Pulsarai ir dvinarės žvaigždės. UFO Page. Lithuanian

Pulsaras - periodiškai kintančio stiprumo radijo, šviesos, rentgeno, gama spindulių šaltinis kosmose. Periodas kinta nuo 1,4 milisekundžių iki 8,5 sekundžių. Kai kurių pulsarų spinduliavimas tikslus tarsi atominis laikrodis. Pavadinimas kilo kaip sutrumpinimas iš „pulsuojanti žvaigždė“ (pulsating star, angl.).

Pirmąjį pulsarą (1.3373 sek. periodo) atrado 1967 m. lapkričio 28 d. Džoselina Bell (Jocelyn Bell Burnell), tuo metu buvusi Antony Hewish'o^*) aspirante. Atradimas padarytas Kembridžo universiteto Malardo radioobservatorijoje 3,5 m ilgio (85,7 MHz) bangų ruože. Už šį ir kitus darbus A. Hewish‘ui 1974 m. skirta Nobelio premija (pirmąkart – fizikui). Manyčiau, nelabai garbinga, nes aplenkta tikroji pulsarų atradėja. Pulsar schematic drawing

Reikia paminėti, kad kelis mėnesius atradimas laikytas paslaptyje, o pirmajam pulsarui buvo suteiktas pavadinimas LGM-1 (nuo Little Green men - „maži žali žmogeliukai“), nes manyta, kad signalai yra dirbtinės kilmės. Tačiau nebuvo aptikta dažnio Doplerio poslinkio, kuris būdingas aplink žvaigždę besisukančiam šaltiniui. Be to, A. Hewish‘o grupė atrado dar tris panašių signalų šaltinius. Ir apie atradimą buvo paskelbta 1968 m. „Nature“ žurnalo vasario numeryje. Dabar tasai pulsaras vadinamas PSR B1919-21 arba PSR J1921+2153.

Atradimas sukėlė tikrą sensaciją. Iki 1968 m. pabaigos įvairios observatorijos atrado dar 68 objektus, kuriuos imta vadinti pulsarais. Vėliau atrasti ir rentgeno pulsarai. Buvo iškelta nemažai hipotezių, tačiau pulsarų spinduliavimo kilmė dar nėra paaiškinta. Laikoma, kad tai labai greitai besisukančios neutroninės žvaigždės. 1968 m. tokią prielaidą, nepriklausomai vienas nuo kito, išsakė Th. Gold'as ir F. Pacini. Atseit šios neutroninės žvaigždės iš savo magnetinių polių spinduliuoja siaurą pluoštą statmenai jų paviršiui. Dėl žvaigždės sukimosi ir to, kad žvaigždės ašies poliai nesutampa su magnetiniais poliais, spinduliavimas žemę pasiekia kaip trumpi impulsai – kai pluoštas atsisuka link žemės.

1974 m. J.H. Taylor'as^**), Jr ir R. Hulse^***) atrado pirmąjį pulsarą dvinarėje žvaigždžių sistemoje (PSR B1913+16). Šis pulsaras sukasi apie kitą neutroninę žvaigždę vos 8 val. periodu. Einšteino bendroji reliatyvumo teorija teigia, kad ši sistema turėtų skleisti stiprų gravitacinį spinduliavimą, verčiantį nuolat mažėti orbitai prarandant orbitinei energijai. Pulsaro stebėjimas netrukus patvirtino šią prielaidą, pirmąkart patvirtinant gravitacijos bangų egzistavimą. Už šį atradimą mokslininkams 1993 m. skirta Nobelio premija.

1982 m. Don Backer'io vadovaujama grupė atrado pulsarą PSR B1937+21, kurio sukimosi periodas vos 1,6 milisekundės. Nustatyta, kad jo magnetinis laukas gerokai silpnesnis nei kitų pulsarų, tad jie priskirti naujai MSP („milisekundidinkų“) klasei. Manoma, tai dvinarių žvaigždžių galutinis rentgeninio spinduliavimo produktas. Jų periodiškumas ypatingai tikslus.

1992 m. A. Wolszczan'as prie PSR B1257+12 pulsaro atrado pirmąsias planetas kitose žvaigždžių sistemose. Aišku, neįtikėtina, kad tokiomis sąlygomis jose galėtų egzistuoti gyvybė (skaitykite apie pirmosios planetos prie „normalios“ žvaigždės atradimą >>>>>).

Fermi orbitinis teleskopas atrado pulsarus, skleidžiančius tik gama spindulius. Jau žinoma apie 1800 pulsarų, kurių artimiausi randasi už 390 šviesmečių. Tarp jų yra tik 12-a skleidžiančių gama spindulius.

Dvi masyvios žvaigždės susidariusios iš vieno dujų debesies, gali sudaryti dvinarę žvaigždžių, besisukančių viena apie kitą, sistemą. Jei jų masė kelis kartus didesnė už Saulės, jų gyvenimas baigsis supernovos sprogimu. Masyvesnė jų sprogsta pirmąja, savo vietoje palikdama neutroninę žvaigždę. Jei sprogimas neišsviedžia iš sistemos antrosios žvaigždės, neutroninė žvaigždė stebima kaip radijo pulsaras ir pamažu praranda energiją ir jos sukimasis lėtėja. Antroji žvaigždė gali išsipūsti, leisdama neutroninei žvaigždei sutraukti materija iš jos. Krentanti medžiaga vėl įsuka neutroninę žvaigždę. Galiausiai antroji žvaigždė irgi sprogsta kaip supernova, sudarydama kitą neutroninę žvaigždę. Ji gali likti dvinarinėje sistemoje, tačiau gali jos ir išsiskirti, o įsisukusi neutroninė žvaigždė tampa „atitrūkusia atnaujintu pulsaru“, besisukančiu apie 50 kartų per sekundę. Šio tipo pulsaras PSR J2007+2722 2010 m. rugpjūčio 12 d. rastas paskirstytų skaičiavimų projekto Einstein@home projekto dėka [tai projektas, prie kurio kiekvienas gali pridėti savo kompiuterio resursus, žr. daugiau >>>> ].

Pulsarai labai svarbūs astrofizikai. Visų pirma, pulsarų spinduliavimas keliauja tarpžvaigždine erdve, kuri paveikia šį spinduliavimą. Žemesnių dažnių bangos sklinda lėčiau nei aukštesnių dažnių. Skirtingų dažnių impulsų skirtingas atvykimo laikas yra išmatuojamas kaip pulsaro dispersija. Tai leidžia nustatyti laisvųjų elektronų pasiskirstymą Paukščių take. O radijo bangų scintilacija (panašiai kaip įprastų žvaigždžių mirgėjimas) leidžia nustatyti tarpžvaigždinės erdvės nevienalytiškumą.

14 pulsarų padėtis Saulės atžvilgiu buvo įdėtas į abiejų „Pioneer“ plokšteles bei „Voyager“ Auksinį įrašą (žr. >>>> ).

Dvinarė žvaigždė - dviejų žvaigždžių, besisukančių apie bendrą centrą, sistema. Masyvesnis narys vadinamas pirminiu, kitas – antriniu (anksčiau kartais vadintas comes - palydovas). Pagal atstumą tarp narių, jos skirstomas į nutolusias (plačias) ir glaudžias poras. Mums artimiausia dvinarė žvaigždė yra Kentauro Alfa, esanti už 4,35 šviesmečių (65 faktą 1689 m. nustatė tėvas Richaud‘as). Viena žinomiausių dvinarių žvaigždžių yra Sirijus. Dvinarių žvaigždžių nereikia painioti Accretion disk of binary star system

su optinėmis žvaigždžių poromis, kurios greta matomos tik dėl atsitiktinai sutampančios krypties link jų (ir iš tikrųjų niekaip tarpusavyje nėra susijusios).

Terminą „dvinarė“ šiame kontekste pirmąkart panaudojo seras William‘as Herschel‘is 1802 m. Daug dvinarių žvaigždžių atrasta pradėjus naudoti teleskopą. Tarp ankstyvųjų atradimų būtų Micaras ir ir Akruksas. Micarą, esantį už 78 šviesmečių Didžiuosiuose Grįžulo ratuose, 1650 m. kaip dvinarę žvaigždę stebėjo Giovanni Battista Riccioli (ir tikėtika, kad dar anksčiau B. Castelli ir Galilėjus). Ryškią pietų pusrutulio žvaigždę Akruksą, esančią Pietų kryžiuje, kaip dvinarę 1685 m. nustatė tėvas Fontenay. Mintį, kad dvinarės žvaigždės gali būti tarpusavyje susiję, pirmasis išsakė John Michell‘as 1767 m. W. Herschel‘is dvinares žvaigždės ėmė stebėti 1779 m. ir netrukus išleido katalogą su maždaug 700 dvinarių žvaigždžių. 1803 m. jis pastebėjo santykinių dvinarių žvaigždžių pozicijų pokyčius, įvykusius per 25 stebėjimų metus ir padarė išvadą, kad jos turėtų būti dvinarėmis žvaigždėmis. Tačiau pirmąją dvinarių žvaigždžių orbitą (Didžiųjų Grįžulo ratų Xi) tik 1827 m. paskaičiavo Felix Savary. Manoma, kad Paukščių take net trečdalis žvaigždžių yra dvinarės ar daugianarės.

Dvinarėms žvaigždėms galima nustatyti jų masę, o tai savo ruožtu, leidžia tiksliai sužinoti ir kitus jų parametrus, tokius kaip skersmenį, tankį ir kt. ) [ Volfo-Rayet žvaigždės buvo ištirtos būtent dvinarių žvaigždžių dėka. ] Taip pat, kaip besistengta surasti „juodąsias skyles“, visi potencialūs kandidatai joms yra dvinarėse sistemose Sunset of tripple star system

(viena jų yra Gulbės X-1, kurios nematomas narys, kaip manoma, yra 9 kartus masyvesnis už Saulę).

Gali nutikti, kad dėl išorinių poveikių dvinarės žvaigždžių sistemos nariai bus atskirti ir taps atskiromis žvaigždėmis. Tai gali nutikti ir dėl gravitacinio tokių sistemų nestabilumo, kai jų nariai atsiskiria dėl ypač didelio greičio. Trečia priežastis, vienos tokios poros žvaigždžių sprogimas (nova arba supernova) – tokį reiškinį (SN 1572) 1572 m. Kasiopėjos žvaigždyne stebėjo Tycho Brahė (Daugiau >>>>).

Įdomu, kad prie dvinarių žvaigždžių irgi aptikta planetų. Tai buvo dažnai minima mokslinės fantastikos kūriniuose (pvz., I. Azimovo „Nakties kritimas“ ar „Žvaigždžių karai“), tačiau kai kurie mokslininkai abejojo tokia galimybe, nors skaičiavimai rodė, kad kai kurios planetų orbitos aplink vieną žvaigždžių (S-tipo) arba abi kartu (P-tipo) yra stabilios. Dėl papildomų techninių sunkumų, planetos tokiose žvaigždžių sistemose aptinkamos rečiau, tačiau jų yra (pvz., prie pulsaro PSR B1620-26, raudonosios submilžinės Cefėjo Alraja ar kataklizminė Gyvatės NN, sudaryta iš baltosios ir raudonosios nykštukių).

^*) Antonijus Chevišas (Antony Hewish, g. 1924 m.) – anglų fizikas, Nobelio premijos laureatu (1974) už prisidėjimą prie pulsarų atradimo (1967), nors straipsnis, pranešantis apie jų atradimą, buvo 5-ių autorių. Karjeros pradžioje tyrė radijo šaltinių scincialiacijas, ir tai leido jam pasiūlyti MRAO įrengti Tarpplanetinį scinciliacinį radijo teleskopą. 1971-1989 m. buvo profesoriumi Kavendišo laboratorijoje, o 1982-1988 m. MRAO vadovu. Laikė, kad mokslas ir religija gali būti suderinti.

^**) Džozefas Teiloras (Joseph Hooton Taylor Jr. , g. 1941 m.) – amerikiečių astrofizikas, Nobelio premijos laureatas (1993) „už naujo tipo pulsarų atradimą“, padarytą 1974 m. kartu su R. Halsu Aresibo radijo teleskopu stebint dvinarį pulsarą PSR B1913+16. Nors tuo metu to nežinota, tai buvo tai, kas vadinama recirkuliaciniu pulsaru (recycled pulsar). 1991 m. jo stebėjimai patvirtino bendrąją reliatyvumo teoriją ir suteikė galimybę, kad ši pora skleidžia gravitacines bangas.
Yra kvakeris. Jis žinomas ir radijo mėgėjų rate su šaukiniu K1JT. 2016 m. pasirašė kreipimąsi dėl kovos prieš GMO nutraukimą. Jo garbei pavadintas asteroidas 81859.

^***) Raselas Halsas (Russell Alan Hulse, g. 1950 m.) – amerikiečių fizikas, Nobelio premijos laureatas, 1974 m. kartu su savo vadovu Dž. Teiloru atradęs naujo tipo pulsarų klasę. Vėliau daug metų dirbo Prinstono Plazmos laboratorijoje.

Neutroninės žvaigždės - ypatingai tankios (10¹⁶-10¹⁸ kg/m^³) masyvių žvaigždžių liekanos, sudarytos beveik ven iš neutronų. Jos galėjo susidaryti supernovų sprogimų metu arba užgęsus baltajai nykštukei. Pasižymi itin stipriu rentgeno spinduliavimu, magnetiniu lauku, temperatūra (apie 0,6-100 mlrd. laipsnių) bei dideliu sukimosi greičiu. Jų skersmuo – vos 10-20 km. Jomis yra pulsarai ir magnetarai. Manoma, kad mūsų galaktikoje yra apie 100 mln. neutroninių žvaigždžių – įvertis gautas pagal spėjamą supernovų kiekį. Vienomis artimiausių yra RX J1856.5-3754 ir PSR J0108-1431 (iki 430 švm. atstumu).
Teoriškai numatytos 1933 m., o 1967 m. atrasti iš jų atsklindantys radijo impulsai (pulsarai). Neutroninėmis žvaigždėmis virsta žvaigždės, kurių masė yra 10-29 Saulių masių; pačios neutroninės žvaigždės masė – apie 1,4-3 Saulės masės. Jei jos masė lieka didesne nei 3 Saulės masės, ji nesiliaujasi spaustis ir galiausiai virsta juodąja skyle.

Baltoji nykštukė - labai tankios žvaigždės branduolio liekanos: jos masė prilygsta Saulės masei, o dydžiu yra kaip Žemė (taigi, jų tankis 10⁵-10M⁹ g/cm³). Manoma, kad jos žvaigždžių, kurių masė nepakankama jai virsti neutronine žvaigžde (t.y., kurių masė neviršija Čandrasekaro ribos), baigiamoji stadija. Baltosios nykštukės neturi branduolinėms reakcijoms reikalingų kuro atsargų ir svarstoma, ar jos ilgainiui atvėsta ir tampa juodosiomis nykštukėmis. Silpnas baltosios nykštukės spindėjimas yra dėl sukauptos terminės energijos. Maždaug po 5 mlrd. m. Saulė virs raudonąja milžine ir po dar 1 mlrd. m. pataps baltąja nykštuke – ir tokių žvaigždžių Paukščių take yra apie 97%. Pačių baltųjų nykštukių mūsų Galaktikoje yra 3-10%. Artimiausia žinoma baltąja nykštuke yra Sirijaus B žvaigždė, atrasta 1862 m. Pavadinimą joms 1922 m. suteikė W. Luyten‘as.

Juodoji nykštukė - teorinė žvaigždės būsena, į kurią pereina atvėsusi baltoji nykštukė. Joje žvaigždė beveik neskleidžia šviesos ir šilumos. Visiškai atvėsti žvaigždei reikia daugiau laiko nei dabartinis Visatos amžius, tad jų nėra ir aptikta. Pagal naujausius modelius anksčiausia susidarusių baltųjų nykštukių temperatūra dabar būtų apie 3200^oK – ir manoma, kad jos gali būti vienu tamsiosios materijos šaltiniu.

Raudonoji nykštukė - maža ir santykinai vėsi M klasės žvaigždė (paviršiaus temperatūra nesiekia 4000^oK), kurios masė apie 0,075-0,5 Saulės masės. Jos yr avienos labiausiai paplitusios Visatoje. Jos kurą degina labai lėtai, be to jose degantis kuras nuolat sumaišomas ir jo sudėtis visame tūryje ta pati, todėl manoma, kad jos gali gyvuoti šimtus milijardų metų.
Dalis raudonųjų nykštukių turi egzoplanetų sistemas. 2007 m. prie Gliese 581 buvo aptikta planeta, kuri yra labai panaši į Žemę ir skrieja gyvybinėje zonoje. Artimiausia mums raudonoji nykštukė yra Kentauro Proksima (4 švm.), taip pat šalia savęs turinti planetą. Deja, raudonosios nykštukės turi ir nepalankių gyvybei veiksnių – planetos turi būti pakankamai arti jų, be to skleidžiama mažai ultravioletinių spindulių.

Jūs galite prisidėti prie radijo pulsarų paieškos leisdami paskirstytų skaičiavimų projektui Einstein@home pasinaudoti jūsų kompiuterio resursais. Pagrindinis nuo 2005 m. vykstančio projekto tikslas yra gravitacinių bangų paieška analizuojant LIGO gravitacinių bangų detektoriaus duomenis. Tas bangas gali skleisti nepaprastai greitai besisukančios asimetrinės neutroninės žvaigždės (pulsarai) – jų buvimą numato Einšteino bendroji reliatyvumo teorija, tačiau jos dar nėra atrastos (daugiau apie tai >>>> bei >>>> ). Prie projekto jau yra prisijungę apie 300 tūkst. dalyvių iš beveik 200 šalių.

Be šio uždavinio, Einstein@home projektas analizuoja ir Aresibo 305 m skersmens radijo teleskopo Puerto Rike duomenis, siekdamas surasti naujus pulsarus. Jau pasisekė Chris ir Helen Colvin‘ams iš Ajovos valstijos (JAV) bei Daniel Gebhardt‘ui iš Vokietijos, kurių kompiuteriai 2010 m. rugpjūčio 12 d. atrado reto tipo pulsarą PSR J2007+2722 Laputė (Vulpecula) žvaigždyne (kuriame, beje yra vienas įspūdingiausių ir ryškiausių planetiškųjų Hantelio ūkas). Tasai pulsaras per sekundę apsisuka beveik 41 kartą, tačiau, skirtingai nei kiti tokio dažnio jo broliai, jis neturi palydovo, tad spėjama, kad jis gali būti „išsuktas“ ir išmestas iš dvinarės sistemos. Tai gali būti greičiausiai besisukantis iš atrastų pulsarų - apie šį atradimą paskelbė ir„Science“ žurnalas Vela pulsar

(žr. >>>> ). Be šio, projekte buvo nustatyta ir 116 anksčiau atrastų pulsarų. Gali būti, kad ir jūsų vardas bus paminėtas prie naujai atrasto pulsaro!

Prie šio projekto galite prisijungti, įsidiegę specialią BOINC programą. Šios programos ypatybė yra ta, kad ji netrukdys jums dirbti ir kompiuterio resursus naudos tik „dykaduoniaujant“, t.y., kai kompiuteris nėra užimtas kitais darbais. Be to, programa leidžia nustatyti parametrus, kiek procentų resursų (procesoriaus, atminties ir pan.) leidžiate jai naudoti. Projektas palaiko „Windows“, „Linux“ ir „Macintosh OS X“ platformas.

Tam reikia:
a) iš Einstein@home projekto svetainės (http://einstein.phys.uwm.edu/) atsisiųsti ir įsidiegti BOINC programą;
b) Joje prisijungti prie Einstein@home projekto, susikurdami savo pseudonimą (jį galėsite naudoti ir panorę prisidėti prie kitų projektų).

Galėsite stebėti savo indėlį ir prisidėti prie bendro Lietuvos indėlio projekte. Taip pat yra daugybė kitų galimybių, tokių, kaip įsijungimas į komandas, forumai ir kt.

Beje, vyksta ir daugiau paskirstytų skaičiavimų projektų, prie kurių galite savanoriškai prisijungti naudodami tą pačią BOINC programą ir tuo pačiu padėti mokslui. Pirmasis (nuo 1995 m.) ir iki šiol tebesitęsiantis SETI@home projektas ieško nežemiškos kilmės signalų. Kiti projektai yra iš matematikos, fizikos, astrofizikos, medicinos, Žemės mokslų ir kt. sričių (apie juos šiek tiek skaitykite >>>> ).

Vienok, Einstein@home projektas neleidžia išjungti gravitacinių bangų paieškos uždavinio ir ieškoti vien pulsarų. Tad, jei jus domina tik ši projekto pusė, tenka kiek „gudrauti“... Visų pirma, jūs neprivalote vykdyti visų jums atsiųstų užduočių ir kai kurias jų galite nutraukti.

Naujienos:
Einstein@Home atrado dar du radijo pulsarus. Trečiasis (J1950+24), apie kurį pranešta 2011 spalio 27 d., jų buvo pirmuoju iš Arecibo observatorijoje gautų duomenų su naujuoju “Mock” spektrometru (kaip ir ketvirtasis, J1952+25, apie kurį pranešta 2011 m. lapkričio 8 d.). Jis yra nepaprastai įdomus, nes jo nepaprastai trumpas periodas (milisekundės) dvinarėje sistemoje. Pasisekė Dave ir Emma Johnston of Jacksonville, Florida (JAV) bei Piotr Kamiński iš Varšuvos (Lenkija). Vis dar ieškoma pulsarų, skleidžiančių gama spindulius.