Neutronů celá hvězda

S částicemi je to těžké. Dnešní standardní model jich zahrnuje již několik desítek, které podle téhož modelu lze sestavit z pouhých dvanácti opravdu elementárních částic: šesti leptonů, šesti kvarků. K elementárním částicím lze přiřadit i několik částic zprostředkujících interakce. Tento soubor částic dnes považujeme za dále nedělitelný.

Mnohé z těchto částic jsou nestabilní, přesněji řečeno těch nestabilních je drtivá většina – znamená to, že se částice obvykle dříve či později rozpadnou na částice jiné. Ač se to zdá divné, tak i jedna z prvních objevených elementárních částic – neutron – podléhá rozpadu na jiné částice, pokud není vázán v jádře atomu.
Poločas tohoto rozpadu je asi 15 minut. Přesto lze ve vesmíru najít objekty, v nichž jsou volné neutrony a jsou stabilní.
Objekty, o nichž se budeme v následujících řádcích bavit, dostaly podle svého složení také název – říká se jim neutronové hvězdy. Způsob jejich vzniku je vcelku prozaický – jde o původ-ně dosti hmotné hvězdy (které svou hmotností asi desetkrát převyšují hmotnost Slunce), jež v závěru svého bouřlivého života prohrály celoživotní souboj s gravitací a podlehly rychlému smršťování. Celý děj je energeticky nesmírně zajímavý, nazýváme jej supernovou II. druhu. Původní hvězdné jádro přijde o své jaderné palivo a tak již nemůže tlakem záření vzdorovat vlastní gravitaci. Hvězda se velmi rychle smrští. Většina potenciální energie původní hvězdy je velmi rychle rozptýlena do prostoru prostřednictvím neutrin, asi setina energie je odnesena expandujícími vnějšími vrstvami původní atmosféry rychlostí kolem 104 m.s-1. A tak z původně zářivé hvězdy zůstane rychle se rozpínající obálka a velmi husté jádro.
Atomy jsou schopny se do jisté míry bránit smršťování elektromagnetickým odpuzováním. První bariérou, bránící úplnému kolapsu, jsou elektronové obaly, v nichž se koncentruje záporný náboj. Ty však narůstající tlak nevydrží, elektronové obaly se zbortí a dojde k elektronové degeneraci – elektrony se z atomů osamostatní. Zůstávají tedy protony a neutrony. Protony si ale udržují svůj pozitivní elektrický náboj a nadále se odpuzují. Hvězdy o hmotnostech mezi 2 a 10 hmotami Slunce zde vývoj končí - tomuto stádiu se říká bílý trpaslík. U hvězd hmotnějších vývoj pokračuje.
Jediný způsob, jak povolit další smršťování, je zbavit se náboje protonů a přeměnit je na neutrony. Ty jsou nadále neutrální, takže již nemohou bránit kompresi elektromagnetickým působením.
Výsledkem je těleso o poloměru kolem
10 km s hustotou převyšující 1017 kg.m-3. Jeden centimetr krychlový (což přibližně odpovídá obsahu kávové lžičky) by tedy vážil přibližně sto milionů tun (což odpovídá hmotnosti 60 kilometrů dlouhého vlaku sestaveného ze samých soupravových lokomotiv). Výpočty ukazují, že gravitační zrychlení na povrchu neutronové hvězdy je 1011 krát větší, než na povrchu Země. Řez modelem takové hvězdy připomíná spíše velmi exotickou planetu. Má několik centrimetrů tlustou atmosféru, pod níž leží asi 100–200 metrová kůra složená z jaderné mřížky, ve které se prohánějí delokalizované elektrony. Dále do nitra je vnitřní kůra, jež je tvořena supratekutou neutronovou kapalinou, jejíž mocnost je asi 5 km. Zbytek přestavuje jádro neutronové hvězdy. Ve vnějším jádře jsou neutrony a zbytky protonů, obojí v supratekutém stavu. Tlak ve vnitřním jádře by mohl dosahovat až takových hodnot, že by mohlo dojít k rozbití nukleonů na kvarky, které by se zde vyskytovaly volně společně s dalšími částicemi – piony. Takový je současný teoreticky vypracovaný model, který velmi dobře odpovídá pozorovanému chování.
V důsledku svého vývoje jsou neutronové hvězdy nositelkami extrémních magnetických polí s osou skloněnou vůči ose rotace. Tento efekt se projevuje velmi intenzivním a úzce směrovaným rádiovým zářením. Protože se zachovává moment hybnosti původní hvězdy, rotace neutronových hvězd je typicky velmi rychlá (až 1000 otáček za sekundu). Proto byly neutronové hvězdy na konci šedesátých let právem ztotožněny s periodickými zdroji rádiového záření – pulsary.
Zdá se, že neutronová hvězda je velmi zvláštní těleso, jež naplnilo snad i ty nejdivočejší představy astrofyziků. Přitom však o jejich existenci dnes již skoro nikdo nepochybuje a zdá se, že by naše představa o neutronových hvězdách mohla být i správná.