Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 30 (vyšlo 18. července, ročník 6 (2008)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Objev další relativistické laboratoře ve vesmíru (PSR J0737–3039)

Petr Kulhánek

Stalo se již tradicí, že podvojné kompaktní objekty (jejich složkami jsou bílí trpaslíciBílý 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 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. 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 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS., neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 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. nebo černé díryČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící 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.) 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 SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. V takové soustavě je možné pozorovat jevy speciální i obecné teorie relativityObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. v rozsahu, který je ve sluneční soustavě zcela vyloučený. Jako první se proslavil podvojný pulzarPulzar – 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 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. 1913+16 objevený radioteleskopem v ArecibuArecibo – do roku 2016 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. 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 MerkuruMerkur – planeta nejbližší Slunci. Je to skalnatá planeta, posetá krátery podobně jako náš Měsíc. Jde o nejmenší planetu vůbec. Je téměř bez atmosféry. Teplota povrchu tohoto tělesa kolísá mezi −180 °C a 430 °C. Merkur se otočí kolem vlastní osy jednou za 59 našich dní. Jeho doba oběhu kolem Slunce trvá 88 dní. Jde o příklad vázané rotace (spinorbitální interakce) v poměru 2:3 způsobené slapovými silami. Dráha Merkuru kolem Slunce je protáhlá elipsa, která se stáčí vlivem přítomnosti ostatních planet. Malá část stáčení perihelia dráhy (43″ za století) je způsobena efekty obecné relativity. 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 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe.

Obecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou 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 zřítiil vlastní vahou dne 15. 2. 1988.

PSR J0737–3039

Model 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 hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 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., které se obě projevují jako pulzaryPulzar – 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 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe.. Soustava leží 1 700 světelných roků od ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. 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 ChandraChandra – 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 vzdálenosti 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″. v roce 2004. Detailní průzkum byl proveden v roce 2006, kdy po dobu 64 hodin sledoval oba pulzaryPulzar – 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 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe. rentgenový dalekohled XMM-NewtonXMM-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.. 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 eVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV) nebo teraelektronvolt TeV (1012 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.). 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 plazmatuPlazma – 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, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. v soustavě a v neposlední řadě stavovou rovnici velmi husté látky, ze které jsou složené neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 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.. Málo z toho by bylo možné sledovat u osamocené neutronové hvězdy, která není pulzarem.

PSR J0737–3039

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 BankuGBT – 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.. 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 relativityObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. využito zákrytu jednoho nebeského tělesa jiným. Poprvé se tak stalo již v roce 1919, kdy Eddingtonova expedice prokázala při úplném zatmění SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. ohyb paprsku hvězd v blízkosti slunečního disku. Z důležitých jevů předpověděných obecnou relativitou tak zbývá ještě přímá detekce gravitačních vlnGravitační 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 od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO. a přímá detekce strhávání časoprostoru rotujícím tělesem (Lenseův-Thirringův jevLenseův-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.).

PSR J0737–3039

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.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage