Publikováno se souhlasem autora [X1], [M1] a redakce časopisu Kozmos [X2]. Článek byl poprvé publikován v časopise Kozmos, roč. XXXX, 1999, č. 3, str. 11.

Současná fyzika nám umožnila poznat čtyři druhy sil gravitační, elektromagnetickou, slabou a silnou. V běžném životě jsme však zvyklí setkávat se jen se dvěma z nich, s elektromagnetickou a gravitační. Druhé dvě - slabá a silná síla - jsou doménou mikroskopického světa atomového jádra a elementárních částic. Svět vesmírných těles je pak již dominantně ovládán silou gravitační. Ta převážně určuje pohyb a stavbu planet, hvězd i galaxií.

Přesto právě ve Vesmíru by se mohly vyskytovat makroskopické objekty, jejichž stavba a chování je dána hlavně silnou interakcí. Tato tělesa mají složení podobné struktuře elementárních částic, avšak jejich hmotnosti jsou srovnatelné s hmotnostmi hvězd. Vlastnosti a chování těchto objektů jsou velmi neobvyklé a podivnost je obsažena i v jejich názvu "podivné hvězdy".

První ucelený teoretický rozbor možné existence podivných hvězd se objevil v práci E. Wittena, který využil poznatků o kvarkové struktuře hmoty. Tato práce publikovaná v roce 1984 zahájila širokou diskusi o existenci takových objektů, jejich srovnání s dobře známými neutronovými hvězdami a možnostmi jejich pozorování. Úvahy o existenci těchto hypotetických objektů se stávají vysoce aktuální právě nyní, kdy se podařilo ztotožnit několik vesmírných záblesků záření gama s jejich optickými protějšky a 23. ledna 1999 dokonce pozorovat i maximum jasnosti optického záblesku, který dosáhl hodnoty okolo 9. magnitudy. Tyto jedny z nejvýznamnějších astronomických pozorování poslední doby ukazují, že přinejmenším některé ze zdrojů záblesků záření gama se nacházejí v obrovských vzdálenostech. V konkrétním případě záblesku z ledna tohoto roku je odhadovaná vzdálenost 9 miliard světelných let. To znamená, že jde o jedny z vůbec nejenergetičtějších procesů ve Vesmíru. A právě procesy, ve kterých by se účastnily podivné hvězdy, by mohly uvolňovat dostatek energie v malém prostoru a krátkém čase tak, jak to potřebujeme k objasnění původu pozorovaných záblesků záření gama.

Abychom mohli pochopit vlastnosti podivných hvězd, zopakujme si některé základní znalosti o stavbě hmoty. Podle současných poznatků se veškerá hmota skládá ze šesti kvarků, šesti leptonů a jejich antičástic. Kvarky i leptony jsou rozděleny do tří rodin vždy po dvou kvarcích a dvou leptonech. První rodinu tvoří kvarky up (u), down (d) a leptony elektron (e) a elektronové neutrino (ný_e). Z těchto dvou typů kvarků jsou složeny protony a neutrony (každý obsahuje tři kvarky), které jsou stavebními kameny atomového jádra. Atomové jádro pak společně s elektrony vytváří atomy a veškerou rozmanitost našeho běžného světa. Druhou rodinu tvoří kvarky s, c a leptony mí, ný_mí a třetí kvarky b, t a leptony tau, ný_tau. Částice, které jsou tvořeny kvarky z druhé a třetí rodiny, byly nalezeny pomocí experimentů na urychlovačích. Každý kvark a lepton mají navíc svoji příslušnou antičástici.

Mezi těmito částicemi působí čtyři zmíněné interakce, které se realizují výměnou zprostředkujících částic (intermediálních bosonů). U gravitační interakce je to graviton, u elektromagnetické foton, u slabé W, Z₀ bosony a u silné osmice gluonů. Známé elementární částice se tak skládají buď ze tří kvarků (baryony - například již zmiňovaný neutron a proton) nebo z kvarku a antikvarku (mesony). Do elementárních částic spojuje kvarky zmíněná silná interakce, zprostředkovaná gluony. Důležitou fyzikální veličinou spojenou s rozdělením částic na baryony a mesony je baryonové číslo. Kvarky mají baryonové číslo 1/3 a antikvarky -1/3. Pro baryony dostáváme v souhlase s pozorováním baryonové číslo 1 a pro mesony 0.

Další fyzikální veličinou nezbytnou pro naše úvahy je spin částice. Částice zprostředkující interakce mají celočíselný spin a patří do třídy bosonů. Kvarky a leptony mají poločíselný spin a patří k fermionům. Bozonů se stejnými fyzikálními charakteristikami může být v daném stavu libovolně mnoho. Fermion může být v daném stavu jen jeden. Toto pravidlo pro fermiony nazýváme Pauliho vylučovacím principem a má významné důsledky na chování plynu složeného z fermionů. Při intenzivním stlačení obsadí fermiony všechny nejnižší možné stavy. Jestliže se uvnitř takto stlačené hmoty srazí dva fermiony, nemohou změnit svůj stav (hybnost), protože všechny blízké stavy jsou už obsazeny jinými fermiony a podle Pauliho vylučovacího principu tam další fermion být nemůže. Takový fermion se pak pohybuje jako "volný" - okolní prostředí nemůže jeho stav změnit. Zároveň se takový plyn velice silně brání dalšímu stlačování. Hmotu v takovém stavu nazýváme degenerovaný fermionový plyn.

Za normálních podmínek nemohou být kvarky volné a jsou vždy vázány do částic popsaným způsobem. Předpokládá se však, že při velmi vysokých hustotách energie by se v prostoru mezi kvarky mělo vyskytovat takové množství gluonů, že vzájemné silové působení mezi nimi odstíní. Dostaneme tak směs volných kvarků a gluonů tzv. "kvark-gluonové plazma". Takový stav hmoty s velice zajímavými vlastnostmi nebyl zatím sice prokázán, ale jeho intenzivní hledání probíhá na největších urychlovačích v CERN (Ženeva) a Brookhavenu. Dosažení úspěchu se předpokládá v nejbližších letech. Existence kvark-gluonového plazmatu bude však omezena na dobu trvání vnějších podmínek, které ji udržují ve stavu s velmi vysokou hustotou energie. Jestliže však tyto podmínky pominou, objekt složený z kvark-gluonového plazmatu se rozpadne na normální částice. Chování kvark-gluonového plazmatu, jeho stlačitelnost, stabilita (vazbová konstanta), závislost mezi tlakem a hustotou je dána jeho stavovou rovnicí. Podobnou stavovou rovnici pro normální plyny či kapaliny dobře známe. Ovšem přesný tvar a vlastnosti stavové rovnice jaderné hmoty a kvark-gluonového plazmatu se zatím určit nepodařilo.

Nestabilita se týká kvark-gluonového plazmatu, které se skládá jen z "obyčejných" kvarků z první rodiny u a d. Jestliže však kvark-gluonové plazma obsahuje příměs podivných kvarků s, mohl by být takto extrémní stav hmoty stabilní i za normálních podmínek. Pro některé modely stavové rovnice totiž dostáváme, že by kvark-gluonové plazma s příměsí podivných kvarků mělo být vůbec nejstabilnější formou hmoty. Navíc v situaci, kdy jsou kvarky natlačeny blízko sebe a všechny nejnižší možné fermionové stavy jsou obsazeny, se stabilita ještě zvýrazňuje. Dochází k tomu, že se kvarky s téměř nemohou rozpadat (přeměňovat) na kvarky u , protože pro nově vzniklé kvarky u už není volné místo. Hvězda, která by se skládala z kvark-gluonového plazmatu obsahujícího podivné s kvarky, by pak měla vlastnosti dosti odlišné od běžných hvězd. Právě proto, že obsahují podivné s kvarky, jsou tyto hvězdy označovány jako "podivné hvězdy".Ale podivuhodné jsou i jejich vlastnosti. Ty jsou určovány hlavně chováním silné interakce a již ne tolik chováním gravitační interakce, která je dominantní u obyčejných hvězd. Díky tomu mají podivné hvězdy úplně odlišný průběh hustoty hmoty v závislosti na vzdálenosti od jejich centra, jejich stabilita je značně větší, mají velice zvláštní charakteristiky povrchu a řadu dalších zajímavých vlastností.

Základní informace o struktuře podivných hvězd můžeme získat i z velmi jednoduchého modelu kvarkové hmoty. Tu si představíme jako degenerovaný fermionový plyn skládající se z kvarků s nulovou klidovou hmotností, které existují jen v ohraničené oblasti prostoru. Stabilita a vazbová energie takového objektu závisí na zvoleném modelu stavové rovnice.

Na základě takového modelu můžeme určit průběh hustoty podivné hvězdy na vzdálenosti od centra. Průběh hustoty je značně odlišný u podivné a neutronové hvězdy. U podivné hvězdy je jen velmi malý rozdíl mezi hustotou hvězdy v centru a na okraji. Pro astrofyzikálně relevantní hmotnost 1.4 M nedosahuje rozdíl ani faktoru dvě, viz obrázek 1. To je velmi markantní rozdíl oproti tomu, co je běžné u normálních hvězd.

Obr. 1: Závislost hustoty na vzdálenosti r od centra podivné hvězdy pro hmotnosti: a) 0.53 M_Sl b) 1.4 M_Sl c) 1.95 M_Sl d) 1.99 M_Sl (M_Sl = hmotnost Slunce)

Stejně jako u modelu jiných hvězd je třeba zkoumat gravitační stabilitu podivné hvězdy. Zjistilo se, že podivná hvězda nemá na rozdíl od neutronové hvězdy minimální hmotnost, je stabilní pro libovolně malou hmotnost. Maximální hmotnost pro stabilní podivnou hvězdu je 2 M_Sl. Pro vyšší hmotnosti by podivná hvězda zkolabovala v černou díru.

Další zajímavou vlastností, která odlišuje podivnou hvězdu od neutronové, je závislost mezi poloměrem hvězdy a její hmotností. Tato závislost pro podivné i neutronové hvězdy je ukázána na obrázku 2. U podivné hvězdy poloměr s růstem hmotnosti roste (od nuly až po 12 km), zatímco u neutronové hvězdy je tomu naopak. Pro hmotnosti 1.4 M_Sl jsou však tyto poloměry blízké, což nám ztěžuje odlišení těchto hvězd. Většina možných kandidátů má totiž hmotnost blízkou právě této hmotnosti.

Obr. 2: Vztah mezi hmotností (vyjádřenou v hmotnostech Slunce M_Sl) a poloměrem R pro podivné hvězdy (tečkovaná čára) a neutronové hvězdy (plná čára). Jedná se pouze o kvalitativní ukázku. Přesný průběh závislostí je dán konkrétním tvarem stavové rovnice jaderné hmoty. Výpočty jsou převzaty z práce C. Alocka: Nuclear Physics B (Proc. Suppl.) B24(1991)93

Použitý jednoduchý model podivné hvězdy popisuje její základní fyzikální vlastnosti. Mnohem přesnější přiblížení nevedou k významným změnám získaného popisu. Přidají pouze některé mikroskopické charakteristiky hvězdy a jeden nový a důležitý globální parametr - vazbovou energii celé hvězdy. Umožňují nám totiž určit baryonové číslo podivné hvězdy s danou hmotností. Příslušná vazbová energie je dána rozdílem hmotnosti podivné hvězdy a hmotností rozptýleného oblaku vodíkového plynu, který by měl stejné baryonové číslo. Z mikroskopických charakteristik je zajímavá přítomnost určitého množství elektronů mezi u, d a s kvarky, které udržují celkově nulový elektrický náboj podivné hvězdy.

Nejpozoruhodnější vlastností podivné hvězdy je, že je stabilní při nulovém tlaku. Takže, zatímco obyčejná nebo neutronová hvězda by bez gravitace nemohly existovat, podivná hvězda by zůstala díky silné interakci i v tomto případě stabilní. To také znamená, že povrch podivné hvězdy je velmi odlišný od povrchu neutronové nebo kteréhokoliv dalšího typu hvězdy. Na povrchu podivné hvězdy se hustota prudce mění z nuly na ~ 4x10¹⁷ kg/m³. Tato skoková změna je způsobena tím, že hmota na povrchu podivné hvězdy je vázána právě silnou interakcí a ne gravitací.

Bezprostředním důsledkem tohoto silně vázaného povrchu je, že pro podivnou hvězdu neplatí klasická horní limita pro luminositu hvězdy - Eddingtonova limita. Eddingtonova limita je způsobena tím, že záření unikající ven působí proti přitažlivé síle gravitace. Pro objekty s hmotností 1.4 M_Sl je tato limita ~ 10³¹ J/s. Přesná hodnota závisí na opacitě hvězdné hmoty. Protože povrch podivné hvězdy je vázán silnou interakcí může být výsledný zářivý tok mnohem vyšší než je Eddingtonova limita. To může hrát svou roli právě ve fyzice záblesků záření gama.

Důležitá vlastnost povrchu podivné hvězdy je dána hustotou elektrického náboje v těchto místech, která je v podivné hvězdě velmi vysoká. Elektromagnetické vlny jsou pak modifikovány jako v každém plazmatu. Povrch podivné hvězdy působí jako zrcadlo pro fotony s energií menší než 20 MeV a nepropouští je ven ani dovnitř. Dalším důsledkem vysoké hustoty náboje u podivné hvězdy je, že se z povrchu do magnetosféry nedostávají žádné ionty a elektrony. To je podstatný rozdíl vůči situaci u neutronové hvězdy a má to vážné důsledky pro okolí podivné hvězdy. V silném elektrickém poli se navíc mohou tvořit elektron-pozitronové páry a při jejich zpětné anihilaci vzniká specifické záření gama.

Všechny zajímavé vlastnosti povrchu podivné hvězdy, které jsme uvedli výše, se týkají holého povrchu. Avšak podivná hvězda by mohla být obklopena tenounkou kůrou z normálního materiálu. Tato tenká kůra může existovat díky coulombovské bariéře mezi podivnou hmotou a ionty normální hmoty, i když by bylo energeticky výhodnější, kdyby se normální hmota přeměnila na podivnou. (Z tohoto důvodu mohou koexistovat malé bubliny podivné hmoty s normální hmotou, aniž by silně interagovaly.) Tuto coulombovskou barieru způsobují elektrony, které jsou obsaženy v podivné hmotě spolu s kvarky a o kterých jsme se zmiňovali výše. Ty mohou sice prostupovat povrch, neboť neinteragují silně, nemohou však uniknout příliš daleko díky elektrickému přitahování kvarků. I tak je však vrstva elektronů široká 10³ fm na rozdíl od povrchové vrstvy kvarků, která je díky silné interakci jen 1 fm. Vrstva elektronů vytváří již zmiňovaný silný spád elektrického pole (vysokou povrchovou hustotu náboje), který odpuzuje ionty normální hmoty od povrchu podivné hmoty a vytváří tak tenkou kůru, která je podobná té, která je u neutronových hvězd. Mezera mezi kůrou a povrchem podivné hvězdy je řádově několik stovek fm. Jsou dvě podmínky, které musí tato kůra splňovat. Její hmotnost nesmí být příliš velká, aby elektronová vrstva udržela dostatečně širokou mezeru. Dále pak její hustota musí být menší než je hustota, při které se začíná vytvářet neutronová kapalina, neboť volné neutrony snadno reagují s podivnou hmotou. To znamená, že hustota kůry nesmí překročit 4x10¹⁴ kg/m³ . Poznamenejme, že rozdíl mezi hustotou kůry a povrchu podivné hvězdy je tři řády.

Existence kůry by modifikovala chování povrchu podivné hvězdy a přibližovala by jej chování neutronové hvězdy. Zda kůra vznikne a jak bude vypadat je dáno průběhem a podmínkami vzniku podivné hvězdy. V každém případě se zdá pravděpodobné, že nějaká forma kůry, daná množstvím hmoty obklopujícím novou podivnou hvězdu vzniklou po výbuchu supernovy, se vytváří.

A jak tedy lze podivné a neutronové hvězdy od sebe odlišit? Je to značně komplikované, protože vlastnosti neutronové a podivné hvězdy jsou pro hmotnost 1.4 M_Sl velmi podobné.

Pro hmotnosti odlišné od hodnoty 1.4 M_Sl lze využít poměru mezi hmotností a poloměrem hvězdy. Na základě této vlastnosti bylo již několik pulsarů označeno za kandidáty na podivnou hvězdu, ale zatím nikdy nešlo o dostatečně průkazné údaje.

Další možností je hledání velmi rychle rotujících pulsarů. Hvězdy nemohou mít neomezeně rychlou rotaci. Při jisté maximální úhlové rychlosti bude z rovníkové oblasti vlivem odstředivé síly vyvržen materiál. Důležitou vlastností je, že maximální úhlová rychlost závisí jenom na střední hustotě hvězdy. Avšak podivné hvězdy mají větší střední hustoty než neutronové hvězdy. Některé podivné hvězdy mohou tedy rotovat rychleji než kterákoliv neutronová hvězda. Objevují se sice práce, které ukazují na jevy, které by existenci tak rychle rotujících hvězd vylučovaly, ale přesto by nalezení pulsarů se superrychlou pulsací ukazovalo na to, že se jedná o podivnou hvězdu.

Nejvíce naděje na identifikaci podivné hvězdy je vkládáno do zmiňované větší hodnoty možného vyzařovaného výkonu (neplatnost klasické Eddingtonovy limity) a také způsobu vyzařování a energetického spektra záření v rentgenové a gama oblasti, které jsou dány zmiňovanými elektrickými vlastnostmi povrchu podivné hvězdy. Na základě těchto vlastností byla navržena řada kandidátů na podivné hvězdy mezi rentgenovými a gama zdroji s různou mírou průkaznosti. K těm patří i poslední horký kandidát, kterým je podle V. Usova rentgenový zdroj 1E1740.7-2942. Ani v tomto případě však interpretace pozorovaní není jednoznačná.

V periodách některých radiových pulsarů byly pozorovány skoky v periodě, které lze vysvětlit na základě modelu založeného na vlastnostech neutronové hvězdy. Podobný efekt u podivných hvězd nenastává, neboť mají úplně jinou stavbu. Jsou téměř homogenní a neobsahují dostatečně širokou vnitřní kůru. Všechny pulsary, u kterých pozorujeme skoky v periodě, budou tedy neutronové hvězdy. Statistika pozorovaných skoků v periodách pak nasvědčuje, že většina pulsarů neutronové hvězdy jsou.

Nyní se dostáváme k možnostem, jak může podivná hvězda vzniknout. K inicializaci přeměny normální hmoty v kvark-gluonové plazma s podivností potřebujeme alespoň malý kousek hmoty v takovém stavu. Taková kapička kvark-gluonového plazmatu s podivností by mohla být vzhledem k podivné hvězdě mikroskopická. Aby mohla být stabilní, musí však být podstatně větší než jsou velikosti atomových jader. Kromě velikosti a vlastností z toho vyplývajících se však neliší od podivné hvězdy. Mohly bychom ji říkat mikroskopická podivná hvězda. Protože však jako první o ní uvažovali částicoví fyzikové, nazvali ji anglicky "strangelet" a česky by se třeba mohlo říkat "podivnůstka". Pro její vznik potřebujeme velmi vysoké hustoty. Mohla by vznikat při výbuchu supernovy nebo přežívat z doby krátce po počátku Velkého třesku. Právě skoky v periodách pulsarů dávají dosti přísnou limitu na maximální možný výskyt jak podivných hvězd tak i podivnůstek. I malá podivnůstka by totiž stačila k přeměně neutronové hvězdy v podivnou. Když se totiž podivnůstka setká s neutronem, je jí neutron pohlcen. Naopak proton může s podivnůstkou koexistovat díky coulombovské barieře. Podivnůstka, která se dostane do neutronové hvězdy, bude narůstat absorbcí neutronů a přemění případně neutronovou hvězdu na podivnou. Taková přeměna by byla velkolepou událostí. Jediná malá podivnůstka může spustit přeměnu, která uvolní vazbovou energii okolo 10⁴⁶ J. Taková energie už by pak případně postačovala i na vysvětlení záblesků záření gama. Jedinou oblastí, která může přežít tuto přeměnu, je kůra neutronové hvězdy, kde se nevyskytuje neutronová kapalina, a ta pak může tvořit kůru podivné hvězdy. I další procesy s účastí podivných hvězd, jako je splynutí dvou takových objektů či kolaps podivné hvězdy, jsou možnými kandidáty na vysvětlení záblesků záření gama.

I když nebyla existence podivných hvězd zatím prokázána, je možnost vysvětlit některé pozorované jevy pomocí těchto kompaktních objektů velice lákavá. Existuje sice několik možných kandidátů na podivnou hvězdu mezi pulsary a rentgenovými či gama zdroji, ale u žádného z nich není identifikace jednoznačná a nesporná. Pro poznání vlastností podivných hvězd, možností jejich vzniku a existence, případně pak pro jejich identifikaci je tedy třeba ještě hodně udělat. A to jak ze směru astrofyziky, tak i jaderné a částicové fyziky.