Zvezde, ki se nam zdijo kot svetle nespremenljive točke na nebu, živijo in se spreminjajo – podobno kot ljudje: se rodijo, razvijajo, umirajo. Sonce, nam najbližja in najbolj domača zvezda, je primer zelo povprečne in povprečno stare zvezde v aktivnem obdobju svojega življenja; seva, ker se v njegovem središču vodik zliva v helij; tej jedrski reakciji pravimo fuzija. Ko se gorivo izčrpa, se zvezda začne krčiti. Če je dovolj masivna, se ob tem lahko vžgejo plasti, ki obdajajo zvezdino sredico.
Elementi, ki sestavljajo te plasti, na primer helij, se zlivajo v težje elemente. Včasih je krčenje posebej silovito. Pride do eksplozije, supernove, ki razžene zvezdino snov daleč v okolico. Zvezda, ki postane supernova, mora biti precej bolj masivna od Sonca, vsaj šestkrat tolikšno maso mora imeti. (Masa Sonca je 1031 kg.) V središču supernove včasih ostane kompaktna zvezda. Ta je stara, izčrpana, jedrske reakcije v njej so ugasnile in seva zelo malo, tako da je ne moremo “opaziti”, kar pomeni izmeriti njenega termalnega izseva. Gravitacijsko krčenje je tako močno, da snov nima običajne zgradbe. Še v tanki površinski plasti, skorji, elektroni niso več vezani z atomskimi jedri. Globlje so delci, ki sestavljajo atomska jedra, še bolj stisnjeni, protoni in elektroni se zlivajo v nevtrone, ki postanejo glavni gradniki zvezdne snovi. Taki zvezdi pravimo nevtronska zvezda. Masa nevtronske zvezde je primerljiva z maso Sonca. Njen polmer je približno 70.000-krat manjši od Sončevega. Kratek račun nam pove, da je gostotota nevtronske zvezde 1015-krat (tisočbilijonkrat) večja od gostote vode.
S. Jocelyn Bell Burnell je skupaj z A. Hewishem
leta 1967 odkrila pulzarje takorekoč po naključju.
S spodnjima slikama si pomagajmo predstavljati velikost in težo nevtronske zvezde. Če bi dali na eno stran tehtnice celotno človeštvo, bi ga na drugi strani uravnovesila teža ene same sladkorne kocke, narejene iz snovi nevtronske zvezde. V levi posodi tehtnice se tlači vse človeštvo, pa komaj uravnoveša silo teže sladkorne kocke, narejene iz snovi, kakršna tvori nevtronsko zvezdo. Zastran velikosti pa ne bo odveč primerjava z najvišjo goro na svetu. Polmer nevtronske zvezde je kar približno primerljiv z višino Mount Everesta. Zemlja je torej precej večja od povprečne nevtronske zvezde. Kako bi takšne hladne, temne in majhne zvezde opazili? Za običajne zvezde pravimo, da sevajo kot črna telesa pri dani temperaturi. Če ocenimo svetlobni tok, ki bi ga sevala nevtronska zvezda – črno telo, vidimo, da je dosti premajhen, da bi ga lahko merili. Za zdaj nevtronske zvezde poznamo le kot pulzarje.
Primerjava Mount Everesta z nevtronsko zvezdo.
V levi posodi tehtnice se tlači vse človeštvo, pa komaj uravnoveša silo teže sladkorne kocke, narejene iz snovi, kakršna tvori nevtronsko zvezdo.
Odkritje pulzarjev
Ime pulzar je povezano z obliko krivulje, ki predstavlja izsev takšne zvezde. Na sliki vidimo pulze elektromagnetnega valovanja, ki se ponavljajo v enakomernih časovnih razmikih. Poglejmo, kako so pulzar opazili in razglasili odkritje nove vrste zvezd.
Po drugi svetovni vojni je radijska astronomija doživela pravi razcvet. Odkrili so mikrovalovno ozadje (sevanje pri 2,7 K) in kvazarje. Presenetljivo se zdi, da ravno pulzarjev, katerih signal se izjemno lepo ponavlja v enakomernih časovnih razmikih, tako dolgo niso odkrili, čeprav so radijski teleskopi, na primer na Jodrell Banku, večkrat zaznali pulze več različnih pulzarjev, ki so bili dostikrat tudi dovolj močni in razločni. Vendar na pulze nihče ni bil pozoren, saj je bil opazovalni program namenjem preučevanju mikrovalovnega ozadja. Res je tudi, da astronomi niso pričakovali hitrih spreminjanj signalov z opazovanih astronomskih objektov. Kadar so takšen signal zaznali, so iz previdnosti najprej preverili različne zemeljske vire, ki bi ga lahko povzročili: razne električne naprave, daljnovode, vžiganje avtomobilov…. Še več: ker so se hoteli izogniti lažnim preplahom, za katere se je večinoma pokazalo, da jih nehote povzročajo zemeljski sosedje, ko si življenje lajšajo z dosežki tehnike, so sprejemnike pogosto izdelali tako, da so tovrstne signale enostavno “spregledali”.
Pulzi elektromagnetnega valovanja, ki se ponavljajo v enakomernih časovnih razmikih.
Konec leta 1967 sta astronoma profesor A. Hewish in Jocelyn Bell (zdaj Burnell) v Cambridgu odkrila pulzarje takorekoč po naključju. Hewish je namreč opazil, da tudi na področju radijske svetlobe lahko opazujemo pojav, ki je tako značilen za vizualno opazovanje zvezd. Ko gledamo zvezde, opazimo, da mežikajo. Svetlobni žarek z zvezde se namreč na nevtralnih molekulah v Zemljini atmosferi lomi, odkloni od smeri, v katero gledamo, in tako zvezdo izmenoma vidimo in je ne vidimo – zdi se nam, da mežika. Tudi žarek radijske svetlobe mežika, kadar med potjo do opazovalca naleti na ionizirane molekule. Opazovanje mežikanja radijske svetlobe z oddaljenih objektov nam torej lahko izda marsikateri podatek o medplanetarni in medzvedzdni snovi.
Če so hoteli opazovati mežikanje radijske svetlobe, so morali radijski sprejemnik prirediti tako, da je bil občutljiv za hitre spremembe signala. Poleg tega so opazovanje neprestano ponavljali, da so dobljene rezultate lahko primerjali med seboj. Po približno mesecu dni rednega opazovanja je Bellova prvič opazila ponavljajoči se signal. Ko so videli, da ga ni mogoče pripisati zemeljskim izvorom, so sprejemnik še izboljšali. Posneli so nenavadno pravilne, ponavljajoče se pulze. Misel na zmedo, ki bi nastala, če bi vest nemudoma objavili in pustili novinarjem, da bi se razpisali o nezemeljski civilizaciji, ki nam pošilja klice, jih je za dva meseca potisnila v popoln molk. Pospešeno so se posvetili novim meritvam in iskanju razlag. Februarja 1968 so objavili pismo v reviji Nature, v katerem so opisali ponavljajoče se pulze. Napovedali so, da gre za objekt, ki leži zunaj Sončevega sistema. Najverjetneje naj bi to bila zelo gosta, kompaktna zvezda, bela pritlikavka ali nevtronska zvezda.
Radioteleskop Jodrell Bank.
Objavi novice so sledila številna opazovanja z radijskimi teleskopi po vsem svetu. Prvi odkriti, Hewish-Bellov pulzar, je dobil oznako CP 1919. (CP – Cambridge Pulsar). Pulzar v meglici Rakovici PSR 0531+21 je bil prav tako hitro odkrit. (Takšne oznake danes na splošno uporabljamo za pulzarje. Kratica PSR pomeni pulzar. Štirimestno število, ki ji sledi, je pulzarjeva rektascenzija, prvi dve številki pomenita ure, drugi dve minute. Zadnji dve številki pomenita stopinje deklinacije, pri čemer se + nanaša na severno, – pa na južno nebesno poloblo.) Danes je v katalogih že najmanj 500 pulzarjev, ves čas pa poročajo tudi o novo odkritih. Pred leti so veliko pozornosti vzbudili milisekundni pulzarji, pri katerih se pulzi ponavljajo zelo hitro, z razmikom, ki je reda velikosti milisekunde.
Zanimivo pri tem je, da je že prva domneva o tipu objekta ponudila le dve možnosti, od katerih je ena, nevtronska zvezda, bila prava. Tudi predlagana lokacija – zunaj Osončja – ki so jo določili z upoštevanjem vpliva Zemljinega gibanja na periodičnost pulzarskega signala, je bila točna.
Pulzarji so nevtronske zvezde
Raziskovanje nima vselej ustaljenega reda, po katerem bi določen pojav v naravi opazili, nato pa ga poskusili razložiti. Dostikrat se zgodi, da teoretiki izračunajo določeno stanje in napovedo njegove lastnosti. Šele mnogo kasneje se takšno stanje res najde v naravi. Podobna usoda je doletela nevtronske zvezde. Znani fiziki Landau, Oppenheimer in Volkoff, ki so se ukvarjali s kvantno mehaniko, so že leta 1935 napovedali, da bi lahko obstajala izredno gosta snov, kjer so atomi tako močno stisnjeni, da o njih ne moremo več govoriti. Elektroni in protoni bi se zlili v nevtrone. Nevtroni, ki bi se obnašali kot kvantni delci fermioni, bi predstavljali tako imenovano degenerirano fermionsko tekočino. Dve leti kasneje sta astrofizika Baade in Zwicky domnevala, da bi tako bizarno snov morda lahko našli v vesolju.
Nevtronska zvezda se vrti okrog rotacijske osi s kotno hitrostjo omega. Magnetna os je glede na rotacijsko nagnjena za kot theta. Elektroni se pospešujejo pretežno vzdolž magnetnega polja in sevajo v ozek snop okrog magnetne osi. Pulz vidimo vsakokrat, ko nas oplazi svetlobni snop.
Na dejansko odkritje nevtronskih zvezd je bilo treba počkati še trideset let. Kako vemo, da so pulzarji nevtronske zvezde? Poskusimo najprej geometrijsko razložiti nenavadno obliko signala, periodično ponavljanje pulzov. Na misel nam prideta dva znana pojava, za katera je značilno ponavljanje: nihanje in vrtenje zvezde. V prvem primeru bi se pulz izseval na primer ob vsaki skrčitvi zvezde. V drugem primeru bi bil izvor sevanja nekje na zvezdi in pulz bi videli vsakokrat, ko bi se zvezda zavrtela okrog svoje osi tako, da bi izvor spet gledal proti nam. Med tipi zvezd so kandidirale tiste, ki so jih, vsaj teoretično, poznali: običajne zvezde (na primer podobne Soncu), bele pritlikavke in nevtronske zvezde. Običajne zvezde so prevelike, da bi lahko nihale ali se vrtele tako hitro, kot bi ustrezalo ponavljanju pulzov pri pulzarjih. Podobno se je izkazalo za bele pritlikavke.
V igri je ostala le še nevtronska zvezda. Njeno nihanje bi bilo prehitro v primerjavi s ponavljanjem pulzarskih pulzov. Perioda vrtenja, ki jo dobimo, če primerjamo centrifugalno silo na delček snovi na površju zvezde z gravitacijsko silo zvezde nanj, pa je reda velikosti milisekunde. To je ravno pravi red velikosti za razlago ponavljanja pulzarskih pulzov. Tako je danes v astrofiziki za razlago zgradbe pulzarjev splošno sprejet model nevtronske zvezde. Povedano drugače: pulzarji so edina opazljiva oblika nevtronske zvezde.
Kako nastajajo pulzarjevi pulzi
Kaže, da se nevtronska zvezda – pulzar ponavadi zelo hitro vrti okrog svoje osi. Glede na opazovanja potrebuje za obrat od nekaj milisekund do nekaj sekund. Poleg tega je na njeni površini izjemno močno magnetno polje, ki dosega vrednosti do 109 T (milijardo Tesla), kar je približno 1012-krat (bilijonkrat) močnejše od Zemljinega magnetnega polja. Nevtronsko zvezdo si lahko predstavljamo kot podolgovat magnetni dipol. Ta je glede na rotacijsko os nagnjen za nek kot, ki je na sliki označen s theta.
Svetloba s pulzarjev, ki jo zaznamo, je po svojem izvoru drugačna od termalne svetlobe, ki prihaja z običajnih zvezd. Poglejmo, kako nastaja. Pri vrtenju magnetnega dipola se pojavi močno električno polje, ki lahko odtrga elektrone z zvezdine površine in jih pospeši v smeri magnetnega polja. Elektroni tako dosežejo visoke energije in med vijačnim gibanjem vzdolž silnic magnetnega polja, ki je prikazano na risbi, sevajo elektromagnetno valovanje v ozkem snopu vzdolž smeri gibanja. Tako nastalemu elektromagnetnemu valovanju pravimo sinhrotronsko sevanje. Če do opisanega procesa ne bi prišlo, danes verjetno sploh ne bi vedeli, da nevtronske zvezde res obstajajo. Tipične frekvence sinhrotronskega sevanja elektronov so v področju radijskih valov. Zato ni čudno, da so pulzarje odkrili ravno z radijskimi teleskopi.
Shematski opis sinhrotronskega sevanja. Hitri elektron se v močnem magnetnem polju vijačno giblje okoli silnic magnetnega polja. Ker je močno pospešen, seva, in to pretežno v smeri naprej.
Kot smo povedali zgoraj, je značilno za pulzarje, da njihov svetlobni tok, ki ga zaznamo, ni neprekinjen, ampak izmerimo posamezne pulze elektromagnetnega valovanja. Pulze razložimo z modelom svetilnika. Spomnimo se na morske svetilnike. Svetilnikova luč se vrti in sveti v ozkem snopu. Vidimo jo le tedaj, ko je snop obrnjen proti nam. Pri pulzarju je podobno. Elektroni, ki se pospešujejo vzdolž magnetne osi, sevajo svetlobo v ozkem snopu okrog te smeri. Zvezda se vrti in z njo se vrti svetlobni snop. Pulzar torej vidimo samo takrat, ko je snop obrnjen proti nam. Ni težko razumeti, da se pulzi ponavljajo s časovnim razmikom, ki je enak času, v katerem se nevtronska zvezda zavrti okrog svoje osi.
Vedeti moramo, da je to le grobi opis pulzarjev. Med podrobnostmi rojevanja in pospeševanja nabitih delcev, sevalnega mehanizma, zgradbe magnetnega in električnega polja okrog pulzarja, prenosa energije in pri vsem tem vloge plazme delcev, ki obdaja pulzar, je še mnogo odprtih vprašanj. Notranjost nevtronskih zvezd, kjer je snov verjetno supertekoča in superprevodna, zaradi izjemne gostote pa morda v samem jedru zvezde nastajajo težki delci, kot je na primer sigma, prav tako še ni dobro raziskana. V tem kratkem opisu tudi nismo povedali ničesar o pulzarjih, ki jih najdemo v dvojnih sistemih in katerih modeliranje ima za osnovo akrecijske diske.
Opazovanje pulzarja v meglici Rakovici
Pulzarjev, ki sevajo na področju vidne svetlobe in jih lahko opazujemo z optičnimi teleskopi, je izjemno malo. Najsvetlejši med njimi je pulzar s kataloško oznako PSR0531+21. Od nas je oddaljen 6300 svetlobnih let. Nahaja se v ozvezdju Bika in je obdan z meglico Rakovico (M1). Njena vizualna magnituda je 9. Pulzar je precej šibkejši, ima magnitudo 16,5 in ga skozi teleskope, kakršnih smo navajeni pri nas, ne moremo videti.
Vetrnica se vrti s frekvenco, ki je enaka frekvenci pulzov. Vsak pulz pade v odprtino na vetrnici in pulzar “vidimo”. Če se vetrnica vrti dvakrat hitreje kot utripa pulzar, ga ne vidimo. Kadar je frekvenca vetrnice le malo različna od frekvence pulzarja, pride do utripanja. Pulzar nekaj časa vidimo, nato ga ne vidimo in spet vidimo, ko se obe frekvenci ponovno ujameta. Časovni razmik t0 na sliki je obratno sorazmeren z razliko obeh frekvenc.
Za opazovanje tako šibke zvezde bi potrebovali velik teleskop. Teleskop, narejen za fotometrične meritve na Astronomsko Geofizikalnem observatoriju (AGO) Golovec, ima objektiv s premerom 25 cm. V sekundi zbere le nekaj pulzarjevih fotonov. Slike, posnete s teleskopom Celestron 14 (premer objektiva 36 cm), so že mnogo boljše. Za spremljanje šibkega pulzarjevega izseva je potreben tudi dober detektor svetlobe. CCD kamera (Charged Coupled Device) je danes najobčutljivejši detektor svetlobe. Odlikujeta jo enostavna uporaba in obdelava posnetkov. CCD kamero namestimo v goriščno ravnino teleskopa, kjer nastane slika. Posneto sliko shrani računalnik. Mimogrede: CCD ploščice široko uporabljajo pri videokamerah.
Izsev pulzarja, kot ga vidimo pri opazovanju skozi vetrnico. Število točk je enako številu zaporedno posnetih slik. Ekspozicijski čas ene slike se ujema z enoto na abscisni osi. Na ordinatni osi je nanesena magnituda pulzarja, ki jo dobimo kot rezultat fotometriranja in je izračunana glede na standard CCD kamere. S časom se spreminja; oblika krivulje je značilna za utripanje, do katerega pride med vetrnico in pulzarjem. Njuni frekvenci sta se med meritvijo le malo razlikovali. Zato pulzar v nekem trenutku dobro vidimo (vrhovi v krivulji), nato počasi izginja, dokler ga popolnoma ne izgubimo (doline v krivulji). Časovni razmik med dvema vrhovoma je enak času utripanja, ki je odvisen od razlike obeh frekvenc. Meritev je opravil B. Dintinjana, AGO Golovec.
Z opazovanjem pulzarja v Rakovici smo se želeli prepričati, da pulzar res oddaja svetlobo v pulzih, da utripa, in izmeriti frekvenco, s katero se vrti. Morda bi lahko opazili tudi možne nepravilnosti v pulziranju. Ponavadi frekvence pulzarjev merijo z radijskimi teleskopi. V opisani meritvi je bilo to narejeno z optičnim opazovanjem. Posamezni pulzi vidne svetlobe, ki jih seva pulzar, so prekratki in prešibki, da bi jih lahko merili s teleskopoma AGO. Zato je bil v opazovanje vključen stroboskop.
Delovanje stroboskopa je gotovo že marsikdo opazil, ko je nedeljskega popoldneva gledal po televiziji starejši otožni film, v katerem so se vozile kočije. Ko se sanjavo vozilo požene v dir, se kolesa gibljejo vse hitreje. Sprva še razločimo iz sredine proti obodu kolesa potekajoče prečke, ki pa so vse bolj meglene, ko voz bolj in bolj hiti. Včasih se zgodi, da se nam za hip zazdi, kot da kolesa mirujejo, ker ne vidimo več gibanja prečk. In več: celo to se kdaj zdi, da se kolesa vrtijo nazaj. Kako bi to razložili? Do navideznega mirovanja koles je prišlo zato, ker sta se ujeli hitrosti vrtenja koles in vrtenja filma. To pa pomeni, da lahko ugotovimo, kako hitro so se vrtela kolesa, če poznamo hitrost vrtenja filma. (Vrtenje koles nazaj se pojavi, ko film začne prehitevati kolesa.) Ponavadi nas peripetije s kočijami ne zanimajo toliko, da bi opisani pojav uporabili za izračune. Pride pa nam prav drugje, na primer pri določanju frekvence pulzarja.
Stroboskop za opazovanje pulzarja je tanka kovinska vetrnica (chopper), ki jo namestimo med zrcalo teleskopa in CCD kamero. Pulzar tako opazujemo “skozi” vetrnico. Na ta način preverimo, da pulzar res utripa, pulzira. Kadar se vetrnica vrti s frekvenco, enako frekvenci pulzarja, pulzar ves čas vidimo. Če se vetrnica vrti dvakrat hitreje kot utripa pulzar, ga ne vidimo. Morda ni povsem očitno, da na ta način preverimo pulziranje. Če bi na enak način (skozi vetrnico) opazovali zvezdo, ki ima stalen sij, bi ne glede na frekvenco vetrnice zvezdo vedno videli. Pri pulzarjih pa lahko s pravšnjo izbiro hitrosti vrtenja vetrnice dosežemo, da ujamemo pulz v odprtino vetrnice ali pa ga zastremo z loputo.
Med meritvijo se je vetrnica vrtela s frekvenco, le malo različno od predvidene frekvence pulzarja. Zato je bil pulzar dobro viden v enakomernih časovnih razmikih, vmes je ugašal in se prižigal. Na fotografijah sta CCD posnetka pulzarja in meglice Rakovice. Na zgornji sliki je pulzar viden, “prižgan” na desni sliki pa skoraj ugasnjen. Zvezda, ki je tik ob pulzarju enako svetla na obeh slikah, ima v okviru merskih napak nespremenljiv sij in ne utripa. Služi le za primerjavo in orientacijo. V nizu zaporednih slik s pomočjo računalniškega programa fotometriramo, to je izmerimo svetlobni izsev pulzarja. Izsev narišemo kot funkcijo časa. Krivulja ima značilno obliko. Primer krivulje, dobljene z meritvijo, na katero se nanašata posnetka pulzarja, je prikazan na sliki. Z analizo krivulje določimo frekvenco pulzarja z dobro relativno natančnostjo.
ponatis članka iz revije Spika (junij 1993)
