Závěrečná stádia > Neutronové hvězdy > Binární a milisekundové pulsary

Binární a milisekundové pulsary

Akreční disk

Akreční disk je prstencovitý útvar, který má svůj původ v relativistickém gravitačním poli. Zatímco u nerelativistického gravitační pole směřují siločáry do středu hmotného tělesa, u relativistického vytvářejí tvar podobný spirále (viz obrázek níže).

03_nerpole.gif
Siločáry nerelativistického gravitačního pole
03_relpole.gif
Siločára relativistického gravitačního pole

Fyzika akrečního disku zahrnuje nelineární kombinaci mnoha jevů – gravitaci, hydrodynamiku, viskozitu, radiaci a magnetizmus. Podle dosavadních poznatků víme, že moment hybnost se přenáší směrem k okraji disku a tím je umožněn spirálovitý pád hmoty směrem ke gravitačnímu centru. Gravitační energie je pak neustálými srážkami částic při jejich chaotickém pohybu převáděna zejména na teplo. Část této energie je později vyzářena v podobě fotonů, a tím je disk ochlazován. Díky vyzařování akrečního disku ho pak můžeme pozorovat a analyzovat tak jeho elektromagnetické spektrum. Přesný a detailní popis celého procesu však zatím není objasněn.

03_akrecnidisk.jpg
Akreční disk kolem jasné neutronové hvězdy (uprostřed)

Známe asi 50 pulsarů, které se nalézají v binárních systémech. Většina těchto pulsarů má kratší periodu, jsou starší a mají slabší magnetické pole než průměrná populace (vlevo dole PPdot diagramu). Domníváme se, že velké množství dnešních pulsarů začínalo svůj vývoj v binárním systému, avšak při explozi supernovy byla sekundární složka uvolněna a zanechala tak pulsar o samotě.

03_binary.gif
Náčrt průběhu vývoje binárního systému bílého trpaslíka (případně neutronové hvězdy) a svého průvodce – hvězdy na hlavní posloupnosti
(zdroj obrázku: heasarc.gsfc.nasa.gov)

Za normálních podmínek by se v binárním systému rychleji vyvíjela hmotnější hvězda, a pokud by její počáteční hmotnost převyšovala 8 MS, skončila by jako supernova. Pokud by systém přežil tento výbuch a zůstal by dále gravitačně vázaný, mohli bychom pozorovat mladý pulsar se svou složkou v hlavní fázi vývoje. Nakonec by však tato složka dokončila svoji hlavní fázi a následovala by fáze rudého obra, tedy narůstání objemu hvězdy. V dostatečně širokém binárním systému bude pokračovat evoluce jako u izolovaných (samostatných) hvězd. Nicméně tato podmínka není vždy dodržena a pak nastává interakce mezi neutronovou hvězdou (pulsarem) a rozpínající se složkou. V určité době, kdy se rudý obr dostane do kritické vzdálenosti, začíná přenos hmoty a momentu hybnosti z rudého obra na neutronovou hvězdu, což vede k roztáčení pulsaru do vyšších otáček. Během tohoto procesu pak celý systém jasně září v rentgenovém oboru.

03_mira_binary.jpg
Představa autora obrázku binárního systému Mira, kde kolem sebe obíhají bílý trpaslík a rudý obr
(zdroj obrázku: chandra.harvard.edu)

Konečná podoba binárního systému pak závisí na hmotnosti složky. Hmotná hvězda se bude vyvíjet rychle, a proto přenos hmoty nebude trvat příliš dlouho. Výsledkem bude pulsar s periodou 30–50 ms s neutronovou hvězdou jako složkou (nebo bez složky, pokud při explozi supernovy dojde k rozpadu systému). Složka s menší hmotností se bude vyvíjet pomaleji. Přenos hmoty tedy trvá déle. Výsledkem je pulsar s periodou 1–10 ms s lehkým heliovým bílým trpaslíkem jako průvodcem.

03_binary.jpg
Pulsar a bílý trpaslík obíhají kolem společného hmotného středu. Na obrázku jsou naznačeny i možné gravitační vlny
(zdroj obrázku: www.yorku.ca)

Poslední možností je, že původní složka binárního systému je hvězda se střední hmotností. Přenos hmoty trvá kratší dobu než v předchozím případě, avšak déle než v případě prvním. Výsledkem pak bude pulsar s periodou od 10 do 30 ms a hmotným, uhlíko-kyslíkovým bílým trpaslíkem jako průvodcem. Na základě pozorování se zjistilo, že pulsar, který projde vývojem popsaným v předchozí části, nemá příliš silné magnetické pole.

Známy jsou i případy, kdy kolem sebe obíhají dvě neutronové hvězdy (pulsary). Rozlišit, zda se ve složce binárního systému skrývá bílý trpaslík či neutronová hvězda lze na základě excentricity oběžné dráhy dané složky. Bílý trpaslík totiž vykazuje výrazně menší excentricitu než neutronová hvězda.

03_pulsarbinary.jpg
Představa autora obrázku o podobě binárního systému dvou pulsarů
(zdroj obrázku: www.jb.man.ac.uk)
Stránka byla naposledy editována 15. ledna 2010 v 19:41.
Stránka byla od 15. 1. 2010 zobrazena 5929krát.

* * *    Zrcadleno ze stránek astronomia.zcu.cz/hvezdy/neutron/694-binarni-a-milisekundove-pulsary    * * *
Vytištěno ze stránky projektu Hvězdy (hvezdy.astro.cz/neutron/694-binarni-a-milisekundove-pulsary)
Nahrávám...