Pulsary i testowanie fal grawitacyjnych

W roku 1974 Hulse i Taylor odkryli układ podwójny, pulsar-gwiazda neutronowa, którego analiza wykazała w sposób pośredni, emisję fal grawitacyjnych (nobel z fizyki 1993) – dlaczego po prawie 40 latach mamy tak mało zbadanych, innych obiektów tego typu (tylko dwa 'słabsze' przypadki?) – just bad luck ?

 

Wręcz odwrotnie – we are lucky, że w ogóle takie obiekty odkryliśmy! :)

 

Fale grawitacyjne zostały przewidziane przez Einsteina jako konsekwencja jego Ogólnej Teorii Względności. Powinny być emitowane przez wielkie masy, na przykład gwiazdy poruszające się względem siebie. W przypadku układów podwójnych gwiazd fale grawitacyjne wynosiłyby energię orbitalną, czego konsekwencją byłoby skracanie się okresu obiegu wokół ich wspólnego środka masy.

 

Zastanówmy się najpierw, jakie gwiazdy nadają się do pośredniego testowania hipotezy istnienia fal grawitacyjnych. Trzeba być pewnym, że obserwowane zmiany okresu mają swoje źródło w utracie energii wynoszonej przez te fale. Wobec tego muszą to być bardzo ciasne układy podwójne, tzn. takie, które mają zwartą orbitę i krótki okres obiegu środka masy. Wynika to z faktu, że – zgodnie z Ogólną Teorią Względności – tempo zmian promienia orbity (czyli pochodna promienia po czasie), będące skutkiem emisji fal grawitacyjnych, jest odwrotnie proporcjonalne do tegoż promienia w wysokiej, trzeciej potędze. Jeżeli zatem odległość jest za duża, zmiany promienia orbity (a tym samym – okresu obiegu) stają się zbyt małe, aby je zmierzyć.

 

Po drugie, oba składniki układu podwójnego powinny być gwiazdami neutronowymi (ewentualnie jeden mógłby być czarną dziurą). Gdyby któryś z nich był „normalną” gwiazdą, albo nawet białym karłem, wówczas istniałaby możliwość, że wypływający z niego wiatr gwiazdowy wynosi masę z układu lub następuje przepływ materii między składnikami. Te efekty również powodowałyby zmiany okresu orbitalnego, które trudno byłoby oddzielić od zmian wynikających z emisji fal grawitacyjnych. Natomiast gwiazdy neutronowe tworzą wokół siebie tak silne pole grawitacyjne, że materia nie jest w stanie efektywnie z nich uciekać, tak więc pomiar nie ulega zniekształceniu.

 

No dobrze, ale jak natura może zrobić taki ciasny układ podwójny dwóch gwiazd neutronowych? Progenitorem gwiazdy neutronowej musi być gwiazda masywna – o masie początkowej wynoszącej co najmniej jakieś 8 mas Słońca. Takie gwiazdy na koniec swego życia wybuchają jako supernowe, a ich wnętrza stają się właśnie gwiazdami neutronowymi.

 

Tak masywnych gwiazd jest bardzo niewiele. Z obserwacji wynika, że prawdopodobieństwo powstania gwiazdy o masie początkowej m jest odwrotnie proporcjonalne do tejże masy w potędze 2,3, czyli dość wysokiej. A my musimy mieć układ złożony z dwóch gwiazd masywnych!

 

Co więcej, nie może to być dowolny układ dwóch gwiazd masywnych. Na zakończenie burzliwej ewolucji chcemy dostać dwie gwiazdy neutronowe związane ze sobą grawitacyjnie (a nie układ rozerwany np. przez wybuchy supernowych), w dodatku na orbicie wystarczająco ciasnej, by emisja fal grawitacyjnych była efektywna. To bardzo, bardzo ogranicza zestaw warunków początkowych dla takiej ewolucji...

 

Ale to nie wszystko. Obiekt, żeby go zbadać, musi zostać zaobserwowany. W przypadku układu dwóch gwiazd neutronowych taką szansę mamy wtedy, gdy przynajmniej jeden ze składników jest pulsarem radiowym. Pulsary to gwiazdy neutronowe, które emitują silne promieniowanie radiowe wewnątrz stożka o niezbyt dużym rozwarciu. Ponieważ oś stożka nie pokrywa się z osią rotacji pulsara, do obserwatora docierają regularne „pulsy” radiowe, niczym błyski obracającej się latarni morskiej. Pulsy te są bardzo regularne, dzięki czemu wykorzystuje się je jako zegary, przy użyciu których można wyznaczyć parametry orbity oraz ich zmiany. Z drugiej jednak strony, ze względu na wąski kąt rozwarcia stożka radiowego, promieniowanie jakichś 80% pulsarów w ogóle nie trafia w Ziemię i nie może zostać zaobserwowane!

 

No i jeszcze jedna – fatalna! – cecha pulsarów radiowych. Jak na warunki astronomiczne żyją one niezwykle krótko, bo zaledwie około 10 milionów lat po wybuchu supernowej! To w skali kosmicznej tyle, co dla nas mrugnięcie powieką...

 

A teraz podsumujmy to wszystko. Aby zaobserwować obecnie w kosmosie obiekt, za pomocą którego można pośrednio testować emisję fal grawitacyjnych, muszą być spełnione następujące warunki:

Są to naprawdę silne ograniczenia, nie dziwi więc fakt, że takich układów jest niewiele. Cieszmy się, że w ogóle kilka znamy! :)