Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 7 – vyšlo 21. února, ročník 14 (2016) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

7/2016

Pulzary v jádru Galaxie

Ivan Havlíček

Gama observatoř FermiFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10 až 300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla několikrát prodloužena, observatoř je stále funkční (2024). je na nízké oběžné dráze v provozu již od roku 2008. Data observatoře Fermi nashromážděná za téměř sedm roků její činnosti od 4. srpna 2008 do 3. června 2015 se stala základem pro analýzu centrální oblasti Galaxie, které bude věnován dnešní bulletin. O této observatoři jsme již také psali v bulletinech 48/2005 a 49/2007.

Gama obserbatoř Fermi. Zdroj: NASA.

Fermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10 až 300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla několikrát prodloužena, observatoř je stále funkční (2024). Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1017 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. 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.

Neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ 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. rotují velmi rychle. Typická doba rotace se pohybuje řádově v sekundách. Někdy může jít ale až o stovky otáček za sekundu. Dosud nejvyšší rychlost otáčení byla zjištěna u hvězdy, která se otočí 716krát za sekundu. Rychle rotující hvězda vyzařuje do okolního prostoru energii v celém spektrálním rozsahu od rádiové oblasti, přes viditelné světlo až po záření gama. Jelikož jde ale o objekty velmi malých rozměrů, je jejich okolí utvářeno strukturou magnetického pole a odcházející elektromagnetické záření je směřováno podél magnetických siločar rychle rotujícího objektu. Pro pozorovatele ve vzdáleném vnějším vesmíru tak zůstává jediná možnost, jak by takovou rychle rotující hvězdu mohl pomocí elektromagnetických vln zaznamenat. Pozorovatel se musí nacházet ve směru velmi úzkého kužele v okolí magnetické osy hvězdy, jímž záření od hvězdy do prostoru odchází. Protože osa rotační a osa magnetická obvykle nebývají totožné, můžeme pozorovat záblesky záření, jejichž frekvence odpovídá rotaci neutronové hvězdy. Takovéto objekty byly nazvány 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.. Pulzary objevila v rádiovém oboru v roce 1967 studentka Jocelyn Bellová a její školitel Antony Hewish byl za tento objev v roce 1974 odměněn Nobelovou cenouNobelova cena – je udílena švédskou Královskou akademií věd jednou ročně v pěti kategoriích: za fyziku, chemii, fyziologii a medicínu, literaturu a za úsilí o mír. Cena je hrazena z Nobelovy nadace, kterou založil Alfréd Nobel, vynálezce dynamitu, v roce 1895. První cena za fyziku byla udělena v roce 1901 Wilhelmu Roentgenovi za objev rentgenového záření. Hodnota Nobelovy ceny se mění, v roce 2021 činí 10 milionů švédských korun, tj. 25 milionů českých korun. Uděluje se vždy 10. prosince při výročí smrti Alfreda Nobela..

Schéma pulzaru. V závěrečné fázi hvězdného vývoje může například kolapsem červené veleobří hvězdy za určitých podmínek vzniknout neutronová hvězda. Jde o objekt hmotností srovnatelný s původní hvězdou, ale o průměru v řádu desítek kilometrů. Jelikož se při proměně hvězdy ve hvězdu neutronovou zachovává původní rotační moment, změna rozměrů z  milionů kilometrů na pouhé desítky kilometrů nutně vyústí v odpovídající zrychlení rotace. Pokud původní hvězda rotovala řádově ve dnech, hvězda neutronová se bude otáčet řádově v tisícinách sekundy. Magnetické pole směruje tok záření podle magnetické osy. Zdroj: NRAO.

Většina dnes známých pulzarů se nachází v disku naší Galaxie. Pulzary byly ale nalezeny také v centrálních oblastech kulových hvězdokup. Nejvíce pulzarů vysílá v rádiovém oboru, známe však i pulzary svítící ve viditelném světle, rentgenové pulzary a také gama pulzary. Rádiové pulzary lze rozdělit do dvou hlavních skupin: pulzary milisekundové a tzv. „normální“ pulzary. Perioda milisekundových pulzarů se pohybuje nejčastěji v intervalu 1÷30 ms, a to bylo také příčinou jejich názvu. Důležitější charakteristikou je však jen nepatrné zbržďování rotace, které prozrazuje poměrně slabé vnější magnetické pole. Všeobecně se věří, že jak slabé magnetické pole, tak zpomalování rotace je projevem zvyšování hmotnosti při akreci látky ze sousední dárcovské hvězdy v binárním systému. Většina známých pulzarů jsou ale „normální“ objekty s periodou od 30 ms až do 8 s, což by mělo odpovídat hvězdám starým jen několik milionů roků s extrémně silným magnetickým polem typicky kolem 10⁸ T. Samostatné skupiny tvoří anomální rentgenové pulzary AXPAXP – Anomalous X-Ray Pulsar, nepravidelné zábleskové zdroje v RTG oboru, jejichž původcem jsou magnetary. (Anomalous X-ray Pulsars) nebo opakující se zdroje měnkkého gama záření SGRSGR – Soft Gama Repeater, zábleskové zdroje v měkkém gama oboru, jejichž původcem jsou magnetary. První SGR byl objeven v roce 1979, k identifikaci s magnetary došlo v roce 1998. (Soft Gamma-ray Repeaters), které byly detekovány zejména v rentgenovém oboru nebo na nízkých energiích oboru gama a jejichž periody bývají v intervalu 5÷12 s. Perioda těchto pulzarů klesá velmi rychle, což by mělo souviset s extrémně silným magnetickým polem až 10¹¹ T. Dnes jsou už známy ale i pulzary, které prvotním představám o pravidelně blikajících majácích v dalekém vesmíru, dle nichž je možno si seřizovat hodinky, tak úplně neodpovídají. Objev prvních jedenácti takových nepravidelných zdrojů byl publikován v roce 2006 a dostaly prvotní označení RRT (Repeating Radio Transients), tedy něco jako pomíjivé rádiové majáky. Tyto pulzary vydávají nepravidelné signály v intervalech několika minut až několika hodin. Když bylo ale zjištěno, že podkladem je vždy slabší signál s periodou řádově v jednotkách sekund, byly rychle přejmenovány na RRAT (Rotating Radio Transients). Rotační periody objektů RRAT se pohybují v intervalu 0,44÷6,9 s. Jednotlivých pulzarů je už známo několik tisícovek a nejde vůbec o jednotvárnou skupinu astrofyzikálních objektů. Jejich rozmístění v Galaxii dnes však stále ještě odpovídá spíše našim pozorovacím schopnostem než skutečnému zastoupení pulzarů ve struktuře Galaxie. Jako jednotlivé zdroje jsme schopni je rozlišit jen v poměrně blízkém okolí sluneční soustavy, v blízkosti galaktického jádra je to již téměř nemožné.

Zvěřinec dnes známých pulzarů v Galaxii včetně pulzarů v kulových hvězdokupách zobrazený podle periody a její postupné změny v čase. Kroužky kolem symbolu značí, že pulzar je součástí binárního systému. V grafu jsou vyznačeny hranice intenzity očekávaného magnetického pole a odhad stáří jednotlivých objektů. Zdroj: CSIRO.

Kontrakce osamocené veleobří červené hvězdy v závěru jejího života na neutronovou hvězdu nemusí být jen jedinou cestou, jak může pulzar vzniknout. Děj by mohl proběhnout i následovně: (1) Rentgenová dvojhvězda s bílým trpaslíkem počáteční hmotnosti 1,2 hmotnosti Slunce nasávající látku ze svého průvodce o hmotnosti kolem dvou Sluncí. (2) Přestože bílý trpaslík přesáhne akrecí kritickou hmotnost danou Chandrasekharovou mezí, nezhroutí se po ukončení přetoku látky do neutronové hvězdy, jelikož rotuje tak rychle, že kontrakci brání odstředivá síla (3). S postupujícím časem ale hmotný bílý trpaslík rotaci zpomaluje a nakonec se zhroutí do milisekundového pulzaru na velmi výstředné dráze (4). Jeho průvodcem zůstává málo hmotný héliový bílý trpaslík, pozůstatek dřívější dárcovské hvězdy. Čísla udávají hmotnosti ve hmotnostech Slunce. Zdroj: MPI.

Spektrum několika blízkých gama pulzarů. První pulzary byly objeveny v rádiovém oboru, i když v této oblasti vysílá většina pulzarů obvykle jen několik miliontin celkové energie. Naproti tomu v oboru gama mohou pulzary vyzářit až desítky procent celkové energie. Energie je odnášena v úzkém svazku podél magnetických os nabitými částicemi urychlenými na rychlosti srovnatelné s rychlostí světla. Tato energie je následně vyzařována jako cyklotronové nebo synchrotronové záření a také inverzním Comptonovým rozptylem. Zdroj: ArXiv.

Mnoho dřívějších autorů předpokládalo, že pozorované gama záření vycházející z nejhustších oblastí v jádru Galaxie by mohlo mít původ ve srážkách dosud nezachycených částic temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. označovaných jako wimpyWIMP – zkratka z Weakly Interacting Massive Particle, vážný kandidát na částice temné hmoty. Mělo by jít o reliktní superpartnery z období po Velkém třesku, kterým fyzikální zákony zabránily v následném rozpadu. Wimpy by měly s běžnou látkou interagovat gravitační a slabou interakcí. Jsou usilovně hledány v několika desítkách experimentů, tři z nich mají nenulový signál, jehož interpretace je zatím nejasná.. V únoru 2016 ale rovnou dvě na sobě nezávislé studie ukázaly, že by tomu tak být nemuselo. Oba týmy použily nové statistické analytické metody a prokázaly, že charakteristiky naměřeného gama záření neodpovídají tomu, co by mělo vzniknout při kolizích částic temné hmoty. Analýzy ukazují, že pozorované záření pochází z nových astrofyzikálních bodových zdrojů v jádru Galaxie. Zde je velmi komplikované prostředí, z něhož přichází mnoho různorodých signálů, a je obtížné je navzájem od sebe rozlišit. Stejně tak je obtížné zde rozlišit objekty velikosti jednotlivých hvězd. Jádro Galaxie dozajista obsahuje velké množství temné hmoty, ale současně je zde mnoho hustých hvězdokup a také několik černých děr včetně galaktické černé veledíry. Základem pro analýzu byla měření kosmické observatoře FermiFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10 až 300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla několikrát prodloužena, observatoř je stále funkční (2024). pracující v gama oboru. Podle modelu by měly být fotonyFoton – základní kvantum energie elektromagnetického záření, polní částice elektromagnetické interakce. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. Kvantování energie poprvé zavedl Max Planck při pokusech o vysvětlení záření černého tělesa. Albert Einstein dal těmto kvantům reálný význam v roce 1905 při vysvětlení fotoelektrického jevu. Samotný název foton poprvé pro tuto částici použil až americký fyzikální chemik Gilbert Lewis v dopise časopisu Nature z roku 1926. pocházející z kolizí temné hmoty na gama mapě centrální oblasti Galaxie rozloženy poměrně hladce, naproti tomu bodové zdroje, jako jsou milisekundové pulzary, by měly být oproti pozadí zobrazeny velmi zřetelně a ostře, tedy jen na jednotlivých pixelech. Podle analýzy naměřených dat jsou ale zdroje vysoce energetických fotonů rozloženy nepravidelně a odpovídají spíše bodovým zdrojům. Nejpravděpodobněji se toto rozložení hodí právě na velmi staré milisekundové pulzary, které vznikaly při kolapsech velkých hvězd. Pozorování observatoře Fermi by mělo být pro další analýzy doplněno o měření jiných kosmických dalekohledů, aby bylo možné současnou teorii o pulzarech v jádru Galaxie ověřit.

Centrální část Galaxie zachycená observatoří Fermi. Zobrazeno je převedení poměru signálu vůči šumu podle energie v rozsahu 1÷4 GeV. Černé kroužky označují pozice výrazných píků, červené kroužky jsou bodové zdroje v katalogu 3FGL (Third Fermi-LAT catalog). Velikost kroužků je úměrná intenzitě signálu. Čárkované čáry značí oblasti galaktické šířky ǀbǀ < 2°, tedy v blízkosti roviny galaktického disku, které byly v pravděpodobnostní analýze vyloučeny kvůli silné emisi galaktického disku. Podmnožina zdrojů uvedených v katalogu 3FGL, která byla odhalena touto analýzou, je označena zelenými křížky. Zdroj: PRL.

Překrásná kulová hvězdokupaKulová hvězdokupa – systém obsahující statisíce až miliony hvězd, držený pohromadě gravitací. Hvězdy v kulových hvězdokupách neobsahují prakticky žádné těžší prvky, a jsou proto velmi staré, nezřídka 12 až 13 miliard roků. Vznikly z prvotního plynu – vodíku a hélia v zárodcích budoucích galaxií. Většina kulových hvězdokup, které pozorujeme, je součástí naší Galaxie. Nejsou vázány na plochý podsystém, ale na celé galaktické haló. 47 Tucanae na jižní obloze je domovem 22 milisekundových pulzarů s periodou od 2 do 8 ms. Mnoho z nich je součástí binárního systému. Předpokládá se, že hvězdokupa hostí podobných objektů o několik stovek více, jsou ale příliš slabé, než abychom je dokázali zachytit. Zobrazení jejich rotace je několikasetnásobně zpomaleno, aby mohlo být v animaci zřetelné. Zdroj: Jodrell Bank.

Odkazy