Pulsary radiowe a supernowe

W Szemachińskim Obserwatorium Astrofizycznym, należącym do Akademii Nauk Azerbejdżańskiej SSR, prowadzone są badania nad przestrzennym rozkładem pulsarów w Galaktyce, częstotliwością ich powstawania i związkami z „normalnymi” gwiazdami. Jak wiadomo pulsary są to szybko rotujące gwiazdy neutronowe, obdarzone silnym polem magnetycznym. Energia pulsarów jest względnie szybko tracona w procesach emisji fal elektromagnetycznych i cząstek relatywistycznych, czemu towarzyszy spadek prędkości wirowania pulsara i obniżenie mocy wysyłanych impulsów radiowych. W trakcie relacjonowanych badań ustalono, że średni wiek obecnie obserwowanych pulsarów wynosi 3,6 mln lat. Starych pulsarów (sądząc ze spowolnienia tempa ich „wygasania”) nie jest tak dużo, jak można się było spodziewać w przypadku ich stopniowego starzenia się. Być może w czasie zachodzącego w sposób ciągły spadku prędkości rotacji, osiągają one fazę, w której skokowo maleje natężenie pola magnetycznego powodując, że wirująca gwiazda neutronowa przestaje być pulsarem radiowym. Ustalono też, że pulsary położone są niedaleko od płaszczyzny Galaktyki (średnio około 300 parseków od niej), tworząc rodzaj pierścienia o średnicy około 8 kps. Maksymalna gęstość przestrzenna pulsarów jest obserwowana w odległości około 5 kps od centrum galaktycznego. Podobny rozkład przestrzenny cechuje liczne młode obiekty w Galaktyce: obłoki zjonizowanego wodoru związane z obszarami intensywnego formowania gwiazd, młode gorące gwiazdy, resztki wybuchów supernowych itd. Sądząc z całości materiału obserwacyjnego, macierzystymi ciałami pulsarów są masywne gwiazdy o krótkim czasie życia. Jeśli tak jest, to nie powinny one były zbytnio oddalić się od miejsc swego powstawania w Galaktyce, a same pulsary powinny być najczęściej obserwowane w rejonach, gdzie tworzą się gwiazdy. Częstotliwość powstawania pulsarów radiowych w Galaktyce oceniono na jeden co 28–55 lat, co w przybliżeniu jest równe częstotliwości rozbłysków supernowych. Porównanie częstotliwości powstawania pulsarów z tempem powstawania i końca gwiazd o różnej masie, pozwoliło związać genetycznie pulsary i gwiazdy o masach większych od 5 mas słonecznych. Właśnie takie masywne gwiazdy kończą swoją ewolucję jako supernowe.

Wg Astronomiczeskij Żurnał, 1982, 59, 51, 312.