Pulsary jsou v podstatě kosmické majáky. Jsou to rychle rotující neutronové hvězdy, ultrahusté pozůstatky hmotných hvězd, které explodovaly jako supernovy. Tyto objekty mají ohromující hustotu. Jedna neutronová hvězda obsahuje 1,18 až 1,97 násobek hmotnosti našeho Slunce, stlačená do koule o průměru pouhých 20 kilometrů. Většina z nich má hmotnost asi 1,35 hmotnosti Slunce.
Otáčejí se. Rychle.
První z těchto objektů objevili v roce 1967 Anthony Hewish a Jocelyn Bell na University of Cambridge. Použili radioteleskop určený k detekci rychlých vibrací v rádiových zdrojích. To, co viděli, byly extrémně pravidelné pulzy. Některé pulsary vysílají rádiové vlny. Jiné září ve viditelném světle, rentgenovém nebo gama záření. Existují dokonce i rádiově tiché pulsary, které „křičí“ pouze v rentgenovém nebo gama záření.
Mechanismus je jednoduchý, ale krutý. Když se hvězda zhroutí, neutrony na povrchu se rozpadají na protony a elektrony. Tyto nabité částice se odlomí od povrchu a vstupují do intenzivního magnetického pole. Mluvíme o 10^12 gaussech. Pro srovnání, magnetické pole Země je slabé – pouze 0,5 gaussů.
Částice zrychlují na rychlosti blízké rychlosti světla. Vyzařují synchrotronové záření. Vyráží ve formě intenzivních paprsků z magnetických pólů. Zde je ale háček: magnetické póly se neshodují s osami otáčení. Proto, když se hvězda otáčí, tyto paprsky skenují prostor. Pokud je Země v jejich cestě, registrujeme stabilní, rytmický impuls.
Od tohoto prvního objevu astronomové objevili asi 2000 pulsarů. Nejsou rozptýleny náhodně. Většina z nich je soustředěna podél roviny galaxie Mléčná dráha.
Rychlostní rekord
Pulsary se velmi liší rychlostí rotace. Nejpomalejší pozorovaný pulsar dokončí jednu otáčku asi za 11,8 sekundy. Na hvězdu je to pomalé.
Pak jsou tu milisekundové pulsary.
Více než dvě desetiletí byl rekordmanem PSR J1939+2134. Byl otevřen v roce 1982 a otáčí se 642krát za sekundu. Jeho perioda je pouze 1,55 milisekundy.
V roce 2006 byl tento rekord překonán. J1748−2446ad se otáčí rychlostí 716 otáček za sekundu. Jeho perioda je 1,396 milisekundy.
Proč je tam limit? Odstředivá síla. Pokud se neutronová hvězda točí mnohem rychleji, síla na jejím rovníku překoná gravitaci. Hvězda by se roztrhla. Úniková rychlost na povrchu neutronové hvězdy je asi poloviční než rychlost světla. Gravitační síla je tak silná. Tyto hvězdy však operují na hranici teoretického limitu.
Milisekundové pulsary se obvykle tvoří v binárních hvězdných systémech. Neutronová hvězda nahromadí materiál ze svého společníka po supernově. Tato přidaná hmotnost a moment hybnosti to roztočí. Je to jako když krasobruslař drží ruce u těla, ale v galaktickém měřítku.
Závady a gravitační vlny
Pulsary se zpomalují. Velmi pomalu. Obvykle miliontinu sekundy za rok.
Toto zpomalení umožňuje astronomům vypočítat „charakteristický věk“. Vezmete aktuální období a vydělíte ho rychlostí zpomalení. Toto je hrubý odhad. Někdy se shoduje se skutečným věkem. Charakteristický věk krabího pulsaru, který se narodil ze supernovy v roce 1054 našeho letopočtu, je 1240 let. je to blízko.
Někdy se mýlí. Pulsar J0205+6449 vznikl v roce 1181 našeho letopočtu. Jeho charakteristické stáří je 5390 let. Je to velmi odlišné.
Protože je zpomalování tak pozvolné, jsou tyto objekty neuvěřitelně přesné hodiny. A díky tak silným gravitačním polím jsou to ideální objekty pro testování teorií gravitace.
V roce 1993 obdrželi Joseph Taylor a Russell Hulse Nobelovu cenu za fyziku. Studovali pulsar PSR 1913+16. Je v těsné blízkosti jiné neutronové hvězdy. Gravitace dvou hvězd narušuje pravidelnost rádiových signálů. Měřením těchto variací Taylor a Hulse viděli, že hvězdy rotují stále rychleji na zužující se dráze.
Ztráceli energii. Jediným vysvětlením byly gravitační vlny. Jednalo se o první experimentální potvrzení vln předpovězených Albertem Einsteinem ve své obecné teorii relativity.
Pak jsou tu závady.
Závada je náhlý skok v periodě pulsaru. Zrychlí a poté postupně zpomalí zpět na hodnotu před závadou. K tomu dochází v důsledku „hvězdných otřesů“. Tvrdá železná kůra hvězdy praská. Nebo se posune spojení mezi kůrou a kapalným vnitřním jádrem. Vnitřní jádro se obvykle otáčí rychleji než kůra. Občas ji dostihne kůra. Nebo to klouže. Načasování se mění.
Tyto závady používáme ke studiu vnitřní struktury hvězd, které nevidíme. Mapujeme neviditelné pozorováním blikání světla.
“Tyto rychlosti rotace se blíží teoretickému limitu pro pulsar, protože neutronová hvězda rotující jen čtyřikrát rychleji by byla rozražena.”
Je zvláštní si myslet, že smrt hvězdy by se mohla stát nástrojem k měření samotného času. Nebo dokázat Einsteinovi pravdu desítky let předtím, než jsme mohli detekovat vlnění v časoprostoru. Krabí mlhovina září. Milisekundové pulsary tikají. A my jen posloucháme.
Ve vesmíru jsou stále rádiově tiché pulsary. Nevíme, kde všichni jsou. Mléčná dráha je obrovská. Vesmír je ještě větší. A majáky dál rotují.
Pulsary Crab a Vela nejsou jen kolovrátek. Jsou to „energetickí upíři“, kteří ztrácejí rychlost rotace tak rychle, že se jejich energetické ztráty projeví v celém elektromagnetickém spektru. To není jen teorie. Toto je pozorovatelná realita, bliká v našich detektorech každou milisekundu.
Vezměme Krabí pulsar. Na optických fotografiích se jeví jako skromná hvězda 16. magnitudy nacházející se v srdci Krabí mlhoviny. Ale když se podíváte pozorně, světlo nejen bliká, ale také pulzuje. Astronomové na Steward Observatory v Arizoně zaznamenali toto chování v roce 1968, krátce po počátečním rádiovém objevu. Viditelné světlo bliká stejnou frekvencí jako rádiové vlny. Pulsar také vysílá pravidelné pulsy rentgenového a gama záření. Toto je vícevlnný maják.
Pak je tu pulsar Vela. Ve viditelném světle je mnohem slabší, s magnitudou asi 24. Jeho pozorování vyžaduje seriózní vybavení. Odhalilo to citlivé pátrání v roce 1977 pomocí velkého anglo-australského dalekohledu v Parkes. Vela také pulzuje v oblasti rentgenového záření. Ale jeho hlavním úspěchem je gama záření. Jedná se o nejsilnější zdroj takového záření na celé obloze. Pravidelné, předvídatelné gama pulsy.
Mechanika narůstání a anomálie
Ne všechny rentgenové pulsary se řídí stejnými pravidly. Některé jsou “přirůstající” pulsary. Existují v duálních systémech. Neutronová hvězda táhne materiál z doprovodné hvězdy. Tato látka padá podél magnetických siločar a naráží na magnetické polární čepičky. Náraz uvolňuje rentgenové záření. Toto je trajektorie kosmické srážky.
Pak je tu třída “anomálních” pulsarů. Jsou neobvyklé. Jejich perioda přesahuje pět sekund. Při rentgenové aktivitě nepředvídatelně vzplanou. Často jsou spojovány se zbytky supernov. Tyto objekty se rodí z vysoce magnetizovaných neutronových hvězd známých jako magnetary. Jejich magnetická pole se pohybují od 10^14 do 10^15 gaussů. Je to neuvěřitelně silné.
Tyto magnetary se také překrývají s další skupinou: měkkými opakovači gama záření. Nejen pulsují. Vybuchnou. Opakované záblesky gama paprsků osvětlují prostor v chaotických záblescích.
Záhada pouze gama záření
Některé pulsary nevyzařují rádiové vlny vůbec. Svítí pouze v rozsahu gama. Fermiho vesmírný dalekohled objevil tuto oblast novými způsoby. V roce 2008 objevil první takový pulsar uvnitř pozůstatku supernovy CTA 1. Od té doby přidal na seznam dalších jedenáct objektů.
Radiační mechanismus zde odporuje standardním modelům. Rádiové pulsary přijímají signál z paprsků částic emitovaných z magnetických pólů. Pulsary, které vyzařují pouze v oblasti gama záření, fungují odlišně. Záření se vyskytuje daleko od povrchu neutronové hvězdy. Fyzika za tímto mechanismem mezerového záření zůstává záhadou.
Víme, že existují. Můžeme je spočítat. Ale přesný fyzikální proces, který generuje tyto gama pulsy, je stále neznámý. Motor běží, světla blikají, ale o mechanice tohoto procesu stále hádáme.
