Neutronowa czarna wdowa, czyli kogo i dlaczego pożera rekordowy pulsar
PSR J0952–0607 ma 12–13 km średnicy i jest pulsarem milisekundowym obracającym się 707 razy na sekundę (!). To też wynik niemal rekordowy, bo poznaliśmy niewiele wirujących nieco szybciej pulsarów. Pozostałe obracają się znacznie wolniej. PSR J0952–0607 wykazuje też inne unikatowe cechy. Częściowo pożera, a w ostateczności może nawet unicestwić swoją towarzyszkę. Kosmiczny horror.
Od 1962 r. do dzisiaj
Gwiazdy neutronowe powstają w końcowych etapach ewolucji gwiazd masywnych liczących powyżej 8–10 mas Słońca, gdy ich jądra zaczynają przekraczać wartość 1,4 masy Słońca (tzw. granica Chandrasekhara). Tworzą się albo w wyniku wybuchów supernowych typu II lub Ib, albo w przypadku zapadnięcia się białych karłów istniejących w układach podwójnych ze zwykłą gwiazdą (wtedy dochodzi zwykle do wybuchu supernowej typu Ia).
Pierwszą gwiazdę neutronową, czyli tak naprawdę pierwsze silne źródło rentgenowskie – Scorpius X-1 – odkrył zespół kierowany przez amerykańskiego astrofizyka prof. Riccarda Giacconiego w 1962 r. Chociaż jeszcze wtedy nie nazywano tego źródła gwiazdą neutronową, mimo że sugerowali to rosyjscy astrofizycy – m.in. Iosif Szkłowski. Pięć lat później światem wstrząsnęła prawdziwa sensacja. W 1967 r. młoda doktorantka z Cambridge rozpoczęła obserwację kwazarów (centralnych obszarów aktywnych galaktyk) przez radioteleskop nowego typu. Nagle zidentyfikowała dziwne źródło radiowe wysyłające stałe impulsy radiowe z bardzo dużą regularnością w odstępach co 1,34 s. Wkrótce zarejestrowała drugie podobne źródło i kolejne. Początkowo i Bell, i jej promotor – pionier radioastronomii Anthony Hewish – sądzili, że te regularne sygnały radiowe mogą pochodzić od obcych cywilizacji. W 1968 r. w czasopiśmie „Nature” ukazała się ich pierwsza praca na ten temat. Jednak na przełomie lat 60. i 70. astrofizycy Thomas Gold, Fred Hoyle i Franco Pacini wykazali, że odkrycie Bell to tak naprawdę szybko rotujące i wysyłające regularne impulsy – jak latarnie morskie – gwiazdy neutronowe, poszukiwane przez astronomów na niebie bezskutecznie od lat 30. XX w. To było odkrycie iście przełomowe.
Wreszcie w 1982 r. znaleziono też pierwszego pulsara milisekundowego i to zdumiało badaczy. Zwykłe pulsary obracają się raz, kilka lub kilkanaście razy na sekundę (to i tak wydaje się bardzo szybko), za każdym obrotem emitują porcję promieniowania elektromagnetycznego – mikrofalowego, rentgenowskiego lub radiowego. Tymczasem te milisekundowe obracają się kilkaset do… tysiąca razy na sekundę. Niewyobrażalnie szybko. Jak to możliwe?
Mechanizm rozkręcania
– Wkrótce po odkryciu pierwszego milisekundowego pulsara – wyjaśnia prof. Włodzimierz Kluźniak z Centrum Astronomicznego im. Mikołaja Kopernika PAN w Warszawie – teoretycy z Columbia University – w tym Ali Alpar i Malvin Ruderman, a także astrofizycy hinduscy – Venkatraman Radhakrishnan i Ganesan Srinivasan – zaproponowali scenariusz, według którego tak szybkie pulsary tworzą się w układach podwójnych ze zwykłymi gwiazdami. Jeśli układ jest ciasny, materia z gwiazdowego towarzysza przelewa się na pulsara. Gwiazda oddaje pulsarowi jednak nie tylko materię, ale też moment pędu, co powoduje, że okres jego rotacji bardzo wzrasta. Rośnie też jego masa. Problem polegał na tym, że ten pierwszy odkryty w 1982 r. obiekt milisekundowy nie miał gwiezdnego towarzysza. Co się z nim stało? Gdzie się podział? Wtedy astrofizycy wypracowali jeszcze śmielszą koncepcję mówiącą o tym, że milisekundowe pulsary mogą w okresie schyłkowym układu tak silnie oddziaływać na gwiazdę towarzyszkę, że wręcz doprowadzają do jej odparowania, unicestwienia.
Jeżeli układ jest ciasny – kontynuuje prof. Kluźniak – gwiazda tak zbliża się do pulsara, że jej materia zaczyna się przelewać na gwiazdę neutronową, która staje się jasnym źródłem rentgenowskim, przybierając na wadze i bardzo się rozkręcając. Im więcej masy odda gwiezdny towarzysz, tym sam staje się oczywiście mniejszy. Gdy odkryto pierwszy tego typu układ w 1988 r., tzw. pulsar zaćmieniowy (PSR 1957+20), zaproponowaliśmy z kolegami na Columbia University następujący scenariusz. W pewnym momencie gwiazda neutronowa wiruje już tak szybko, że jej pole magnetyczne powstrzymuje dalszy przepływ masy, a ona sama zamienia się w milisekundowego pulsara radiowego. Gwiazda towarzysz nadal traci masę, jednak wiatr cząstek i promieniowania z pulsara jest tak silny, że wymiata ją z układu w przestrzeń kosmiczną. Zatem gwiazda krążąca wokół pulsara zaczyna przypominać wielką kometę z obfitym warkoczem gazu. W ten sposób może ulec całkowitemu odparowaniu. Zasugerowaliśmy, że obraz ten da się potwierdzić, obserwując pojaśnienie tej strony gwiazdy, która jest stale zwrócona ku pulsarowi, a zatem grzana przez niego. Nie przypuszczaliśmy, że 30 lat później ten efekt znajdzie zastosowanie praktyczne do mierzenia masy pulsara.
Milisekundowe pulsary tworzą się zatem w układach podwójnych, ale oczywiście można zaobserwować takie obiekty bez towarzyszy, bo oni po prostu już nie istnieją. Pod uwagę bierze się także inne scenariusze powstania milisekundowych gwiazd neutronowych. Być może dochodzi do zapaści bardzo szybko wirującego białego karła lub dwa białe karły zlewają się ze sobą. Istnieje też ewentualność, że bardzo szybko rotujące masywne gwiazdy – a dokładnie ich rdzenie – po wybuchu supernowej i zapaści do postaci gwiazdy neutronowej przekazują jej odpowiednio duży moment pędu i wtedy gwiazda taka też może się stać pulsarem milisekundowym. Jednak koncepcja układu podwójnego jako genezy takich pulsarów jest obecnie dominująca.
Czarna wdowa
Pulsara milisekundowego PSR J0952–0607 odnaleziono w gwiazdozbiorze Sekstansa, w naszej galaktyce – 20 tys. l.ś. od Ziemi. Jak już wspomniano, był rok 2017. Profesorowie Roger Romani ze Stanford University i Alex Filippenko z University of California w Berkeley przez ostatnie 5 lat obserwowali obiekt teleskopami Kecka. Pulsar ten pozostaje w układzie podwójnym z gwiazdą, która ma obecnie rozmiary nieco ponad 20 Jowiszów, jest więc tylko resztką pierwotnego ciała. PSR J0952–0607 to tzw. czarna wdowa, co oznacza, że dokonuje powolnego unicestwiania swojego towarzysza. Określenie to wzięło się od nazwy bardzo jadowitego pająka żyjącego w Ameryce Północnej i Środkowej. Samica pająka czarnej wdowy osiąga mniej więcej centymetr długości, jednak samiec jest mniejszy. Gdy po kopulacji zbytnio zwleka z odejściem, bywa, że zostaje przez partnerkę pożarty.
Układ PSR J0952–0607 jest klasycznym przykładem finalnej fazy rozwoju obiektów z szybkim pulsarem i gwiazdą. Materia z niej już nie przepływa na pulsara, za to jego silne promieniowanie wywołuje jej ubywanie, które może skończyć się zupełnym zniknięciem. Romaniemu i Filippence udało się wyliczyć dokładnie masę tego pulsara. Gwiazda towarzyszka jest pływowo zatrzymana na orbicie wokół niego – podobnie jak nasz Księżyc jest pływowo zatrzymany przez Ziemię – i zwrócona ku niemu jedną stroną, która mocno nagrzewa się wskutek promieniowania pulsara, do ponad 6 tys. °C. W związku z tym jaśnieje. Wspomnianym badaczom udało się precyzyjnie zarejestrować zmiany jasności optycznej tego obiektu. Obserwowali słabego towarzysza pulsara w określonych punktach na jego ok. 6-godzinnej orbicie i dzięki temu wyznaczyli jego orbitalną prędkość. Znając ją oraz odległość gwiazdy od pulsara, byli w stanie bardzo dokładnie wyznaczyć masę tego drugiego. Wynosi ona 2,35 masy Słońca; to najmasywniejsza gwiazda neutronowa z dotąd odkrytych (a przecież gwiazdy neutronowe mają średnicę kilkunastu kilometrów – ich materia jest więc ekstremalnie upakowana). To istotny fakt, bo jeszcze niedawno uważano, że mają one maksymalnie dwie masy Słońca. Wyniki badań opublikowano niedawno w „The Astrophysical Journal Letters”. Wciąż otwarte pozostaje jednak pytanie, czy mogą istnieć w kosmosie jeszcze cięższe tego typu obiekty i czy po przekroczeniu pewnej granicy masy zapadają się i stają czarnymi dziurami. – Teoretycznie jest to możliwe – tak na ostatnie pytanie odpowiada prof. Kluźniak.
Pulsary i fale grawitacyjne
Zjawiska związane z pulsarami są intrygujące także dla uczonych zajmujących się falami grawitacyjnymi. Istnieją dwa potwierdzone przypadki kolizji dwóch gwiazd neutronowych, prowadzących do powstania fal grawitacyjnych, które zostały zarejestrowane w amerykańskich i europejskich interferometrach Ligo i VIRGO. W przypadku tej drugiej kolizji z 2019 r. ze zderzenia powstał obiekt o masie 3,4 Słońca, a kolidujące gwiazdy neutronowe miały ok. 1,4 i 1,9 masy Słońca. Finalny obiekt zdumiał badaczy, ponieważ nie wiadomo, czym jest: czy jeszcze wciąż gwiazdą neutronową, czy może już czarną dziurą, choć do tej pory czarnych dziur o tak małych masach nie wykrywano.
Wyjaśnia prof. Tomasz Bulik z Obserwatorium Astronomicznego Wydziału Fizyki UW: – Wnętrza bardzo masywnych gwiazd neutronowych, zgodnie z interpretacją większości modeli, nie za bardzo są w stanie utrzymać w stabilny sposób aż tak dużych mas. To zastanawiające. Wydaje się też, że wnętrza gwiazd neutronowych nie mogą zawierać wielu egzotycznych cząstek, takich jak dziwne kwarki czy kaony, o czym napisano w przeszłości naprawdę wiele prac naukowych. Pojawienie się tych egzotycznych cząstek wywołuje bowiem istotne zmniejszenie ciśnienia w gwieździe, dlatego ich wnętrza muszą być wypełnione raczej znanymi i prostymi cząstkami, chociaż w niewyobrażalnym skupieniu. Odkrycie zespołu Romaniego zdaje się potwierdzać tę tezę. Drugą ciekawą rzeczą jest to, że obserwowany przez ten zespół układ jest w pewnym sensie idealny do badania maksymalnie masywnych gwiazd neutronowych. W przybliżeniu jest to coś takiego, co bardzo chcielibyśmy mieć w laboratorium, by śledzić, jak dochodzi do przepływu masy z gwiazdy na pulsara w układzie podwójnym, oraz by dowiedzieć się, kiedy tej masy jest już zbyt dużo i osiąga ona maksimum, po którym pulsar się zapada.
I na koniec tak komentuje to odkrycie jeden z jego autorów, prof. Alex Filippenko: – Zapewne nadal będziemy szukać „czarnych wdów” i podobnych gwiazd neutronowych, które jeszcze bardziej zbliżają się do krawędzi czarnej dziury. Ale jeśli ich nie znajdziemy, podbuduje to hipotezę, że 2,35 masy Słońca to dla gwiazd neutronowych prawdziwa granica, po której przekroczeniu rzeczywiście muszą stać się czarnymi dziurami.
Obecnie, bardzo dużymi – 10-metrowymi teleskopami Kecka – przy których pracowali Romani i Filippenko, nie da się jeszcze dokładniej zbadać PSR J0952–0607. Ale niedługo, za kilka lat, rozpoczną obserwacje aż trzy gigantyczne ziemskie teleskopy – 30-metrowe. Wtedy – jak sądzą tropiciele „czarnych wdów” – z pewnością o tych niezwykłych obiektach dowiemy się znacznie więcej.