Pulsary

Odkrycie

O tym, że we Wszechświecie istnieją źródła emitujące fale radiowe, wiadomo było już od czasu pierwszych obserwacji radiowych nieba, przeprowadzonych przez Jansky'ego w latach trzydziestych. Nikt jednak nie spodziewał się, że mogą istnieć obiekty, które w ułamku sekundy gwałtownie zmieniają natężenie wysyłanych fal radiowych, które regularnie włączają się i wyłączają. I chyba tylko dlatego pulsary zostały odkryte dopiero w 1967 roku.

Na początku lat sześćdziesiątych zauważono, że ośrodek międzygwiazdowy, przez który fale radiowe przechodzą, nim dotrą na Ziemię, zakłóca je, jeśli źródło jest punktowe. Sygnał radiowy „migocze” w odbiorniku podobnie, jak migocze światło zwykłych gwiazd. Ten ostatni efekt powinien być dobrze znany każdemu, kto choć czasem podnosi głowę do góry w gwieździste noce. Ponieważ kwazary są tak daleko, że wydają się być źródłami punktowymi, angielski astronom, profesor Antony Hewish, wpadł na pomysł, by wyszukiwać te dziwne obiekty patrząc, gdzie znajdują się takie właśnie migoczące radioźródła.

Specjalnie w tym celu zbudowano nowy radioteleskop w Cambridge, w Anglii. Dużą łąkę pokryto drewnianymi rusztowaniami, na których rozpięto 2048 dipoli z drutu, odbierających fale radiowe o częstości 81,5 MHz. Sterowanie tym teleskopem polegało na odpowiednim dobieraniu opóźnień przy dodawaniu do siebie prądów wzbudzanych w poszczególnych rzędach dipoli przez fale docierające z nieba. W ten sposób można było wybrać kierunek, z którego sygnał był wzmacniany. Oczywiście w miarę obrotu dziennego Ziemi teleskop omiatał dużą część nieba. Natężenie przychodzącego sygnału zapisywane było automatycznie na taśmie papierowej. Taśmy te analizowała później Jocelyn Bell, młoda adeptka astronomii, przygotowująca swoją pracę doktorską u Hewisha. Pewnego dnia zauważyła ona na jednej z taśm coś dziwnego — coś, co nie wyglądało ani na migotanie punktowego źródła, ani na zakłócenia rodem z Ziemi. Było to coś pośredniego. Sprawdziła poprzednie taśmy; kilka dni wcześniej o opodobnej porze zarejestrowany został identyczny sygnał. Zainteresowana, spróbowała zapisać go przy szybszym przesuwie taśmy papierowej. Długo się nie udawało; sygnału nie było. Wreszcie, 28 listopada 1967 roku, udało się. Sygnał przypominał serię pulsów o różnej wysokości, powtarzających się w równych odstępach co 1,33 s. Hewish, gdy dowiedział się o tym, był przekonany, że sygnał jest zakłóceniem pochodzącym z Ziemi. Sprawdził jednak poprzednie obserwacje; sygnał powtarzał się, pojawiał się o podobnej porze, tyle tylko, że o podobnej porze według czasu gwiazdowego, to znaczy wtedy, gdy radioteleskop był skierowany na ten sam obszar nieba. Czasu gwiazdowego nie używa nikt poza astronomami. Sygnał mógł więc pochodzić spoza Ziemi lub… od innego (ziemskiego?) astronoma. A może Małe Zielone Ludziki? Rozważano i tę możliwość.

Rys. 1 Fragment taśmy papierowej z oryginalnym zapisem z 28 listopada 1967 roku. Ciąg pulsów z pierwszego pulsara, PSR 1919+21. Natężenie sygnału wzrasta w dół.

W kilka dni później wykryto jednak podobne pulsujące źródło w innej części nieba. Od tego momentu nie było już wątpliwości co do tego, że sygnał musi powstawać w sposób naturalny. Przeprowa-dzono wkrótce dodatkowe pomiary; okazało się, że sygnały przychodzą z punktowych źródeł znajdujących się poza Układem Słonecznym, lecz jeszcze wewnątrz naszej Galaktyki. W ciągu następnych dwóch miesięcy stwierdzono, że odstęp między kolejnymi pulsami, czyli okres pulsara, zmienia się wyraźnie. Zmiany te spowodowane były efektem Dopplera, związanym z ruchem Ziemi wokół Słońca, a więc były to zmiany pozorne, wynikające z niejednostajności ruchu odbiornika. Po wprowadzeniu odpowiednich poprawek (astronomowie nazywają je redukcją obserwacji do układu związanego ze środkiem masy Układu Słonecznego, czyli z barycentrum) okazało się, że względne odchylenie okresu od wartości początkowej nie przekroczyło w ciągu tych dwóch miesięcy wartości ΔP/P = 10^–7. Okres pulsara był wyjątkowo stabilny jak na obiekty astronomiczne. W tym czasie astronomowie z Cambridge odkryli następne dwa pulsujące źródła. Dopiero wtedy ogłosili o swoim odkryciu.

Tak to odkryto pulsary, a Antony Hewish za badania, które do tego doprowadziły, otrzymał w 1974 roku Nagrodę Nobla.

Dzisiaj ten pierwszy pulsar oznaczony jest symbolem PSR 1919+21; PSR jest skrótem od słowa „pulsar”, a 1919+21 określa jego położenie na sferze niebieskiej: 1919 to rektascensja w godzinach i minutach, a +21 to deklinacja w stopniach.

Pulsary — wirujące gwiazdy neutronowe

Rys. 2 Ciąg pulsów z jedoiego z pierwszych pulsarów, PSR 0329+54.

Na całym świecie astronomowie rzucili się do radioteleskopów i nowe odkrycia posypały się jak z rękawa. W ciągu kilku następnych miesięcy stało się jasne, że chociaż okresy poszczególnych pulsarów różnią się od siebie, jednak wszystkie te obiekty są wspaniałymi zegarami. Wkrótce, jeszcze w 1968 roku, wykryto pulsar wewnątrz wielkiej pozostałości po wybuchu supernowej znajdującej się w gwiazdozbiorze Żagla. Jest on dzisiaj oznaczany symbolem PSR 0833-45. Sygnały z tego pulsara przychodziły w odstępach równych 0,08920 s. W tym samym roku odkryto również pulsar w środku Mgławicy Kraba, pozostałości po wybuchu supernowej w gwiazdozbiorze Byka (patrz zdjęcia na pierwszej, drugiej i czwartej stronie okładki). Ten pulsar, o okresie 0,03313 s, bardzo długo był najszybszym znanym pulsarem. Dopiero we wrześniu 1982 roku odkryto inny, szybszy, o okresie 0,00156 s. Niemal natychmiast po odkryciu pulsów radiowych przychodzących z Mgławicy Kraba okazało się, że — w odróżnieniu od dotychczas znanych pulsarów — pulsar z Mgławicy Kraba wysyła także pulsy światła widzialnego, później zaś — że także pulsy w promieniach rentgena i gamma. Co więcej, stwierdzono, że pulsuje właśnie ta gwiazda, którą Walter Baade i Hermann Minkowski w 1942 roku uznali za gwiazdę pozostałą po wybuchu supernowej obserwowanej w 1054 roku przez Chińczyków.

Już wcześniej, właściwie to od momentu ogłoszenia o odkryciu pierwszego pulsara, przypuszczano, że źródłem pulsującego sygnału może być silnie namagnesowana gwiazda neutronowa, a mechanizmem odpowiedzialnym za regularność przychodzących pulsów jest jej ruch wirowy. Odkrycie pulsara w Mgławicy Kraba wykluczyło praktycznie inne możliwości — konkurencyjne modele nie potrafiły wytłumaczyć tak dużej rozpiętości okresów.

Jeśli pulsary mają rzeczywiście silne pole magnetyczne o niezerowym momencie dipolowym (a dokładniej: o niezerowej jego składowej prostopadłej do osi obrotu), to powinny wysyłać monochromatyczną falę elektromagnetyczną o częstości równej częstości obrotu. Rozchodząca się fala elektromagnetyczna unosi energię, winna więc maleć energia kinetyczna ruchu obrotowego i w rezultacie pulsary powinny zwalniać — okres między pulsami powinien się wydłużać.

Wkrótce, bo już w 1969 roku, hipoteza, że pulsarem jest wirująca gwiazda neutronowa, została potwierdzona obserwacyjnie przez D. W. Richardsa i J. M. Comellę. Stwierdzili oni, że rzeczywiście z biegiem czasu sygnały z pulsara w Mgławicy Kraba przychodzą coraz rzadziej, odstęp między kolejnymi pulsami powoli i systematycznie się wydłuża.

Prawie natychmiastowe utożsamienie tych dziwnych pulsujących obiektów z szybko wirującymi gwiazdami neutronowymi spowodowało gwałtowny wzrost zainteresowania tymi gwiazdami, a także i procesami, które prowadzą do ich powstania.

Gwiazdy neutronowe

Pulsary odkryto piętnaście lat temu, jednak pojęcie gwiazdy neutronowej zostało wymyślone znacznie wcześniej. Wszystko zaczęło się od odkrycia nowej cząstki elementarnej — neutronu. Stało się to w Cambridge w 1932 roku, a odkrywcą był angielski fizyk James Chadwick. Kiedy wiadomość o tym dotarła do Kopenhagi, Niels Bohr, Leon Rosenfeld i Lew Landau spędzili razem cały wieczór, zastanawiając się nad konsekwencjami istnienia neutronów. Tego wieczoru Landau wpadł na pomysł, że w zasadzie mogą istnieć gwiazdy zbudowane z ciasno upakowanych neutronów — takie monstrualne jądra atomowe, w których rolę siły zlepiającej poszczególne cząstki spełnia siła grawitacji. Gwiazdy neutronowe zostały wymyślone niemal równocześnie i zupełnie niezależnie przez Waltera Baadego i Fritza Zwicky'ego, którzy dodatkowo podali sposób, w jaki takie gwiazdy mogłyby powstawać. Powiązali oni eksplozje supernowych z procesem przemiany zwykłych, „żywych” gwiazd w gwiazdy neutronowe. Jedną z takich hipotetycznych gwiazd neutronowych miała być właśnie centralna gwiazda Mgławicy Kraba, zwana dawniej gwiazdą Baadego, a dzisiaj znana jako pulsar PSR 0531 + 21.

Gwiazd neutronowych szukano, zanim jeszcze odkryto pulsary. Próbowano wykryć termiczne promieniowanie rentgenowskie wysyłane przez stygnące powierzchnie młodych gwiazd. Nikt jednak nie przypuszczał, że gwiazdy neutronowe same dadzą znać o swoim istnieniu.

Gwiazda neutronowa jest obiektem o promieniu kilku, najwyżej kilkunastu kilometrów i o masie bliskiej masie Słońca, co oznacza, że średnia gęstość materii w jej wnętrzu przewyższa nieco gęstość materii w jądrach atomów. Jeśli spytamy fizyka-teoretyka o masy gwiazd neutronowych, odpowie, że w zasadzie mogą istnieć gwiazdy neutronowe o masach od około 0,1 M do M_max, przy czym teoria nie precyzuje ściśle wartości M_max, stwierdzą jedynie, że M_max najprawdopodobniej nie jest większe niż 3 M. Jeśli to samo pytanie zadamy astrofizykowi, odpowie, że nie wszystkie możliwe stany muszą być w przyrodzie realizowane. Powie, że niewątpliwie istnieją gwiazdy neutronowe o masach między 1 M a 2 M, lecz nie ma żadnych dowodów na to, iż może powstać gwiazda o masie znacznie mniejszej niż 1 M. Symulacje numeryczne, przeprowadzone za pomocą komputerów, sugerują, że wszystkie gwiazdy neutronowe, powstające w wyniku katastroficznego zapadnięcia się centralnej części zwykłych, masywnych gwiazd — gdy te kończą swe aktywne życie, wybuchając jako supernowe — mają bardzo podobne masy, zawsze w przedziale 1,4–1,5 M. Taka gwiazda neutronowa może czasem zwiększyć swoją masę, na przykład jeśli znajduje się w ciasnym układzie podwójnym z normalną gwiazdą, którą powoli „pożera”.

Gwiazda neutronowa składa się co najmniej z dwóch faz. Zewnętrzna część — to krystaliczna skorupa o grubości kilku kilometrów. We wnętrzu natomiast znajduje się ciecz, składająca się z mieszaniny neutronów, protonów i elektronów. Cząstek naładowanych — protonów i elektronów — jest w niej zaledwie kilka procent; przeważają neutrony. Oczywiście całość jest elektrycznie obojętna. Ciecz neutronowa we wnętrzu gwiazdy jest najprawdopodobniej w stanie nadciekłym, zaś protony i elektrony — w stanie nadprzewodzącym. Niewykluczone, że centralną część gwiazdy zajmuje wielkie jądro. Jego obecność nie jest oczywista, być może jest ono krystaliczne — podobnie jak skorupa, być może jest ciekłe i utworzone z mezonów lub — co mniej prawdopodobne — z kwarków. Granica między skorupą i fazą ciekłą nie jest zbyt wyraźna — fazy częściowo się przenikają.

Obrazek ten przypomina w sumie jajko, tyle tylko, że gwiazda ma grubszą skorupkę, jest elipsoidą obrotową lekko spłaszczoną na biegunach (odchylenie od kulistości spowodowane jest ruchem obrotowym) i nie wiadomo, czy w środku jest żółtko, a jeśli jest, to z czego jest zbudowane.

Tajemnica pulsarów czyli… dlaczego pulsary pulsują?

Rys. 3 Gwiazda neutronowa z zaznaczonymi liniami sił pola magnetycznego. Strumienie plazmy mogą płynąć w całym obszarze wewnątrz lejka. Tylko jeden z takich strumieni został zaznaczony.

Młoda gwiazda neutronowa ma bardzo silne pole magnetyczne. To pole w połączeniu z szybkim ruchem obrotowym jest przyczyną całej historii. Pulsar — wedle przyjętego dzisiaj modelu — ma pole magnetyczne o strukturze mniej więcej dipolowej, przy czym oś pola nachylona jest względem osi obrotu gwiazdy neutronowej (Rysunek 3). W okolicy biegunów magnetycznych, w małym obszarze tuż nad powierzchnią gwiazdy, powstaje bardzo silne pole elektryczne; między powierzchnią gwiazdy a obszarem tuż nad nią powstaje duża różnica potencjału. Między okładkami tego naturalnego kondensatora przeskakuje najprawdopodobniej iskra. Rozładowuje ona napięcie, ale że jednocześnie wirowanie gwiazdy ładuje w sposób pośredni ten wielki kondensator, wytwarza się stan stabilny; Iskra „pali się” cały czas, tak jak w lampie łukowej. Iskra to w rzeczywistości strumień cząstek, przede wszystkim elektronów i pozytonów, które są gwałtownie przyspieszane w obszarze silnego pola elektrycznego, tak że po opuszczeniu go mają prędkości niewiele mniejsze od prędkości światła. Owe strumienie cząstek poruszają się później w obszarze nad biegunem wzdłuż zakrzywionych licnii pola. magnetycznego. Cząstki naładowane poruszając się po łuku muszą promieniować; ruch po łuku jest ruchem przyspieszonym, a przyspieszany ładunek promieniuje. Promieniowanie ładunku poruszającego się po łuku, wzdłuż linii pola magnetycznego nazywa się promieniowaniem krzywiznowym; w gruncie rzeczy jest to zwykłe promieniowanie hamowania, gdyż emisja zachodzi kosztem energii kinetycznej. Ponieważ te strumienie plazmy poruszają się z prędkościami bliskimi prędkości światła, ich promieniowanie skupione jest w kierunku ruchu — jest to efekt wynikający ze szczególnej teorii względności. W rezultacie nad obydwoma biegunami magnetycznymi gwiazdy neutronowej powstają skierowane na zewnątrz wiązki promieniowania radiowego. Proces emisji jest procesem koherentnym, całe grupy cząstek w strumieniu promieniują zgodnie, tak jak wzbudzone atomy w laserze lub maserze, co sprawia, że strumień promieniowania jest bardzo silny. Strumieniom promieniowania radiowego w przypadku kilku pulsarów towarzyszą także strumienie światła widzialnego, promieni rentgena i gamma.

Strumienie promieniowania są nachylone do osi obrotu podobnie jak całe pole magnetyczne, toteż w miarę obracania się gwiazdy zmieniają swój kierunek w przestrzeni — omiatają niebo. W chwili, gdy któryś z nich zahacza o Ziemię, odbieramy sygnał z pulsara — puls promieniowania radiowego, widzialnego, rentgena lub gamma. Oczywiście są i takie pulsary, które omiatając niebo swoim promieniowaniem, nie natrafiają na Ziemię. Takich pulsarów nie możemy obserwować. Ocenia się, że zaledwie jeden pulsar na pięć, omiatając niebo swoim promieniowanieim, zahacza przy tym o Ziemię.

Model ten tłumaczy wielką stabilność odstępu między pulsami — zegarem pulsara jest wirująca gwiazda neutronowa, a okres pulsara to po prostu okres obrotu gwiazdy. W ten to sposób — jeśli tylko nasz model pulsara jest prawdziwy — z zachowania się okresu pulsara można wnioskować o własnościach gwiazd neutronowych, o ich budowie wewnętrznej, o polu magnetycznym. Prócz kierunkowego promieniowania, objawiającego się nam w postaci pulsów, pulsar wysyła we wszystkich kierunkach „zwykłą” monochromatyczną falę elektromagnetyczną o częstości równej częstości wirowania i o natężeniu największym w płaszczyźnie prostopadłej do osi obrotu. Tego „zwykłego” promieniowania nie możemy zaobserwować na Ziemi, gdyż jego natężenie jest znacznie słabsze. Jednakże w bilansie energii liczy się przede wszystkim właśnie to „zwykłe” promieniowanie. Energia wypromieniowywana przez pulsar w postaci wąskiego snopu promieniowania stanowi drobny ułamek traconej energii, większość unoszona jest przez to „zwykłe” promieniowanie wirującego dipola.

Przeciętny pulsar liczy sobie kilka milionów lat. Wiek przeciętnego pulsara jest więc znacznie krótszy od czasu istnienia Wszechświata, naszej Galaktyki czy Układu Słonecznego. Oznacza to, że pulsary umierają. Mechanizm fizyczny, generujący strumienie cząstek nad biegunami gwiazdy neutronowej, działa przez kilkanaście, najwyżej kilkadziesiąt milionów lat po jej narodzeniu. Później przestaje. W rezultacie gwiazda neutronowa przestaje wysyłać strumienie kierunkowego promieniowania, przestaje być pulsarem.

Zmiany okresu

Pulsary są bardzo dobrymi zegarami. Nie znaczy to jednak, że są zegarami idealnymi. Odstęp między kolejnymi pulsami, czyli okres pulsara, powoli się wydłuża. W ciągu roku okres przeciętnego pulsara wydłuża się o 5 · 10^–7 swojej wartości. Zegar zwalnia. Korzystając z obserwacji przeprowadzonych w ciągu roku czy dwóch można dość dobrze przewidzieć szybkość jego chodu w następnych latach.

Nie wszystkie pulsary zwalniają jednak w sposób do końca przewidywalny. Młode pulsary „cierpią” na ciągłe zaburzenia prędkości wirowania — okres z biegiem czasu powoli się wydłuża, fluktuując w pobliżu wartości przewidywanej na dany moment, raz jest nieco za mały, raz nieco za duży. Zaburzenia te są najprawdopodobniej spowodowane jakimś procesem przypadkowym.

Rys. 4 Nieciągłość okresu pulsara w Żaglu, PSR 0833-45, z 1975 roku. Data 1975,0 oznacza początek 1975 roku. Punktami zaznaczone zostały kolejne pomiary okresu (obserwacje). Moment skoku nie jest dokładnie znany, skok nastąpił pomiędzy 25 a 30 września.

Zdarza się też, że systematycznie wydłużający się okres nagle skokowo maleje, po czym pulsar dalej spokojnie zwalnia. Do tej pory zauważono takie gwałtowne zmiany okresu u trzech pulsarów: tego z Mgławicy Kraba, tego z Żagla i jeszcze jednego, oznaczanego symbolem PSR 1641-45. We wszystkich trzech przypadkach nieciągłość w wirowaniu polegała na tym, że okres pulsara nagle zmalał — wygląda na to, że nagle gwiazda neutronowa zaczęła wirować nieco szybciej. U pulsara w Żaglu, PSR 0833-45, w ciągu 14 lat obserwacji dostrzeżono 6 dużych skoków okresu, ΔP/P wahało się między -1 · 10^–6 a -3 · 10^–6. Systematyczne zmiany w czasie między skokami były jednak znacznie większe — skoki objawiały się jako małe zaburzenia w dominującym zwalnianiu. Nadal nie wiadomo do końca, jaka jest przyczyna tych nieciągłości.

Pulsary w 15 lat po odkryciu

Do dzisiaj odkryto 333 pulsary. Najprędzej wirujący ma okres 0,00156 s, najwolniej wirujący ma okres 4,308 s, a przeciętny pulsar — około jednej sekundy. Najmłodszy pulsar, tkwiący w środku Mgławicy Kraba, ma 929 lat i okres 0,03313 s — tylko jeden pulsar wiruje szybciej od niego.

Ostatnio, jesienią 1982 roku, odkryto pierwszy pulsar poza naszą Galaktyką — znajduje się on w Wielkim Obłoku Magellana. Wszystkie pozostałe są znacznie bliżej, znajdują się w obrębie naszej Galaktyki. Najbliższy jest w odległości 80 parseków (PSR 1929+10). Typowy pulsar znajduje się w odległości 2 kiloparseków.

Do tej pory udało się zmierzyć pochodną okresu (czyli szybkość zmian okresu) dla 286 pulsarów. We wszystkich przypadkach okres powoli się wydłuża, prędkość ruchu obrotowego gwiazdy systematycznie maleje. Znając szybkość zwalniania ruchu obrotowego można ocenić natężenie pola magnetycznego na powierzchni gwiazdy neutronowej. I znów najsilniejsze pole to 2 · 10¹³ gausów, najsłabsze 2 · 10¹⁰ gausów, a typowe 2 · 10¹² gausów. Nie znamy dzisiaj innych obiektów o tak silnych polach magnetycznych.

W ciągu tych piętnastu lat odkryto zaledwie trzy pulsary związane w układach podwójnych. Jest to znamienne, zważywszy, że 50–60% gwiazd w Galaktyce znajduje się w układach wielokrotnych, złożonych z dwóch lub większej liczby gwiazd. Najwyraźniej pulsary wolą samotność. Prawdopodobnie gwiazdy neutronowe, związane w układach podwójnych z innymi, zwykłymi gwiazdami, nie mogą stać się pulsarami, gdyż warunki są ku temu niesprzyjające. Nawet niewielka ilość materii, uciekająca z atmosfery aktywnego towarzysza i osadzająca się na gwieździe neutronowej, wystarcza, by zanieczyścić jej okolice na tyle, żeby proces, w którym powstaje emisja radiowa, nie mógł zachodzić. (Takie gwiazdy neutronowe w ciasnych układach podwójnych dają znać o swoim istnieniu innymi sposobami — materia spadając,na gwiazdę neutronową ogrzewa się i wysyła promienie rentgena; w przypadku bardzo starych gwiazd neutronowych, o polu magnetycznym bardzo słabym jak na gwiazdy neutronowe, może dojść do gwałtownego, wybuchowego spalania materii spływającej i osadzającej się na powierzchni gwiazdy. W pierwszym przypadku obserwujemy regularnie pulsujące źródło rentgenowskie, w drugim — nieregularnie powtarzające się wybuchy, objawiające się w postaci nieregularnych błysków promieni rentgena). Niewątpliwie jednak część gwiazd, z których później powstały pulsary, musiała być związana w układach wielokrotnych. Układy te postały najprawdopodobniej rozerwane w czasie narodzin gwiazd neutronowych.