Gwiazda neutronowa

Przewidzenie istnienia gwiazd neutronowych było przez wiele lat przypisywane Lwowi Landau, który w 1932 r. napisał w swoim artykule o gwiazdach, których „jądra atomowe będące w bliskim kontakcie, tworzą jedno gigantyczne jądro”^[4]. Data publikacji zbiegła się z datą opublikowania wyników badań Jamesa Chadwicka odnośnie do odkrycia przez niego neutronu^[5]. Doprowadziło to do błędnego powiązania ze sobą obu prac, przez co obecnie uznaje się, że fakt przewidzenia przez niego gwiazd neutronowych jest nieprawdziwy^[6].

Teoretyczne przewidywanie gwiazd neutronowych zostało pierwszy raz przedstawione w grudniu 1933 na konferencji Amerykańskiego Towarzystwa Fizycznego przez Waltera Baade’a i Fritza Zwicky’ego^[7]. Zwicky wysunął takie przypuszczenie blisko dwa lata po odkryciu neutronu, wkrótce po eksperymentalnym stwierdzeniu istnienia neutronów we wtórnym promieniowaniu kosmicznym. Odkrycie pulsara przez Antony’ego Hewisha i Jocelyn Bell z Uniwersytetu Cambridge w 1967 potwierdziło istnienie gwiazd neutronowych.

 

Materia skorupy na powierzchni gwiazdy neutronowej składa się z jąder żelaza (Fe) i swobodnych elektronów. Duże ciśnienie podczas zapadania jądra supernowej oraz malejące odległości między jądrami i elektronami powodują, że te ostatnie łączą się z protonami podczas fazy zwanej neutronizacją materii, co sprzyja ucieczce neutronów z jąder w procesie zwanym wyciekaniem neutronów. Skutkiem czego powstaje ośrodek składający się głównie z neutronów. Gdy gęstość we wnętrzu gwiazdy przekroczy 4·10¹¹ g/cm³, materia wygląda jak ciągły stan neutronów.

Swobodne neutrony są nietrwałe i rozpadają się po 15 minutach; tzw. (rozpad β). Produktem rozpadu neutronu są: proton, elektron i antyneutrino:

${\displaystyle n\to p+e^{-}+{\overline {\nu }}_{e}.}$ 

Wszystkie te cząstki są fermionami i podlegają statystyce Fermiego-Diraca, określającej sposób obsadzania stanów energetycznych, oraz zasadzie Pauliego, która stosuje się do wszystkich liczb kwantowych (a nie wyłącznie do spinu).

Gwiazdy neutronowe zawdzięczają nazwę dominującemu składnikowi, jakim są neutrony^[8], ale zawierają również elektrony, protony i mezony. Istnienie takich obiektów wynika z równowagi między zapadaniem grawitacyjnym materii a ciśnieniem wytworzonym przez zdegenerowany gaz fermionowy neutronów, protonów i elektronów. Zdegenerowany gaz fermionowy podlega wciąż statystyce Fermiego-Diraca (a nie Boltzmanna), a ciśnienie nie znika, nawet gdy temperatura gwiazdy dąży do zera. Średnia gęstość waha się w granicach

${\displaystyle \rho \sim 10^{14}{\text{–}}10^{15}\ \mathrm {g/cm^{3}} .}$ 

Gęstość materii w symetrycznych jądrach atomowych, w których ${\displaystyle (n_{n}=n_{p})}$  jest podobnego rzędu:

${\displaystyle \rho \sim 2{,}5\cdot 10^{14}\ \mathrm {g/cm^{3}} .}$ 

Tak duża gęstość wynika jednak raczej z istnienia sił dwójkowania, które zapewniają większą trwałość jąder izotopów radioaktywnych.

W laboratorium nie wytworzono tak dużych gęstości. Nie jest znane równanie stanu gęstej materii jądra gwiazdy neutronowej. Do czasu odkrycia PSR J1614-2230 uważano, że w bardzo gęstym jądrze może zachodzić kondensacja kaonów, których sama obecność w gwieździe mogłaby modyfikować równanie stanu czy przejście fazowe do materii kwarkowej (gwiazdy dziwne), które dostarcza energii przemiany do materii gwiazdy, ale biorąc pod uwagę masę PSR J1614-2230, jest to mało prawdopodobne. Obiekt o masie PSR J1614-2230 (1,97 ± 0,04 M_☉), zawierający materię dziwną, najprawdopodobniej zapadłby się w czarną dziurę, zanim powstałaby z niego gwiazda neutronowa^[9][10].

Młoda, gorąca gwiazda neutronowa (gwiazda protoneutronowa) może pochłaniać w jądrze neutrina, dla których Ziemia jest prawie przezroczysta. Zwiększa to ciśnienie gwiazdy, jej rozmiar, ale prawdopodobnie zmniejsza także degenerację materii w gwieździe. Ucieczka neutrin z gwiazdy destabilizuje tę chwilową równowagę i mogłaby prowadzić do wybuchu supernowej, gdyby nie to, że brak tam niezdegenerowanej materii, która mogłaby napędzić falę uderzeniową, rozdmuchującą w klasycznych supernowych otoczkę progenitora.

Stwierdzono nagłe zmiany tempa rotacji gwiazd neutronowych, co zinterpretowano jako skutek zmiany momentu bezwładności cieczy neutronowej, wypełniającej wnętrze takiego obiektu. W pierwszej połowie lat osiemdziesiątych usiłowano wyjaśnić zjawisko, badając tzw. fale Tkaczenki.

Wnętrza gwiazd neutronowych nie są radioaktywne, natomiast na tempo rozpadów jąder w skorupie mogą mieć wpływ efekty relatywistyczne, wynikające z ogólnej teorii względności (w trakcie rozpadów radioaktywnych jądra tracą symetrię sferyczną). Przypuszcza się, że jądro gwiazdy neutronowej jest nadciekłe^[3].

Gwiazda neutronowa otoczona jest cienką atmosferą. Wyróżnia się cztery obszary samej gwiazdy:

• skorupa (otoczka) zewnętrzna,
• skorupa wewnętrzna,
• jądro zewnętrzne,
• jądro wewnętrzne.

Materia skorupy zewnętrznej składa się z jonów i elektronów, które są silnie zdegenerowane. W dolnej części tej warstwy, sięgającej kilkuset metrów, gęstości są na tyle wysokie, że występuje wyciek neutronów.

W skorupie wewnętrznej materia zbudowana jest z elektronów, swobodnych neutronów i jąder atomowych bogatych w neutrony. Wraz ze wzrostem gęstości zwiększa się udział swobodnych neutronów, zaś kształt jąder atomowych przestaje być sferyczny. Przy gęstości rzędu 1,5·10¹⁴ g/cm³ na dnie skorupy wewnętrznej jądra atomowe znikają, a materia składa się ze swobodnych neutronów, protonów i elektronów. Grubość tej warstwy wynosi około 1 km.

W jądrze gwiazdy materia składa się już przede wszystkim z neutronów, z niewielką domieszką protonów, elektronów i mionów. Granica między jądrem zewnętrznym a wewnętrznym jest umownie określona gęstością około 5,5·10¹⁴ g/cm³, powyżej której struktura materii nie jest już dokładnie określona równaniem stanu, wynikającym ze znanych praw fizyki jądrowej. Jądro wewnętrzne występuje w najbardziej masywnych gwiazdach neutronowych, podczas gdy w mało masywnych warstwa ta może nie być obecna^[11].

Rozważa się kilka możliwości składu materii gęstej w wewnętrznym jądrze gwiazdy neutronowej i wynikające stąd równania stanu:

• materia nukleonowa o składzie takim samym jak w jądrze zewnętrznym,
• materia hiperonowa zawierająca domieszkę hiperonów Λ i Σ⁻,
• kondensaty pionów,
• kondensaty kaonów,
• materia kwarkowa złożona z kwarków u i d oraz kwarków dziwnych s.

Teoretyczne modele budowy gwiazd neutronowych weryfikuje się obserwacyjnie, mając do dyspozycji tzw. krzywe chłodzenia, czyli zmiany temperatury powierzchniowej gwiazdy w funkcji czasu. W początkowym etapie swego życia gwiazda neutronowa chłodzi się dzięki emisji neutrin, zaś tempo ich produkcji silnie zależy od stanu materii w jądrze gwiazdy. Pojemność cieplna wnętrza gwiazdy i emisja neutrin zależy od tego, czy w jądrze występuje nadciekłość. Powierzchnia gwiazdy chłodzi się dzięki emisji fotonów z powierzchni, głównie w zakresie rentgenowskim. Przewodnictwo cieplne na powierzchni gwiazdy i jej temperatura zależą także od obecności pola magnetycznego oraz ewentualnej warstwy materii zakreowanej z towarzysza, jeśli gwiazda znajduje się w układzie podwójnym.

Inną istotną informację daje wyznaczenia masy gwiazdy, ponieważ maksymalna możliwa masa gwiazdy neutronowej zależy od równania stanu. W ogólności bardzo duża masa gwiazdy, 2–2,5 masy Słońca, wskazuje raczej na obecność w jej wnętrzu materii nukleonowej.

• berster rentgenowski
• biały karzeł
• Geminga
• magnetar
• PSR B1257+12
• pulsar
• pulsar rentgenowski
• SGR 1806-20
• supernowa

Zobacz multimedia związane z tematem: Gwiazda neutronowa

Polskojęzyczne

• Paweł Haensel: Jądra atomowe we wnętrzu gwiazd neutronowych. Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika Polskiej Akademii Nauk. [dostęp 2013-04-18].

  Nagrania na YouTube [dostęp 2023-11-09]:

• Gwiazdy neutronowe, kanał Astronarium, 1 grudnia 2018.
• Karolina Głowacka i Michał Bejger, Gwiazdy neutronowe – ekstremalne, tajemnicze i bardzo ci bliskie, kanał „Radio Naukowe”, 25 lutego 2021.

Anglojęzyczne

• Introduction to neutron stars
• C.B. Jackson, J. Taruna, S.L. Pouliot, B.W. Ellison, D.D. Lee, J. Piekarewicz. Compact Objects for Everyone: A Real Experiment. „arXiv:astro-ph + European Journal of Physics”. 26 (5), s. 695, 2005. DOI: 10.1088/0143-0807/26/5/003. arXiv:astro-ph/0409348. 
• http://www.nasa.gov/mission_pages/swift/bursts/new-phenom.html#.UjiFSX8vhWV
• Antonelli M., Montoli A., Pizzochero P., Insights into the physics of neutron star interiors from pulsar glitches, Astrophysics in the XXI Century with Compact Stars, World Scientific (2022), pp. 219–281
•   David Lunney, The life cycle of a neutron star, kanał TED-Ed na YouTube, 20 listopada 2018 [dostęp 2024-08-30].