Artykuł napisała Izabella Błaszkiewicz.

Wszystko się zaczęło w 1967 roku, gdy Jocelyn Bell zaobserwowała za pomocą skonstruowanego przez siebie radioteleskopu, że źródło radiosygnałów oznaczone symbolem CP 1919 wysyła regularne impulsy w odstępach 1,34 sekundy. Kolejny taki obiekt znalazła w styczniu 1968 roku, a dwa następne – w lutym. Wtedy stało się jasne, że odkryte obiekty mają wiele wspólnego z wcześniej postulowanymi w pracach teoretycznych gwiazdami neutronowymi, których istnienie przewidziane zostało już w 1938 roku. Pod koniec lat 60. astronomowie byli zaskoczeni odkryciem napływu krótkich, regularnych fal promieniowania, które pochodziło z gwiazd neutronowych. Nazwano je pulsarami, od „pulsating radio sources” (pulsujące źródła promieniowania radiowego).

Od odkrycia pulsarów minęło 50 lat, jednak nadal dowiadujemy się nowych faktów na temat tych obiektów.

 

Właściwości pulsarów

Pulsar powstaje w wyniku ewolucji masywnych gwiazd (ok. 8–9 mas Słońca) w czasie wybuchu supernowych typu II. W ostatnim etapie życia wielkich gwiazd w ich wnętrzu formuje się jądro żelazne o temperaturze 3 miliardów stopni. Po wyprodukowaniu żelaza synteza jądrowa ustaje, a jądro pod wpływem ogromnego ciśnienia zewnętrznych warstw gwiazdy zaczyna się kurczyć. Rozpoczynają się procesy, które bardzo szybko zmieniają wszystkie składniki jądra w neutrony. W ciągu jednej sekundy zewnętrzne jądro zapada się, zmieniając swoją wielkość z rozmiarów porównywalnych z Ziemią do kuli o promieniu około 10 km, a następnie z ogromną energią odrzucone zostają zewnętrzne warstwy gwiazdy. Ważny jest również obrót nowo powstałego obiektu. O ile normalna gwiazda rotuje z okresem rzędu dni czy tygodni, to zasada zachowania momentu pędu sprawia, że gwiazda neutronowa rotuje z okresem nawet mniejszym niż 1 sekunda (zanotowana niedawno rekordowo wysoka częstotliwość rotacji pulsara wynosiła 716 Hz). Powstające w ten sposób ciała są bardzo namagnetyzowanymi, małymi kulami gęstej materii o masie ok. 1,5 mas Słońca .

Ciągle trwają intensywne badania nad ustaleniem prawidłowego modelu budowy pulsara. Trwają też dyskusje na temat ich podstawowych właściwości, modeli i mechanizmów emisji, ponieważ żadne laboratorium na Ziemi nie jest w stanie odtworzyć warunków, w jakich znajduje się materia wewnątrz gwiazdy neutronowej. Stworzono kilka modeli struktury wewnętrznej pulsara, które są różnymi rezultatami odmiennych równań stanu.

 

Pole magnetyczne gwiazd neutronowych

Gwiazda neutronowa posiada dwa bieguny magnetyczne, czyli punkty, w których skupiają się linie sił pola magnetycznego. W tych miejscach na powierzchni tworzą się tzw. czapy polarne. Silne pole magnetyczne gwiazdy neutronowej zmusza plazmę do rotacji, która zachowuje się jak sztywne ciało, tzn. prędkość obrotu plazmy zwiększa się, gdy zwiększy się prędkość obrotu pulsara. Obszar w którym liniowa prędkość linii pola magnetycznego wirującego razem z gwiazdą osiąga prędkość światła nazywany jest cylindrem świetlnym. Pole magnetyczne jest podzielone na dwa rodzaje: zamknięte linie pola magnetycznego, znajdujące się wewnątrz cylindra świetlnego, oraz otwarte linie pola magnetycznego, które są skoncentrowane w osi pola magnetycznego.

 

Acta Geophysica

 

Pole magnetyczne wraz z plazmą otaczającą gwiazdę neutronową nazywamy magnetosferą. Bardzo silne pole magnetyczne gwiazdy neutronowej sprawia, że poruszające się pod jego wpływem elektrony wysyłają promieniowanie, które jesteśmy w stanie obserwować.

 

Mechanizm emisji promieniowania

Mechanizm emisji promieniowania ciągle nie jest całkowicie znany. Przyspieszanie cząstek, głównie par elektron-pozyton, odbywa się dokładnie nad czapą polarną. Przyspieszające do ogromnych prędkości cząstki w polu magnetycznym tracą swoją energię poprzez emisję fotonów. Tak powstające promieniowanie, emitowane w wąskim stożku w kierunku ruchu elektronów, nazywane jest synchrotronowym.

Jeżeli oś pola magnetycznego nie pokrywa się z osią obrotu pulsara, obserwator na Ziemi będzie mógł zaobserwować jeden sygnał promieniowania na jeden obrót gwiazdy neutronowej. Mechanizm emisji przypomina latarnię morską, co sprawia, że model ów jest nazywany modelem latarni morskiej. Właściwości emitowanego promieniowania są przedmiotem intensywnych badań. Uśredniony profil dużej liczby pulsów pozostaje zazwyczaj stabilny, jednakże kształty pojedynczych sygnałów mogą się znacząco różnić. Jedną z podstawowych właściwości pulsarów, którą obserwujemy od początku ich odkrycia jest fakt, iż tempo ich rotacji zwalnia z biegiem czasu. Amplituda oraz kształt impulsów zmieniają się znacznie z każdym następnym cyklem emisji, jak też w ciągu dłuższych okresów.

W ciągach pulsów odkryto wiele, nie do końca dobrze poznanych zjawisk. Pulsy mogą okresowo zmieniać swoje położenie, zanikać, lub pojawiać się. Niezwykle ciekawym zjawiskiem, jest też nagłe pojawianie się zmian częstotliwości pulsara, tzw. glicze. Są one utożsamiane z gwałtownymi zmianami na powierzchni gwiazdy neutronowej, jak np. pęknięcia w jej skorupie.

Nie opracowano jeszcze modelu, który wyjaśniłby wszystkie zaobserwowane zdarzenia związane z emisją promieniowania. Jedyną drogą do wykluczenia ewentualnych wad obecnych modeli są obserwacje na innych częstotliwościach niż wykorzystywane do tej pory. Od jakiegoś czasu pulsary obserwowane są na bardzo niskich częstotliwościach przy pomocy sieci teleskopów radiowych LOFAR.

 

Obserwatorium w Bałdach

 

 

Sygnał pulsara jako narzędzie badawcze

Pulsary same w sobie są interesującymi obiektami, jednak ze względu na naturę promieniowania, mogą być również doskonałym narzędziem do prowadzenia innych badań astrofizycznych. Jedne z nich dotyczą ośrodka międzygwiazdowego. Materia międzygwiazdowa, choć stanowi zaledwie 10% masy Galaktyki, odgrywa wielką rolę w jej ewolucji. Nie możemy obserwować jej bezpośrednio, ponieważ wiatr słoneczny nie pozwala na to, aby dostała się do Układu Słonecznego. W ośrodku dyspersyjnym prędkość rozchodzenia się fali jest zależna od jej częstotliwości.

Promieniowanie pulsara emitowane na różnych długościach fal nie dotrze do obserwatora w tym samym czasie — najpierw pojawi się promieniowanie o wysokiej częstotliwości, a po krótkim czasie promieniowanie o niskiej częstotliwości. Czas opóźnienia jest ściśle związany z gęstością elektronów na drodze promieniowania. Gęstość ta nazywana jest miarą dyspersji pulsara. Pomiar tej wartości może być użyty do oszacowania gęstości materii międzygwiazdowej, jeżeli znamy odległość do pulsara. Dla bardzo odległych gwiazd neutronowych sytuacja jest odmienna — jeżeli nie znamy odległości, używając modelu galaktycznego rozkładu elektronów znanego jako NE2001 oraz mierząc wartość rozproszenia fali, możemy wywnioskować, jaka jest odległość do pulsara.

Badanie pulsarów jest ważne również z innych powodów. Dzięki ich obserwacjom możemy dowiedzieć się więcej na temat ekstremalnych stanów materii, z jakiej składa się pulsar. Nieprawdopodobnie silna grawitacja pozwala na testy różnych teorii grawitacyjnych. Obserwacje pulsarów przeprowadzone przez Hulsego i Taylora w latach 70. potwierdziły również teoretyczne przewidywania mówiące o istnieniu fal grawitacyjnych.

Autor

Redakcja AstroNETu
Redakcja AstroNETu