Przeskocz do treści

Delta mi!

Loading

Niebo jak własna kieszeń

Niebo w maju

Karolina Bąkowska

o artykule ...

  • Publikacja w Delcie: maj 2017
  • Publikacja elektroniczna: 1 maja 2017
  • Autor: Karolina Bąkowska
    Afiliacja: doktorantka, Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika, Warszawa
  • Wersja do druku [application/pdf]: (35 KB)
obrazek

ESA/Hubble & NASA

Gromada kulista M5

ESA/Hubble & NASA

Gromada kulista M5

W okrągłą pięćdziesiątą rocznicę odkrycia pulsarów dostarczamy garść nowych informacji o tych fascynujących - relatywistycznych i niezwykle gęstych - obiektach. Jedną z podstawowych i wciąż nierozwiązanych zagadek związanych z pulsarami jest mechanizm powstawania promieniowania radiowego.

Z obserwacji ponad dwóch tysięcy pulsarów w Galaktyce oraz poza nią wiemy, że do powstania pulsu potrzebna jest szybka rotacja (setki obrotów na sekundę) gwiazdy wyposażonej w ogromne, jak na gwiazdowe standardy, pole magnetyczne: |104 T lub większe. Pulsar jest w istocie gigantycznym dipolem magnetycznym o osi niepokrywającej się z osią rotacji gwiazdy. Otoczenie gwiazdy - magnetosfera - jest wypełnione plazmą (naładowanymi cząstkami: elektronami, pozytonami, protonami) "wyrwanymi" z powierzchni gwiazdy przez ogromną różnicę potencjałów wywołaną polem magnetycznym. Pole zmusza plazmę do obrotu z częstotliwością obrotu gwiazdy aż do miejsca, w którym prędkość liniowa plazmy przekroczyłaby prędkość światła. Krytyczna odległość wyznacza "cylinder świetlny", dzielący magnetosferę na obszary, w których linie pola magnetycznego są zamknięte wewnątrz cylindra (w okolicach równikowych dipola), oraz obszar otwartych linii (w okolicach biegunowych dipola). Plazma obszaru otwartych linii jest źródłem promieniowania radiowego. Cząstki są przyśpieszane wzdłuż linii pola, emitując m.in. promieniowanie krzywiznowe, oraz oddziałując z fotonami (kreacja i anihilacja par elektron-pozyton); mogą także opuścić okolicę pulsara. Podobnie do światła latarni morskiej snop spójnego promieniowania z okolic biegunowych magnetosfery dociera do dogodnie usytuowanego obserwatora.

Powyższy opis jest z grubsza poprawny w przypadku zwykłych pulsarów w rodzaju pulsara w mgławicy Krab (okres obrotu 0,034 s ). Oprócz nich istnieje inna podgrupa gwiazd neutronowych o niezwykle silnym polu magnetycznym, zwanych magnetarami. To obiekty o polach rzędu |1011 T, które obracają się o wiele wolniej niż przeciętne radiopulsary: przeciętny okres obrotu to kilka sekund. Charakterystyczną cechą niektórych magnetarów są niezwykle potężne, krótkotrwałe "wybuchy" i emisja promieniowania X i gamma (powtarzalne źródła miękkich promieni gamma, ang. soft gamma repeaters), a innych - regularne pulsacje promieniowania X (anomalne pulsary rentgenowskie, ang. anomalous X-ray pulsars). Uważa się, że źródłem emisji magnetarów nie jest, jak w przypadku zwykłych pulsarów, energia kinetyczna rotacji gwiazdy, lecz energia zmagazynowana w skomplikowanym i ewoluującym polu magnetycznym.

Do niedawna wydawało się, że klasyczne radiopulsary i magnetary to przedstawiciele zupełnie różnych klas obiektów. Sytuację zmieniły zeszłoroczne obserwacje rentgenowskich teleskopów Fermi, Swift i NuSTAR. Zarejestrowały one serię typowo magnetarowych błysków twardego promieniowania emitowanych przez radiopulsar PSR J1119-6127 (okres obrotu |0,4 s ), który do tej pory nie wykazywał się niczym nadmiernie interesującym. Po gwałtownym epizodzie pulsar powrócił w ciągu 10 dni do zwykłej emisji radiowej. Astronomowie wiążą duże nadzieje ze zbadaniem tego niezwykłego "brakującego ogniwa", które może pomóc w lepszym zrozumieniu mechanizmów pulsarowej emisji w różnych energiach, oraz ewolucji tych obiektów.