Pulsary są niezwykłymi laboratoriami kosmiczymi pozwalającymi na badanie
ekstremalnych stanów materii niedostępnych w ziemskich laboratoriach.

Janusz Gil

Historia pulsarów sięga wczesnych lat trzydziestych naszego stulecia, kiedy to, zaledwie w rok po odkryciu neutronu przez Chadwicka, powstała koncepcja gwiazd neutronowych nierozerwalnie związanych z pulsarami (co okazało się prawie 50 lat poźniej). Niezależnie od siebie Landau oraz Baade i Zwicky rozpatrywali proces zapadania grawitacyjnego chłodnej gwiazdy, która wyczerpała już w znacznej mierze zapasy paliwa jądrowego, produkując jądra cięższych pierwiastków z jąder wodoru w reakcjach termojądrowych zachodzących we wnętrzu gwiazd, gdzie temperatura przekracza 10 milionów stopni. Ciśnienie zimnego gazu wewnątrz takiej gwiazdy nie może już zrównoważyć naporu sił grawitacji i gwiazda zaczyna się kurczyć, w następstwie czego temperatura jej wnętrza zaczyna znowu wzrastać. W cienkiej warstwie otaczającej jądro gwiazdy nadal istnieje wodór, i gdy temperatura przekracza wartość progową reakcji syntezy helu, reakcje termojądrowe przenoszą się na warstwy coraz odleglejsze od środka. Temperatura wnętrza powoli rośnie i kiedy przekroczy 108 K rozpoczyna się proces „palenia helu”, czyli reakcji termojądrowej syntezy pierwiastków cięższych: węgla, tlenu, azotu. W jądrze gwiazdy pojawia się nowe źródło energii. W wyniku „spalania helu” tworzy się „węglowe jądro”, którego temperatura w dalszym ciągu wzrasta. Po przekroczeniu wartości 2?108 K i gęstości 2?105 g/cm3 (1 cm3 zawiera masę 100 kg) zachodzą dalsze reakcje jądrowe prowadzące do powstania jąder jeszcze cięższych pierwiastków.

SUPERNOWA

Istnieje pewna minimalna masa gwiazdy niezbędna do zainicjowania reakcji termojądrowych, wynosząca prawdopodobnie około 8 proc. masy Słońca. Gwiazdy o masach mniejszych od 1.4 masy Słońca po wyczerpaniu paliwa jądrowego powoli stygną i przekształcają się w białe karły. Gwiazdy o masach większych od 1.4 masy Słońca czeka jeszcze efektowny rozbłysk w postaci wybuchu supernowej, po czym przekształcą się w gwiazdę neutronową. Gwiazdy o masach wielokrotnie przewyższających masę Słońca czeka los czarnej dziury. Nas interesują gwiazdy neutronowe, tworzące się w sposób katastroficzny z gwiazd o masach przekraczających 1.4 masy Słońca.

Gwiazda z jądrem węglowym w dalszym ciągu ulega kontrakcji. Wzrasta jej temperatura i gęstość. Następuje faza nukleosyntezy, w której z węgla tworzą się pierwiastki grupy żelaza. Reakcje te dostarczają stosunkowo mało energii, lecz zamiana węgla w żelazo trwa, jak na warunki astronomiczne, nadzwyczaj krótko: około 100 s. W tak krótkim czasie wydziela się więc ogromna ilość energii w jądrze, co prowadzi do wytworzenia fali uderzeniowej, która dobiega do warstw zewnętrznych i wyrzuca je z olbrzymią prędkością rzędu kilku tysięcy kilometrów na sekundę. Gwiazda na krótki czas rozbłyska światłem tak intensywnym jak cała galaktyka, osiągając jasność 1010 jasności Słońca. Zewnętrzne jej warstwy mają prędkości ucieczki większe od drugiej prędkości kosmicznej i rozbiegają się w przestrzeń tworząc mgławicę, która powoli, w czasie rzędu 104 lat, rozpływa się w przestrzeni kosmicznej. W czasie trwającego zaledwie kilka dni rozbłysku gwiazda emituje energię przekraczającą 1040 J, porównywalną z energią, jaką wypromieniowała w całym czasie swego istnienia. To właśnie jest nazywane wybuchem supernowej, ponieważ na niebie pojawia się na krótko zupełnie nowa i superjasna gwiazda.

GWIAZDA NEUTRONOWA

Tymczasem po zakończeniu procesu nukleosyntezy jądro gwiazdy przestaje być stabilne i zapada się coraz szybciej. Kiedy materia jądra osiąga gęstość materii jądrowej rzędu 1014 g/cm3, jądra atomów pozbawione otoczek elektronowych rozpadają się na cząstki a i neutrony. Jest to proces pochłaniający olbrzymie ilości energii, co jeszcze potęguje efekty zapadania grawitacyjnego. Kurczenie może być zahamowane efektami znanymi z mechaniki kwantowej. Neutrony mają spin 1/2, czyli podlegają statystyce Fermiego-Diraca. Oznacza to, że dwa neutrony nie mogą zająć tego samego stanu energetycznego. Zatem muszą one zajmować kolejne stany energetyczne, podobnie jak elektrony w atomie. Prowadzi to do powstrzymania kontrakcji. Stan gwiazdy można porównać do stanu podstawowego atomu. Neutrony zajmują najniższe poziomy energetyczne i one określają rozmiary gwiazdy, podobnie jak elektrony zajmujące najniższe stany energetyczne w atomie określają jego wielkość. W ten sposób ukształtowana gwiazda o masie rzędu masy Słońca ma rozmiary rzędu 10 km i nazywa się gwiazdą neutronową. Łatwo oszacować, że jej gęstość jest tak duża, że kostka o rozmiarach 1 cm3 uformowana z materii gwiazdy neutronowej waży tyle, co wszyscy mieszkańcy kuli ziemskiej postawieni razem na wadze. Prawdopodobnie jądra znajdujące się w najbardziej zewnętrznej warstwie gwiazdy nie ulegają rozpadowi, lecz tworzą rodzaj skorupy krystalicznej materii jądrowej, utrzymującej materię gwiazdy w równowadze. Skorupa ta jest w stanie wytworzyć siły podobne do sił napięcia powierzchniowego, lecz tak duże, że potrafią one utrzymać w całości szybko wirującą gwiazdę neutronową.

PIERWSZY PULSAR

Oczywiście, mała powierzchnia gwiazdy neutronowej wykluczała możliwość ich zaobserwowania, nawet przy wysokiej początkowej temperaturze rzędu 108 K. Tak więc gwiazdy neutronowe pozostały na długo jedynie atrakcyjną hipotezą naukową. Większość astronomów nie wierzyła w ich istnienie i poszły one w zapomnienie na prawie czterdzieści lat. W 1967 w Instytucie Astronomii Uniwersytetu w Cambridge prof. Hewish zajmował się scyntylacjami źródeł promieniowania radiowego. Skonstruowana przez niego aparatura była w stanie rejestrować zmiany natężenia w skalach czasowych poniżej 1 sekundy. Podczas jednej z sesji obserwacyjnych doktorantka Hewisha, Jocellyn Bell, zarejestrowała szybkozmienne źródło pulsujące z niezwykle precyzyjnym okresem powtarzalności. Początkowo zignorowała ten efekt podejrzewając interferencję ze źródłami naziemnymi, ale kiedy następnej nocy zaobserwowała to samo zjawisko w tym samym kierunku na niebie, poinformowała o nim Hewisha, który postanowił podjąć systematyczne badania. Szybko ustalono okres pulsacji P=1.27376349759 s. W zasadzie pulsacje promieniowania można wytłumaczyć przez efekt zaćmieniowy w układzie podwójnym, oscylacje gwiazdy lub rotację gwiazdy ze źródłem promieniowania znajdującym się na jej powierzchni. Obserwowane w tym przypadku małe wartości okresu wyeliminowały pierwsze dwa mechanizmy, pozostawiając jako jedyną możliwość rotację małej gwiazdy. Wkrótce po odkryciu pierwszego pulsara, bo tak właśnie nazwano źródło pulsującego promieniowania odkryte przez Jocellyn Bell, odkryto następne, wśród nich pulsara w Krabie o okresie P=0.033 s. Związana z nim gwiazda musiała więc obracać się około 30 razy na sekundę. Tak szybki obrót mogła wytrzymać tylko hipotetyczna (i prawie zapomniana) supergęsta gwiazda neutronowa o promieniu około 10 km. Również krótki czas trwania impulsów oraz ich krótki i precyzyjny okres powtarzania były zgodne z niewielkimi rozmiarami źródeł. W ten sposób odkrycie pulsarów doprowadziło do odkrycia gwiazd neutronowych. Identyfikacja pulsarów z gwiazdami neutronowymi jest dzisiaj powszechnie uznana i potwierdzona wielorakimi obserwacjami w różnych dziedzinach widma elektromagnetycznego.

BLOKADA INFORMACYJNA

Pomiędzy odkryciem pierwszego pulsara 28 listopada 1967 roku a datą opublikowania odkrycia w prestiżowym piśmie „Nature” minęło kilka miesięcy. Jak na tak ważne odkrycie był to czas bardzo długi, spowodowany częściowo blokadą informacyjną zarządzoną przez władze Brytyjskiej Marynarki Królewskiej. Regularnie powtarzające się impulsy radiowe nasuwały przypuszczenie, że mamy do czynienia z próbami nawiązania z ziemianami kontaktu przez cywilizacje pozaziemskie. Pierwsze pulsary były nawet opatrywane inicjałami LGM (od Little Green Man – Mały Zielony Ludzik). Dopiero stwierdzenie systematycznego wydłużenia się okresu, czyli pomiar jego pierwszej pochodnej, obalił pozaziemską hipotezę. Blokada informacyjna została zniesiona, a inicjały LGM zostały zastąpione przez PSR (od Pulsating Radio Source – Pulsujące Radio Źródło). Dzisiaj znamy ponad 700 pulsarów, obserwowanych w paśmie radiowym pomiędzy 10 MHz a 90 GHz. Obserwuje się również pulsacje optyczne, rentgenowskie i wysokoenergetyczne gamma, ale tylko w siedmiu przypadkach obserwujemy pulsacje w całym zakresie widma od radiowego do gamma.

SZYBKO SIĘ KRĘCI

Za odkrycie pulsarów prof. Hewish otrzymał Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki w roku 1974 i doprawdy nie sposób przecenić znaczenia tego odkrycia. Pulsary są niezwykłymi laboratoriami kosmiczymi pozwalającymi na badanie ekstremalnych stanów materii niedostępnych w ziemskich laboratoriach. Jak wszystkie obiekty astronomiczne na niebie, wykazują pewne ruchy własne, z tym, że prędkości pulsarów są znacznie większe niż prędkości gwiazd. Nierzadko dochodzą do kilkuset kilometrów na sekundę, czasami przekraczając barierę 1000 km/s. Zagadka dużych prędkości własnych została ostatnio rozwiązana, przy czym okazało się, że wiążą się one ściśle z okresami pulsarów wynoszącymi typowo poniżej jednej sekundy. Ponieważ pulsary powstają w wyniku zapaści jądra gwiazdy, która kręci się około raz na miesiąc (jak w przypadku Słońca), można by przypuszczać, że obserwowane okresy pulsarów są po prostu wynikiem zachowania momentu pędu podczas zapadania (zapadająca się gwiazda zachowuje się podobnie jak łyżwiarz wykonujący piruet, który może kontrolować jego szybkość przez składanie bądź rozkładanie rąk). Jednakże proste rachunki wykazują, że w ten sposób można uzyskać okresy rotacyjne rzędu 10 sekund. Musi więc istnieć jakiś inny mechanizm generujący krótkie okresy poniżej jednej sekundy. W tym miejscu warto wspomnieć, że okres pulsacji radiowej pulsara identyfikujemy z okresem rotacji związanej z nim gwiazdy neutronowej.

W czasie zapadania gwiazdy zachowywany jest również strumień pola magnetycznego (czyli iloczyn wartości pola magnetycznego i pola powierzchni, przez którą to pole przenika). Ponieważ zapadająca się gwiazda neutronowa zmniejsza rozmiar około milion razy, jej pole powierzchni zmniejsza się milion do kwadratu (1012 razy). Tak więc możemy się spodziewać, że gwiazdy neutronowe obdarzone są gigantycznymi polami magnetycznymi, nierzadko przekraczającymi 1012 Gaussów (dla porównania: najsilniejsze pole magnetyczne generowane w ziemskich laboratoriach nie przekracza miliona G). To właśnie owo ultrasilne pole magnetyczne kolimuje wiązkę promieniowania radiowego w kierunku zgodnym z biegunami magnetycznymi. Pulsar więc jest niejako kosmiczną latarnią morską, omiatającą wszechświat wąską wiązką promieniowania radiowego raz na okres obrotu pulsara. Jeśli w zasięgu tej wiązki znajdzie się nasz układ słoneczny, ziemskie radioteleskopy zarejestrują impuls radiowy z kierunku pulsara. Oczywiście, istnieje wiele gwiazd neutronowych nie obserwowanych przez nas w postaci pulsarów, ponieważ ich wiązki radiowe nigdy nie trafiają w ziemię.

Podczas wybuchu supernowej, który poprzedza uformowanie gwiazdy neutronowej oraz związanego z nią pulsara, uwalniają się neutrina. Są to niezwykle przenikliwe cząstki unoszące znaczne ilości energii, pędu i momentu pędu. Gdyby wybuch supernowej był absolutnie sferycznie symetryczny, emisja neutrin nie miałyby większego znaczenia. Jednakże nie ma żadnego powodu, aby tak było i należy się raczej spodziewać, że neutrina są emitowane niesymetrycznie. Można więc sobie wyobrazić, że w pewnym miejscu powstającej właśnie gwiazdy neutronowej „zamontowano” potężny, odrzutowy silnik neutrinowy. To właśnie jego odrzut powoduje zarówno ogromne prędkości własne pulsarów (dochodzące do 1000 km na sekundę) jak i niezwykle szybką rotację początkową, dochodzącą do kilkudziesięciu obrotów na sekundę (czyli z okresem kilkudziesięciu milisekund).

WIRUJĄCY MAGNES

Skąd zatem biorą się okresy dłuższe, rzędu stu i tysiąca milisekund (najdłuższy okres znany wśród pulsarów radiowych wynosi około 6 sekund). Pamiętajmy, że pulsar jest gigantycznym i szybko rotującym magnesem, który (jak wiemy z elementarnej elektrodynamiki) promieniuje falę elektromagnetyczną o częstości równej częstości rotacji pulsara. Taka fala unosi bardzo wydajnie kinetyczną energię rotacyjną gwiazdy neutronowej, powodując systematyczne wydłużanie okresu (zwalnianie rotacji) mierzone w postaci dodatniej pierwszej pochodnej okresu. Typowe wartości wydłużenia, czyli pochodnej okresu, wynoszą około 10-15 sekundy na sekundę. Aby wykrywać tak małe zmiany, potrzebna jest ogromna precyzja pomiarów czasowych, zwanych chronometrażowymi lub z angielska timingiem. Pomiary te polegają na precyzyjnym (z dokładnością mikrosekund) ustalaniu czasu pojawiania się kolejnych impulsów pulsara w obwodach radioteleskopu. Następnie te mierzone czasy przyjścia sygnałów porównuje się z czasami przewidywanymi przez modele pulsara, których głównym składnikiem jest oczywiście model szybko rotującej latarni kosmicznej, spowalnianej regularnie w tempie około 10-15 s/s. Ponadto trzeba uwzględnić, że radioteleskop wraz z Ziemią kręci się z okresem 24 godziny wokół osi ziemskiej oraz raz na rok obiega Słońce po eliptycznej orbicie. Należy też uwzględnić możliwe ruchy pulsara względem radioteleskopu, wynikające ze swobodnego ruchu w przestrzeni lub z istnienia masywnych ciał (innych gwiazd lub planet) w pobliżu pulsara. To właśnie możliwość precyzyjnego monitorowania tych ostatnich ruchów doprowadziła do największych odkryć z udziałem pulsarów.

FALE GRAWITACYJNE

Skupmy się na tych dziedzinach badań nad pulsarami, które można uprawiać bez znajomości mechanizmu ich promieniowania. Należą do nich między innymi ogólna teoria względności i fizyka grawitacji. Ogólna teoria względności, będąc uogólnieniem teorii Newtona, przewidywała nowe efekty, których ta ostatnia wyjaśnić nie mogła. Najważniejsze z nich to ruch peryhelium Merkurego oraz istnienie fal grawitacyjnych. Jednakże niewielka precyzja pomiarów oraz słabość efektów relatywistycznych w układzie planetarnym powodowała, że OTW długo była uważana bardziej za gałąź matematyki niż fizyki. Należy tu wspomnieć również o istnieniu alternatywnych nienewtonowskich teorii grawitacji, które także przewidywały wymienione tu efekty relatywistyczne. Sytuacja zmieniła się radykalnie po odkryciu pulsarów, a zwłaszcza krótkookresowego, o dużym mimośrodzie orbity, układu podwójnego PSR 1913+16. Okres orbitalny tego układu powinien się skracać wskutek promieniowania grawitacyjnego. Efekt taki rzeczywiście się obserwuje, a jego liczbowa wartość zgodna jest jedynie z OTW. W ten sposób pośrednio odkryto istnienie fal grawitacyjnych oraz potwierdzono słuszność OTW jako teorii grawitacji. Dokonali tego Hulse i Taylor, którzy w roku 1993 zostali uhonorowani Nagrodą Nobla w dziedzinie fizyki. Precyzyjne pomiary czasów pojawiania się impulsów z pulsara PSR 1913+16 (odkrytego przez Hulse’a w 1974) wykazały wszystkie efekty przewidziane przez OTW.

POLSKI INSTRUMENT

Sławny polski radioastronom Aleksander Wolszczan odkrył wiele interesujących pulsarów, między innymi PSR 1534+12 – krótkookresowy pulsar w układzie podwójnym, który wydaje się być równie ciekawym, jeśli nie lepszym laboratorium do testowania teorii grawitacji od pulsara Hulse’a-Taylora. Jednak najsłynniejszym odkryciem prof. Wolszczana jest układ planetarny wokół pulsara PSR 1957+12, pierwszego pozasłonecznego układu planetarnego. Pulsar ten wykazywał regularne odstępstwa mierzonych czasów impulsów od czasów przewidywanych dla tego pulsara. Ponadto odstępstwa te dały się wyjaśnić istnieniem co najmniej dwóch ciał o masach planetarnych orbitujących wokół tego pulsara. Ta atrakcyjna hipoteza, aczkolwiek całkiem wiarygodna, wymagała dodatkowego potwierdzenia, ponieważ owe regularne odstępstwa można było jeszcze objaśnić na inne sposoby. Ale na szczęście hipoteza planetarna przewidywała pewien dodatkowy efekt wyższego rzędu, który udało się wykryć. Mianowicie, okresy orbitalne hipotetycznych planet, 99 i 66 dni, mają się do siebie jak 3:2. W takim przypadku powinien wystąpić rezonans charakteryzujący się pewnym przewidywalnym zachowaniem czasu przyjścia impulsów. Po kilku latach precyzyjnych pomiarów prof. Wolszczan efekt ten wykrył, dostarczając w ten sposób przekonywającego dowodu istnienia ciał planetarnych wokół odkrytego przez siebie pulsara.

Dotychczas odkryto ponad 700 pulsarów. W najbliższym czasie do poszukiwań nowych pulsarów wykorzystany będzie również polski instrument, jeden z najwyższych w Europie, 32-metrowy radioteleskop zbudowany olbrzymim nakładem sił i środków w Katedrze Radioastronomii Uniwersytetu Toruńskiego. Dzięki wysiłkom prof. prof. Wolszczana, Kusa, Demiańskiego i autora tego artykułu, radioteleskop toruński został wyposażony w tzw. Maszynę Pulsarową, czyli urządzenie pozwalające na obserwację pulsarów. Istnieją uzasadnione nadzieje, że już wkrótce odkryjemy w Toruniu nowe pulsary. Warto podkreślić, że zarówno budowa radioteleskopu, jak i Maszyny Pulsarowej były w znacznej mierze finansowane przez Komitet Badań naukowych.

TRZĘSIENIE PULSARA

Radioteleskop toruński wraz z Maszyną Pulsarową będzie również wykorzystywany do wykrywania tzw. gliczów, czyli gwałtownych zmian okresu pulsara wywołanych nagłym przyspieszeniem jego rotacji. Obserwowane zmiany okresu mieszczą się w przedziale jednej miliardowej do jednej milionowej części okresu i zachodzą w bardzo krótkim czasie. Aby sobie wyobrazić skalę zjawiska można powiedzieć, że gdyby zaszło ono na Ziemi, to w jego wyniku ziemianie uzyskaliby jeden ekstra dzień w roku raz na 300 lat, przy czym związane z tym gwałtowne przyspieszenie rotacji Ziemi zaszłoby w ciągu kilku godzin. Precyzyjne monitorowanie gliczów dostarcza istotnych informacji o strukturze gwiazd neutronowych i zjawiskach zachodzących w ich wnętrzach. Aby wywołać nagłe skrócenie okresu rotacyjnego potrzebne jest gwałtowane zmniejszenie momentu bezwładności (znowu można się odwołać do przykładu łyżwiarza, który przyspiesza piruet składając ręce). Jak już wspominaliśmy, nadciekłe jądro gwiazdy neutronowej, które w wyniku szybkiej rotacji musi być eliptyczne, otoczone jest kulistą krystaliczna skorupą. Ponieważ pulsar systematycznie spowalnia swoją rotację, zmniejsza się też eliptyczność jądra i krystaliczna skorupa traci niejako podtrzymujące ją podłoże. W wyniku tego co jakiś czas pęka, załamuje się i opada na coraz to mniejsze jądro. Zjawisko to można nazwać trzęsieniem pulsara. Przyspieszenie okresu o jedną milionową część może być wywołane skurczeniem się 10-kilometrowego pulsara o jedną dziesiątą milimetra. Przeskalowując to na warunki ziemskie uzyskalibyśmy podobny efekt, gdyby w wyniku jakiegoś globalnego trzęsienia Ziemi jej powierzchnia nagle opadła wszędzie o jeden metr. Dotychczas odkryto 65 gliczów u 20 pulsarów, z czego około 20 proc. w eksperymencie przeprowadzonym wspólnie przez Obserwatorium Radioastronomiczne w Jodrell Bank (Anglia) oraz Zielonogórskie Centrum Astronomii. Mamy uzasadnione nadzieje wykryć kolejne glicze w Obserwatorium Toruńskim w najbliższych latach.

ODKRYCIA PRZED NAMI

Na zakończenie poruszymy jeszcze problem mechanizmu generującego promieniowanie radiowe pulsarów. Chociaż w tym roku upływa 30 lat od opublikowania odkrycia pulsarów, mechanizm ten wciąż pozostaje zagadką, pomimo wytrwałych wysiłków najprzedniejszych astrofizyków świata. Problem jest bardzo złożony i polega między innymi na tym, że fale radiowe muszą powstawać na skutek uporządkowanej emisji dużej ilości naładowanych cząstek, poruszających się zgodnie w fazie z ogromnymi prędkościami bliskimi prędkości światła. Gdyby mechanizm ten nie był koherentny, tzn. cząstki promieniowałyby niezależnie od siebie, to pulsar mógłby wyemitować w postaci fal radiowych znacznie mniej energii niż to wynika z pomiarów w ogniskach ziemskich radioteleskopów. Nowy mechanizm koherencji wciąż czeka na odkrycie i podejrzewa się, że w grę wchodzą skomplikowane nieliniowe procesy w plazmie otaczającej pulsara. Prace nad tym problemem prowadzi też zielonogórski zespół autora tego artykułu. Mamy nadzieję, że badania te, finansowane grantem Komitetu Badań naukowych, doprowadzą przynajmniej do pełniejszego zrozumienia problemu mechanizmów radiowej emisji pulsarów.

Prof. dr hab. Janusz Gil, fizyk, jest dyrektorem Centrum Astronomii wyższej Szkoły Pedagogicznej w Zielonej Górze.

Uwagi.