Stalo se již tradicí, že podvojné kompaktní objekty (jejich složkami jsou bílí trpaslíci, neutronové hvězdy nebo černé díry) jsou vynikajícími fyzikálními laboratořemi, které přinášejí mnoho nových objevů. Je to celkem pochopitelné. Jde o dvě hvězdy stěsnané do velmi malé oblasti, často menší, než jsou rozměry našeho Slunce. V takové soustavě je možné pozorovat jevy speciální i obecné teorie relativity v rozsahu, který je ve sluneční soustavě zcela vyloučený. Jako první se proslavil podvojný pulzar 1913+16 objevený radioteleskopem v Arecibu v roce 1974, kde jedna z neutronových hvězd byla pulzarem. Stáčení eliptické oběžné dráhy těles, předpovězené obecnou relativitou, zde například činí 4° za rok (stejný efekt ve sluneční soustavě u Merkuru činí pouhých 43″ za století). V dnešním bulletinu se seznámíme se zcela výjimečným objektem, ve kterém jsou obě složky radiové pulzary částečně vyzařující i v rentgenovém oboru. Můžeme se proto těšit na pozorování zcela ojedinělých fyzikálních jevů.
|
Pulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyne Bellovou pod vedením Anthony Hewishe. Obecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1916. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svojí přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. XMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m2. Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5. GBT – Green Bank Telescope, radioteleskop Roberta C. Byrda v Green Banku v Západní Virginii (79° 50' 23,42” západní délky, 38° 25' 59,26” severní šířky). Průměr antény je dle použitého radiového okna 100÷110 m. Radioteleskop je největším pohyblivým zařízením tohoto druhu na světě. Lze tak snímat celou oblohu od výšky 5° nad obzorem. Na rozdíl od většiny klasických antén je jeho talíř asymetrickým výřezem z paraboloidu o průměru 208 m a optická osa prochází 4 m od okraje antény. Na místě stojí již druhá verze radioteleskopu. První radioteleskop o průměru 92 metrů se v Green Banku zřítil vlastní vahou dne 15. 2. 1988. |
| PSR J0737–3039 |
 |
| Model PSR J0737–3039. V okolí pulzarů je časoprostor deformován podle zákonů obecné relativity. Zdroj: R. Breton, McGill University. |
Unikátní podvojný pulzar byl objeven v roce 2003 týmem pracovníků univerzity v Manchesteru (M. Burgay, A. G. Lyne a další) na Parkesově radioteleskopu v Austrálii. Jde o první objevenou dvojici neutronových hvězd, které se obě projevují jako pulzary. Soustava leží 1 700 světelných roků od Země v souhvězdí Velkého psa a pulzary obíhají kolem společného těžiště jednou za 144 minut (2,4 hodiny). Obě složky jsou radiové pulzary a mají kolem sebe látku zachycenou magnetickým polem. Složka A má rotační periodu 22,7 ms, složka B se otáčí mnohem pomaleji, její rotační perioda je plných 2,77 sekundy. U energetičtější složky A lze očekávat intenzivní relativistický hvězdný vítr, u méně energetického souputníka je zase pravděpodobný vznik rozsáhlé magnetosféry. Na soustavu se díváme téměř z roviny oběhu složek a tak je možné pozorovat zákryty složky A ionizovaným plynem v okolí složky B.
V rentgenovém oboru zkoumala soustavu poprvé observatoř Chandra v roce 2004. Detailní průzkum byl proveden v roce 2006, kdy po dobu 64 hodin sledoval oba pulzary rentgenový dalekohled XMM-Newton. Ukázalo se, že pulzary září i v rentgenovém oboru. Ze složky A přicházejí měkké rentgenové pulzy netepelné povahy. Ze složky B bylo na části dráhy detekováno tepelné rentgenové záření odpovídající teplotě 350 000 K (30 eV). Mohlo by jít o ohřev složky B způsobený hvězdným větrem složky A. V rentgenovém spektru byl nalezen i slabší tepelný signál odpovídající teplotě 1 500 000 K (130 eV). Ten by mohl odpovídat ohřevu polárních oblastí nabitými částicemi pohybujícími se podél silokřivek magnetického pole u některé ze složek. Nebyly nalezeny žádné známky rentgenového záření z čelních rázových vln, které by měly vznikat interakcí magnetosféry libovolného z pulzarů s hvězdným větrem druhé složky a mezihvězdným prostředím.
Zcela jistě lze očekávat, jako u jiných podvojných pulzarů, výzkum jevů ověřujících naše znalosti procesů v extrémních gravitačních polích. Nicméně u této soustavy bude možné zkoumat i magnetosféry obou složek (její existence je pravděpodobnější u pomalé složky B), magnetohydrodynamické jevy související s prouděním plazmatu v soustavě a v neposlední řadě stavovou rovnici velmi husté látky, ze které jsou složené neutronové hvězdy. Málo z toho by bylo možné sledovat u osamocené neutronové hvězdy, která není pulzarem.
 |
| Umělecká vize obou pulzarů. Jejich osy mají různý sklon. Na soustavu se díváme z boku, takže jsou možné zákryty složky A plynným diskem rozprostřeným kolem složky B. Klepnutím na obrázek spustíte animaci (avi/divx, 11 MB). Zdroj: R. Breton, McGill University. |
| Zákryty PSR J0737–3039 a další test obecné relativity |
Po celé čtyři roky sledovali dvojici pulzarů René Breton a Victoria Kaspi z McGillovy univerzity radioteleskopem v Green Banku. Pozorovali zejména unikátní zákryty složky A magnetosférou složky B. Radiový signál složky A je částečně pohlcen ionizovaným plynem v magnetosféře složky B a z tvaru signálu je možné zjistit sklon složky k oběžné dráze. Breton a Kaspi nalezli precesi (kývání rotační osy) složky A, která je ve velmi dobré shodě s dosud neověřenou předpovědí obecné relativity. Objev byl publikován v časopise Science v červenci 2008 a sklidil mimořádný ohlas. Podruhé v historii tak bylo k ověření předpovědí obecné relativity využito zákrytu jednoho nebeského tělesa jiným. Poprvé se tak stalo již v roce 1919, kdy Eddingtonova expedice prokázala při úplném zatmění Slunce ohyb paprsku hvězd v blízkosti slunečního disku. Z důležitých jevů předpověděných obecnou relativitou tak zbývá ještě přímá detekce gravitačních vln a přímá detekce strhávání časoprostoru rotujícím tělesem (Lenseův-Thirringův jev).
 |
| Zákryty složky A (šedivý kotouček na vodorovné ose) plynem v magnetosféře složky B. Klepnutím spustíte animaci. Slyšitelný zvuk je radiový signál pulzaru A převedený na zvukový záznam. Ze zákrytů je možné určit parametry rotace složky A. (avi/divx, 20 MB). Zdroj: R. Breton, McGill University. |
Bílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1000 km až 30000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,44 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930.
Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark - test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS.
Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než cca 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.
Černá díra – zkolabovaný objekt, ze kterého nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje, jiné, obří černé díry, sídlí v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky vznikající v bezprostředním okolí černé díry velmi intenzivně vyzařují.
Arecibo – nejvýkonnější radioteleskop světa, ostrov Portoriko. Průměr antény 304 metrů, anténa vyplňuje celé údolí. Povrch tvoří 40 000 hliníkových desek. Postaven byl v roce 1963. Objevy: první extrasolární planeta, změření periody rotace Merkuru, objev podvojného pulsaru PSR 1913+16 (nepřímé potvrzení existence gravitačních vln), potvrzení Jarkovského jevu u planetky Golevka.
Chandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové délce 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″.
XMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m2. Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5.
Plazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází alespoň malé množství elektricky nabitých částic, které jsou v celém objemu elektricky neutrální a jsou schopny reagovat na elektrická a magnetická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektrického obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách.
GBT – Green Bank Telescope, radioteleskop Roberta C. Byrda v Green Banku v Západní Virginii (79° 50′ 23,42″ západní délky, 38° 25′ 59,26″ severní šířky). Průměr antény je dle použitého radiového okna 100÷110 m. Radioteleskop je největším pohyblivým zařízením tohoto druhu na světě. Lze tak snímat celou oblohu od výšky 5° nad obzorem. Na rozdíl od většiny klasických antén je jeho talíř asymetrickým výřezem z paraboloidu o průměru 208 m a optická osa prochází 4 m od okraje antény. Na místě stojí již druhá verze radioteleskopu. První radioteleskop o průměru 92 metrů se v Green Banku zřítiil vlastní vahou dne 15. 2. 1988.
Gravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci zhruba 1 kHz.
Lenseův-Thirringův jev – strhávání lokálního souřadnicového systému rotujícím tělesem (frame dragging). Jev si lze představit jako strhávání viskózní kapaliny v blízkosti rotujícího tělesa. Jev odvodili z rovnic obecné relativity Joseph Lense a Hans Thirring v roce 1918.
