Pulzary

Pulsary

Co to vlastně pulsar je
Pulsar je rychle rotující neutronová hvězda, která vysílá pravidelné záblesky (pulsy) v různých druzích elektromagnetického záření (od gama až po rádiové). Doba mezi dvěma záblesky (perioda) může být několik málo milisekund až několik sekund.
Pulsary jsou závěrečným stádiem v životě hvězd. Nazývají se podle toho, že jejich záření se jeví pozorovateli tak, jakoby se periodicky vypínalo a zapínalo, tedy jako pulsy. Je to způsobeno tím, že směrují své vyzařování do úzkého kužele a vlivem vlastní rotace vypadají jako majáky.
Jedná se tedy o extrémně husté objekty. Tak husté, že hmota v nich může existovat pouze jako neutrony a podle toho jsou nazývány neutronové hvězdy. Jejich rotační osa má jiný směr než jejich magnetická osa.

Vznik
Vznik pulsaru je vysvětlován jako pozůstatek supernovy, kdy obří hvězda končí svůj termonukleární život gravitačním kolapsem vyhořelého jádra. Výsledkem je neutronová hvězda o průměru pouze kolem 20 - 30 km, ale s hmotností přibližně stejnou jako Slunce. Obalové vrstvy hvězdy se dopadem na neutronovou hvězdu zahřejí na teplotu 200 mld. K, explodují a vytvoří zbytek supernovy. Existují však zbytky supernov, v jejichž středu nebyl pulsar pozorován. Tam je patrně černá díra po hvězdném veleobru.
Při gravitačním kolapsu řítící se plazma s sebou strhne magnetické siločáry hvězdy. Protože se průměr kolapsem zmenší až milionkrát, zhustí se jeho siločáry bilionkrát (neboť tolikrát se zmenší jeho povrch). To je důsledek zamrzlosti siločar. Proto na pulsaru vznikne velmi silné magnetické pole, až bilion gaussů.
Od své mateřské hvězdy pulsar přebere nejen velkou část její vnitřní hmoty a magnetické pole, ale i její rotaci (úhlový moment). Tzn. že se prudce roztočí. A právě tato rotační energie pulsaru je zdrojem jeho záření. je to obrovská zásobárna energie. Vyzařováním však pulsar svou rotační energii ztrácí, zpomaluje se a perioda pulsů se pozvolna prodlužuje. Obyčejný osamocený pulsar chladne a mění se v chladnoucí infračervenou a pak černou kouli, nesmírně hustou a pomalu zastavující své otáčení.
Podle O. Benvenuta a G. Lugonese může při vzniku neutronové hvězdy docházet k fázovým přechodům nukleární látky, kdy se nukleony štěpí na kvarky a vznikne tzv. kvarková hvězda. Nitro neutronové hvězdy je fakticky jediné místo ve vesmíru, kde k štěpení na volné kvarky může vůbec dojít.
Jiný je ale osud pulsaru ve dvojhvězdě, jejíž druhá složka je normální plazmová hvězda.

Po opuštění hlavní posloupnosti se hvězda mění v obra či veleobra, tj. její poloměr se zvětší 100 - 1000x. Rozpínající se horní vrstvy přetékají Rocheovu mez a padají k pulsaru, jako do hlubokého gravitačního kráteru. Řítící se plasma dopadá nejdříve do akrečního disku. Disk se zahřívá na vysokou teplotu a je zdrojem intenzivního rentgenového záření. Dopad žhavého plazmatu z rychle rotujícího disku na povrch pulsaru urychluje rotaci a zkracuje periodu pulsů až na tisíciny sekundy. Tak vznikají nesmírně rychle rotující milisekundové pulsary. Když ustane přísun plazmatu z plazmové hvězdy, tak se začne pulsar zpomalovat a stihne ho osud osamoceného pulsaru.





Značení
Zpočátku byly pulsary označovány jako LGM (Little Green Men).
Dnes se pulsary označují symbolem PSR a polohou na obloze udanou rovníkovými souřadnicemi. Tak např. pulsar na souřadnicích RA = 19°19´ a DE = +21° bude označen jako PSR 1919+21.
Fyzikální vlastnosti
Neutronové hvězdy, vznikající z některých supernov, jsou velmi husté (dosahují hodnot až jaderné hustoty 1010 kg/cm3 až 1012 kg/cm3), protože protony a elektrony tvořící normální hmotu byly vtlačeny do neutronů a jiných exotických subatomárních částic. V jádře neutronové hvězdy se nacházejí i podivné částice (hyperony).
Hmota neutronové hvězdy je nejhustší známá forma hmoty. Kousek povrchu neutronové hvězdy o hmotnosti flotily válečných lodí by teoreticky mohl být dost malý na to, aby se vešel do dlaně.
Neutronové hvězdy v binárních systémech sice dovolují astronomům změřit svoji hmotnost, odhadnout jejich průměr je však mnohem obtížnější (uvádí se hodnoty poloměru okolo 10 km až 100 km. Protože neutronové hvězdy v těchto systémech získávají hmotu od svých doprovodných hvězd, světlo nepřichází výhradně z jejich povrchu, ale také z výtrysků, disků a jiných jevů, objevujících se kolem nich. To může odhady velikosti znepřesnit.
Charakteristická je rychlá rotace a silné magnetické pole.
Doba mezi dvěma záblesky (perioda) pulsaru může být několik málo milisekund až několik sekund. Trvání jednotlivých impulsů dosahuje přibližně 5% periody. Pozorované náhlé zkrácení periody impulsů je možné vysvětlit pouze náhlou změnou periody rotace samotné neutronové hvězdy, a tedy náhlým zmenšením jejího momentu setrvačnosti, což může být způsobeno náhlou poruchou struktury hvězdy, hvězdotřesením.
Z frekvence pulsů je možné odvodit rotační rychlost.

Výskyt
V naší galaxii by mohlo existovat okolo sta miliónů neutronových hvězd.

Všechny dosud pozorované neutronové hvězdy buďto obíhají jiné hvězdy v rentgenových binárních systémech, nebo vysílají kulometné záblesky rádiové energie jakožto pulsary. Pulsary jsou mladé neutronové hvězdy zrozené se silnými magnetickými poli; nepulsující neutronové hvězdy mohou být staré mrtvé pulsary stáří přes milion let, anebo nikdy pulsary nebyly.

Historie objevů
První pulsar objeven v roce 1967 Jocelyne Bellovou v Cambridge (asistentka astronoma A. Hewishe, který dostal Nobelovu cenu za objev pulsarů).
Dosud je známo 730 radiopulsarů (z toho 3% ve dvojhvězdách) – např:
Pulsar v Krabí mlhovině M1 v souhvězdí Býka
- první objevený pulsar (1968)
- je to pozůstatek po explozi supernovy z roku 1054 (záznamy v čínských kronikách)
- v době svého vzniku rotoval rychlostí kolem 60 otáček za sekundu, dnes se otočí 30x za sekundu.

Zdroje:

internet -