. Jakmile fúzní reakce hvězdy přestanou produkovat dostatek energie k potlačení gravitace, tato hmota se smrští a zažije stále větší tlaky. Drtivá síla stačí k odstranění hranic mezi atomovými jádry, čímž vznikne obří polévka protonů a neutronů. Nakonec se dokonce i elektrony v této oblasti dostanou do mnoha protonů a přemění je na neutrony.
To nakonec poskytuje sílu k tlačení zpět proti drtivé síle gravitace. Kvantová mechanika brání neutronům v tom, aby obsadily stejný energetický stav v těsné blízkosti, a to brání neutronům v přiblížení se a tak blokuje kolaps do černé díry. Ale je možné, že mezi shlukem neutronů a černou dírou existuje přechodný stav, kdy se hranice mezi neutrony začnou rozpadat, což má za následek podivné kombinace jejich kvarků.
Tyto druhy interakcí jsou řízeny Silnou silou, která váže kvarky dohromady na protony a neutrony a poté tyto protony a neutrony váže do atomových jader. Výpočty zahrnující silnou sílu jsou bohužel extrémně nákladné, výpočetně. Výsledkem je, že je prostě není možné přimět, aby pracovaly při takových energiích a hustotách, jaké má neutronová hvězda.
Ale to neznamená, že jsme uvízli. Máme aproximace silné síly, kterou lze vypočítat při příslušných energiích. A i když v nás zůstávají značné nejistoty, k omezení těchto nejistot je možné použít různé empirické důkazy.
Jak se dívat na neutronovou hvězdu
Neutronové hvězdy jsou pozoruhodné tím, že jsou svou hmotností neuvěřitelně kompaktní a vmáčknou více než hmotnost Slunce uvnitř objektu, který má průměr jen asi 20 km. Nejbližší, o kterém víme, je stovky světelných let daleko a většina z nich je mnohem, mnohem dále. Zdá se tedy, že není možné udělat příliš mnoho ve způsobu zobrazování těchto objektů, že?
Ne úplně. Mnoho neutronových hvězd je v systémech s jiným objektem – v některých případech s neutronovou hvězdou. Způsob, jakým tyto dva objekty vzájemně ovlivňují své oběžné dráhy, nám může hodně prozradit o hmotnosti neutronové hvězdy. NASA má také vyhrazenou observatoř neutronových hvězd připojenou k Mezinárodní vesmírné stanici. NICER (The Neutron star Interior Composition Explorer) využívá řadu rentgenových dalekohledů k získání detailních snímků neutronových hvězd při jejich rotaci. To mu umožnilo dělat věci, jako je sledování chování jednotlivých horkých míst na povrchu hvězdy.
Kritičtější pro tuto práci je, že NICER může detekovat zkreslení časoprostoru kolem velkých neutronových hvězd a použít to k vytvoření přiměřeně přesného odhadu jejich velikosti. Pokud se to spojí s pevným odhadem hmotnosti neutronové hvězdy, pak je možné zjistit hustotu a porovnat ji s hustotou, kterou byste očekávali od něčeho, co jsou čisté neutrony.
Ale nejsme omezeni pouze na fotony, pokud jde o hodnocení složení neutronových hvězd. V posledních letech byla slučování neutronových hvězd detekována prostřednictvím gravitačních vln a přesné detaily tohoto signálu závisí na vlastnostech hvězd, které slučování provádějí. Takže tato spojení mohou také pomoci vyloučit některé potenciální modely neutronových hvězd.