Hrvatski

Dvostruki pulsari

PULSAR U DVOSTRUKOM SUSTAVU


Posljednjih desetljeća otkriveni su znatno “egzotičniji” dvostruki sustavi, npr. rendgenski dvostruke zvijezde. Radi se o sustavima čija je jedna (ili obje) komponente objekt zadnjeg stadija zvjezdane evolucije ­ bijeli patuljak, neutronska zvijezda ili crna jama. Bijeli su patuljci relativno slabog sjaja i praktički se mogu opažati u udaljenostima do jednog kiloparseka (kpc). Neutronske zvijezde, koje su prepoznate u pulsarima, daleko su intenzivniji izvor elektromagnetskog zračenja. Poznat je relativno veliki broj pulsara u našoj galaktici, a otkriveni su i u drugim galaktikama. Ipak, pretpostavlja se da opažamo relativno mali postotak od ukupnog broja pulsara što ih ima u svemiru. Razlog za takvu sumnju je priroda zračenja pulsara. Elektromagnetsko zračenje napušta pulsar u ograničenom prostornom kutu. Naime, pri sažimanju zvijezde dolazi, uslijed zakona očuvanja momenta količine gibanja, do znatnog povećanja njene brzine vrtnje. Tako se magnetsko polje zajedno s pulsarom vrti velikom brzinom. Magnetsko polje pulsara općenito je priklonjeno u odnosu na rotacijsku os i približno je konfiguracije kao polje dipola. Uslijed velike brzine vrtnje magnetsko polje na svojim polovima izbacuje elektrone iz tijela i atmosfere pulsara, ubrzavajući ih do relativističkih brzina. Pri tome gibanju elektroni zrače elektromagnetske fotone (radio, vidljive ili rendgenske), koji u obliku snopova odlaze u okolni prostor u dva usmjerena čunja. Tako se vrtnjom pulsara emitira elektromagnetsko zračenje u pravilnim vremenskim razmacima. Ako je os magnetskog polja relativno malo otklonjena od ravnine doglednice, zračenje pulsara može se zabilježiti na Zemlji u obliku pravilno­periodičkih signala, slično onako kao što mornari na pučini vide svjetlost svjetionika (tzv. model svjetionika). Brzorotirajući pulsari imaju period vrtnje reda veličine milisekunde, dok se oni sporiji jednom okrenu oko svoje osi za nekoliko sekundi. Zbog vrlo pravilne vrtnje pulsari emitiraju elektromagnetske impulse vrlo stabilne frekvencije. Otkriće prvog pulsara zbilo se 1967. godine. Vezano je uz imena dvojice radio­astronoma ­A. Hewisa, voditelja istraživačke grupe i njegove tadašnje asistentice J.B. Burnell. Godine 1974. R. A. Hulse i J.H Taylor otkrili su pulsar u dvostrukom sustavu (pulsar nosi oznaku PSR 1913 + 16). Elementi staze ovog dvostrukog pulsara mogu se precizno odrediti na temelju praćenja Dopplerova efekta u emitiranim pravilno­periodičnim impulsima zračenja. Opažački je postupak sličan onom koji se primjenjuje kod jednolinijski spektroskopski dvostrukih zvijezda. Elementi staze, koji se mogu izvesti neposredno iz opažanja, su (a1sini, e, ω, T). Funkcija mase može se odrediti pomoću izraza koji vrijedi za jednolinijske spektroskopski dvostruke zvijezde:


(36)

Otkriće pulsara u dvostrukom sustavu osobito je značajno za eksperimentalno istraživanje fizike gravitacije i gravitacijskih valova. Naime, relativistički učinci u ovom sustavu značajnog su iznosa i mogu se precizno mjeriti. Primjera radi, opažani zakret periastrona iznosi oko 4,2o /god. Ova pojava nastaje zbog relativističkih efekta, čije su posljedice bile poznate prije utemeljenja opće teorije relativnosti u pomaku Merkurova perihela. Izraz za pomak perihela (periastrona) slijedi iz opće teorije relativnosti. Pomak (Δω), izražen u radijanima po periodu revolucije, dan je izrazom:


(37)

gdje je G, gravitacijska konstanta, c, brzina svjetlosti, “a”, velika poluos, e, ekscentricitet, dok su M1 i M2, mase komponenti sustava. Kod Merkura iznosi svega 43″ u stoljeću, dok je za ostale udaljenije planete pomak još manjeg iznosa (Δω~1/a). U posljednjoj jednadžbi veliku poluos možemo eliminirati koristeći se izrazom za treći Keplerov zakon:


(38)

i na taj način pomak periastrona iskazati kao funkciju masa komponenti sustava i veličina T i e, koje su poznate iz opažanja. Dakle, relativistički učinak pomaka periastrona omogućuje nam određivanje ukupne mase sustava, dok se masa pojedinačnih komponenti može procijeniti određivanjem funkcije mase (izraz (36)). Uslijed značajnih relativističkih učinaka, vremenska analiza primljenih signala iz dvostrukog pulsara nije jednostavna kao kod jednolinijskih spektroskopskih zvijezda (čija se dinamika izvodi iz mjerenja brzina pomoću Dopplerova efekta). Fine promjene u primljenim signalima, koje su posljedica gravitacijskog crvenog pomaka, omogućuju precizno određivanje mase pulsara i njegova pratioca. Istodobno, praćenja promjena elemenata staza u duljem vremenskom periodu omogućuje provjeru postavke o zračenju gravitacijskih valova. Naime, prema općoj teoriji relativnosti rotirajući gravitacijski izvori gube energiju zračenjem gravitacijskih valova. Energija zračenja gravitacijskih valova može se proračunati za sustav dvostrukog pulsara na temelju poznatih elemenata staza. Kako sustav gubi energiju njegove se komponente počinju približavati, pri čemu se smanjuje period ophoda (T). Radi se o vrlo malom iznosu. Za pulsar PSR 1913+16, teoretski iznosi 7,5*10-5 sekundi po godini. Usporedbom opažanja od otkrića pulsara (1974. g.) do 1993. godine, eksperimentalno određeno ukupno skraćenje perioda (»10-3 s) je u skladu s teoretskim predviđanjima. Ovakva je provjera moguća zbog činjenice da je zračenje pulsara izuzetno točne i stalne frekvencije.

Iz opažanja dvostrukog pulsara PSR1913+16 ustanovljeno je da masa pulsara iznosi 1,4410 Sunčeve mase, a pratioca 1,3874 Sunčeve mase. Najmanja uzajamna udaljenost pulsara i pratioca približno je jednaka Sunčevom polumjeru. Stoga se pretpostavlja da je pratilac kompaktni objekt (npr. patuljak ili neutronska zvijezda), jer bi u slučaju “obične” zvijezde plimne sile uzrokovale njen raspad. Za mnoge rendgenski dvostruke sustave zvijezda vjeruje se da je jedna od komponenti crna jama. Crne jame ne možemo neposredno opažati.  Međutim, nalaze li se u bliskim dvostrukim sustavima, one svojim jakim gravitacijskim polje “usisavaju” materiju sa susjedne komponente pri čemu nastaje intenzivno rendgensko zračenje. Teorija zvjezdane evolucije predviđa urušavanje jezgri zvijezda u crne jame kod zvijezda čija masa prelazi granicu od oko 3 Sunčeve mase. Poznati kandidat za crnu jamu je već spomenuti rendgenski izvor Cygnus X1, koji je povezan uz jednolinijski spektroskopski dvostruku zvijezdu. Radi se o naddivu čija se masa procjenjuje na 20­30 Sunčevih masa. Nalaženjem funkcije mase, moguće je procijeniti masu nevidljivog pratioca. Podaci ukazuju da je masa veća od 5 Sunčevih masa pa je razumna pretpostavka da se radi o crnoj jami.