Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 9 – vyšlo 5. března, ročník 8 (2010)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Zabrání elektroslabé hoření gravitačnímu kolapsu?

Miroslav Havránek

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 trpaslíkBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 10³ kg cm^-3, maximální hmotnost 1,4 M_S. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×10³ kg cm⁻³. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 M_S., 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 hvězdaNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ 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., kde úlohu elektronůElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10⁻³¹ kg a elektrický náboj 1,6×10⁻¹⁹ C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. u bílého trpaslíka přeberou neutronyNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10⁻²⁷ kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron.. 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 díryČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.. 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 tohoto bulletinu.

Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ 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 vzdálenosti 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 elektronyElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10⁻³¹ kg a elektrický náboj 1,6×10⁻¹⁹ C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. „vtlačeny“ do atomových jader, kde interagují s protonyProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10⁻²⁷ kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10⁻¹⁹ C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 10³⁵ let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem. za produkce neutronůNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10⁻²⁷ kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron. a neutrinNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy.. Tento proces se děje v jádře hvězdy při výbuchu supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.. 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 kvarkůKvarky – 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. z jejich vázaných stavů (baryonůBaryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v raných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích. a mezonůMezon – částice složená z jednoho kvarku a jednoho antikvarku. Název vznikl z toho, že první objevené mezony měly hmotnost „mezi“ hmotností elektronu a protonu. Pokud se kvarky složí s nesouhlasným spinem, vznikne skalární mezon (má nulový spin), pokud se souhlasným spinem vznikne vektorový mezon (spin má roven jedné). Skalární mezony zkombinované z kvarků „d“ a „u“ nazýváme piony, vektorové róony. Pokud mezon obsahuje kvark „s“, nazývá se kaon.). 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 a neutronová hvězda

Neutrony – částice tvořící neutronovou hvězdu – jsou vázané stavy kvarků d, d, u.
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 ChandraChandra – 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 vzdálenosti 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″. a XMM-NewtonXMM-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. proměřovaly spektrum a povrchovou teplotu tohoto objektu. Z údajů bylo možné vypočítat, že poloměr objektu hmotného téměř jako SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. 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 hvězdouNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ 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.. Dalším zajímavým objektem je pulzar 3C58, jehož jádro je mnohem chladnější než u typické neutronové hvězdy.

Kvarkové hvězdy

Rentgenové snímky objektů RXJ1856.5-3754 (vlevo) a 3C58 (vpravo)
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 GeVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10⁻¹⁹ J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (10³ eV), megaelektronvolt MeV (10⁶ eV), gigaelektronvolt GeV (10⁹ eV), teraelektronvolt TeV (10¹² eV) nebo petaelektronvolt PeV (10¹⁵ eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc²) a teplota (E=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.. 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 kvarkůKvarky – 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. na leptonyLeptony – skupina částic, mezi které patří elektron, těžký elektron (mion) a supertěžký elektron (tauon) a jejich neutrina (elektronové, mionové a tauonové). Tyto částice nepodléhají silné interakci, ale jen slabé a elektromagnetické (pokud jsou nabité)., nezachovává se tedy baryonovéBaryonové 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. (B) ani leptonové čísloLeptonové číslo – kvantové číslo, které charakterizuje leptony. Každý lepton má L = +1, antilepton L = −1. (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)Symetrie U(1) – symetrie, při které se rovnice nezmění, pokud nahradíme vlnovou funkci jinou vlnovou funkcí, vynásobenou komplexní jednotkou. Jde tedy o transformaci: ψ → ψ exp(iα). Z matematického hlediska jde vlastně o pootočení vlnové funkce, neboli o unitární transformaci, s jedním parametrem (úhlem α). Pokud je tento úhel konstantní, hovoříme o globální symetrii, pokud je funkcí času a prostoru, hovoříme o lokální symetrii. Například v kvantové teorii elektromagnetického pole je symetrie U(1)_loc odpovědná za existenci a zachování elektrického náboje.. 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:

Rovnice

Reakce přeměňující kvarky na leptony mohou oddálit gravitační kolaps
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 díraČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.. Jak ale experimentálně ověřit existenci elektroslabých hvězd? Klíčem může být analýza (anti) neutrinNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy.. Je dobrým předpokladem uvažovat, že v centru takové hvězdy dominuje hmota nad antihmotouAntihmota – látka složená z antičástic, které mají oproti částicím opačná znaménka všech kvantových nábojů. Atomární jádra jsou u antihmoty tvořena antiprotony a antineutrony, atomární obaly jsou složené z pozitronů., proto v produktech elektroslabého hoření převládají antineutrina. Tato antineutrina produkovaná v jádru elektroslabé hvězdy mívají energii v řádu stovek GeVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10⁻¹⁹ J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (10³ eV), megaelektronvolt MeV (10⁶ eV), gigaelektronvolt GeV (10⁹ eV), teraelektronvolt TeV (10¹² eV) nebo petaelektronvolt PeV (10¹⁵ eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc²) a teplota (E=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K. 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 posuvuČervený gravitační posuv – závislost frekvence fotonů v důsledku působení gravitačního pole. Fotony opouštějící těleso snižují svou frekvenci (červenají), naopak fotony přibližující se k tělesu zvyšují svou frekvenci (modrají). Jev je způsoben změnou rychlosti chodu hodin v blízkosti hmotných těles.. Antineutrina, která vidí vnejší pozorovatel, vznikla v hlubokém gravitačním potenciálovém minimu, na jehož opuštění byla potřeba značná část původní kinetické energie.

Hladiny

Závislost energie neutrina produkovaného v jádře elektroslabé hvězdy na vzdálenosti od jádra. Neutrinu po vyzáření z povrchu hvězdy zůstane díky gravitačnímu červenému posuvuČervený gravitační posuv – závislost frekvence fotonů v důsledku působení gravitačního pole. Fotony opouštějící těleso snižují svou frekvenci (červenají), naopak fotony přibližující se k tělesu zvyšují svou frekvenci (modrají). Jev je způsoben změnou rychlosti chodu hodin v blízkosti hmotných těles. méně než tisícina jeho 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.

Klip týdne: Pulzar 3C58

Pulzar 3C58. Pulzar 3C58 vznikl následkem výbuchu supernovy, kterou zaznamenali čínští a japonští astronomové v roce 1181. 3C58 je velmi rychle rotující neutronová hvězda. Perioda rotace je 66 ms. Teplota na povrchu pulzaru je přibližně milion stupňů Celsia. Uvnitř neutronových hvězd probíhají srážky neutronů s ostatními částicemi za produkce neutrin, které opouštějí neutronovou hvězdu. Hvězda tak ztrácí energii a tím se ochlazuje. Nicméně teplota milion stupňů Celsia je pro tak mladou neutronovou hvězdu příliš nízká, což je možná následek toho, že se hmota uvnitř 3C58 nachází v jiném skupenství, než jsme si doposud mysleli. 3C58 je žhavým kandidátem na kvarkovou hvězdu. Animace ukazuje nejprve okolí souhvězdí Kasiopeji ve viditelném oboru, kde přítomnost pulzaru není patrná. Teprve snímky v radiovém a rentgenovém oboru umožní odhalit struktury hmoty obklopující tento pulzar. Zdroj: Chandra. (mpg, 7 MB)

Literatura