Pericole pentru Pamant

O supragigantă nu este distrusă complet de explozie. Aceasta îsi dezveleste doar miezul, care este format din fier. Ea suferă o compresie fantastică ?i se reduce la început la dimensiunea unei mici sfere cu diametrul de aproximativ numai 20 de kilometri, cântărind până la 500 de milioane de tone pe centimetru cub.

Pulsari

În ceea ce a mai rămas din stea, materia devine atât de comprimată, încât atomii sunt strivi?i, 

formând o stea neutronică. Stelele neutronice sunt atât de mici ?i atât de pu?in luminoase, 

încât pot trece neobservate. Cu toate acestea, astronomii au putut identifica câteva stele neutronice, 

fiindcă acestea emit radia?ii sub forma unor scurte impulsuri periodice. 

Astronomii le-au numit pulsari[necesită citare]. 

Pulsarii sunt stele neutronice care se învârtesc foarte repede în jurul propriilor lor axe, 

emi?ând un fascicul de unde radio sau alte radia?ii.

In anul 1967 la Cambridge (Anglia) au fost descoperite cateva surse cosmice, care emiteau in domeniul undelor radio impulsuri scurte, riguros periodice, cu perioade de ordinul fractiunilor de secunda, care au fost numite pulsari. Pana in prezent s-au descoperit circa 350 pulsari cu perioadele cuprinse intre 0s,015 si 4s,3. Cea mai mare parte a energiei revine fazei de impuls, care reprezinta numai cateva procente din durata perioadei. Observatiile au aratat ca si in alte domenii ale spectrului (optic, Roentgen, gama) emisia se face sub forma de impulsuri, cu aceeasi perioada. Polarizarea radiatiei in diferite domenii spectrale si cresterea intensitatii ei cu lungimea de unda, arata ca radiatia pulsarilor nu este de natura termica.

Determinarile de distanta pentru diferiti pulsari arata ca ei sunt situati intre sute de parseci si zeci de mii de parseci, fiind obiecte galactice (relativ apropiate).

Se considera, pe baza datelor de observatie, ca pulsarii sunt stele neutronice in rotatie rapida, in prezenta unui puternic camp magnetic (Gold). Axa magnetica a campului dipolar (1012 Gs) este inclinata pe axa de rotatie, iar radiatia sub forma de impulsuri este emisa de zone (pete) fierbinti din vecinatatea axei magnetice, printr-un mecanism de far.

Luminozitatea integrala a pulsarilor poate depasi pa cea solara cu 1-2 ordine de marime, cea mai mare parte a radiatiei fiind emisa la frecvente mari (raze X si gama). In diferite domenii spectrale sunt sugerate diferite mecanisme de emisie: emisie coerenta, radiatia sincrotronica, imprastiere Compton inversa.

Observatiile arata ca perioada unui pulsar creste cu timpul, fapt explicat prin fenomenul de franare magnetica.

Un pulsar remarcabil este pulsarul NP 0532 care coincide cu steaua centrala din nebuloasa Crabul. Legatura fizica dintre cele doua obiecte indica relatia genetica dintre pulsari (stele neutronice) si ramasitele de supernova. La sfarsitul evolutiei stelare, dupa epuizarea rezervelor de energie termonucleara ale unei stele de masa mare, se produce explozia de supernova, care expulzeaza in spatiu invelisurile superficiale ale stelei. Aceasta explozie este legata de implozia rapida (colaps gravitational) a nucleului, care se transforma intr-o stea neutronica.Varstele pulsarilor sunt cuprinse intre 103 si 109 ani.

La unii pulsari (pulsarul din nebuloasa Crabul, pulsarul PSR 1641-45 din Velele) s-au observat descresteri bruste ale perioadei (glitches), explicate prin seisme produse in invelisul solid al stelei neutronice (crusta). Fenomenul este cunoscut sub numele de cutremur stelar.

Distributia spatiala a pulsarilor indica o mare concentrare a acestora spre planul ecuatorial galactic. Stelele neutronice au densitati de ordinul 1017-1018 kg/m3, depasindin centru densitatile nucleare.

Pentru stelele neutronice exista o masa limita de circa 2-3 mase solare sub care acestea sunt stabile gravitational. Peste aceasta limita ele intra in colaps gravitational si se transforma in gauri negre. Limita mentionata se numeste limita Oppenheimer-Volkoff.

Cu marele radiotelescop de la Arecibo s-a descoperit in anul 1974 pulsarul PSR 1913+16, care ulterior s-a dovedit a fi componenta a unui sistem binar strans, cu o orbita excentrica, de perioada foarte scurta (7h45m). Cercetarile au aratat ca sistemul binar corespunzator este un adevarat laborator de gravitatie relativista. Ambele componente par a fi stele neutronice, cu mase de circa 1,4 mase solare. Din variatia perioadei pulsarului (0s,059) s-au pus in evidenta numeroase efecte relativiste, dintre care:

- Avansul periastrului cu o viteza unghiulara de 4o,226/an;

- Variatia perioadei orbitale, interpretata ca fiind prima evidenta observationala (astofizica) privind existenta radiatiei gravitationale in Univers.

S-au mai descoperit si alti pulsari - componente ale unor sisteme binare stranse: PSR 0820+02 si PSR 0656+64.

In anul 1982 s-a descoperit "pulsarul de o milisecunda", iar in anii urmatori s-au descoperit alti doi pulsari ultra-rapizi.

Pasul 2: Stelele neutronice

Astronomii au stabililt ca soarta finala a stelelor, de marime mijlocie, (acelea care au de pana la 1,4 ori masa Soarelui) este de a deveni pitice albe. Dar atunci, ce se intampla cu stelele care au mai mult de 1,4 masa solara? Raspunsul este destul de evident: sfarsitul lor va fi mult mai violent si vor rezulta corpuri si mai dense decat piticele albe. Intra-adevar, o stea care are intre 1,4 si 8 masa solara, trece peste etapa de pitica alba si se indreapta direct spre stadiul de formare a unei gauri negre. Oamenii de stiinta au insa pareri impartite in ceea ce priveste masa stelelor ce vor deveni stele neutronice. O stea mai grea, va trece prin aceleasi etape ca si cele de marimea Soarelui: epuizare de hidrogen, expansiunea intr-o giganta rosie si arderea heliului. Dar dupa aceea, lucrurile incep sa se schimbe. Begelman si Rees explica:

„Mai spre sfarsitul vietii lor, stelele masive sunt alimentate de o succesiune de reactii nucleare care includ elemente tot mai grele. Pe masura ce fiecare combustibil nuclear este epuizat – hidrogenul fuzionat cu heliul, apoi heliul cu carbonul si oxigenul- interiorul stelei se contracta devenind si mai fierbinte.

... Acest proces va avea loc pana cand se va ajunge la fier.In etapele de pana la acest punct, crearea atomilor grei elibereaza o energie suficienta cat sa impiedice colapsul gravitational, dar din fier nu se pot forma reactii nucleare care sa elibereze energie. Fierul reprezinta sfarsitul lantului de reactii nucleare a unei stele. Ceea ce se intampla dupa aceea, reprezinta unul dintre cele mai spectaculoase evenimente din astronomie... Din moment ce nu exista reactii nucleare in fier, care sa produca energie, nucleul va suferi un colaps intr-o fractiune de secunda. Densitatea unui astfel de nucleu devine atat de mare incat protonii si electronii fuzioneaza si formeaza neutronii, care sunt neutrii din punct de vedere electric.”

Deoarece un astfel de corp este format aproape in totalitate din neutroni se numeste stea neutronica. Colapsul care creeaza o stea neutronica este atat de violent incat provoaca o catastrofa secundara . . . o explozie surprinzatoare, o supernova. Materia care se imprastie in spatiu formeaza un scut de gaz, adesea numita supernova reziduala, care se extinde timp de mii sau chiar milioane de ani, devenind din ce in ce mai subtire.

Restul din materia originala a stelei este concentrat intr-o minge de neutroniu de aproximativ marimea unui oras mare. O stea neutronica este atat de densa incat daca ar fi sa confectionam o lingura de masa din materialul acesteia, ar cantari cel putin cateva trilioane de tone!

Se pare ca astronomii nu au avut dovezi concrete despre existenta acestor stele pana spre sfarsitul anilor 1960, cand au inceput sa descopere obiecte numite pulsari. In 1968, de exemplu, astronomii au descoperit un corp straniu, in centrul constelatiei Nebuloasa Crabului. Astronomii moderni au remarcat faptul ca obiectul din centrul nebulei emite explozii intense regulate sau pulsuri de radiatii avand o rata de 30 explozii/s. In mod corespunzator, ei au numit aceste obiecte, pulsari. La scurt timp dupa aceste desoperiri, astronomii si-au dat seama ca pulsarii sunt de fapt stele neutronice, care se invart la viteze foarte mari. Aceasta rotatie rapida este cauzata de rafala de energie din interior, care are loc in timpul transformarii unei stele intr-o minge superdensa. In ceea ce priveste motivul pentru care o stea neutronica pulseaza energie, astronomul Herbert Friedman scrie: „Cand o stea neutronica se prabuseste, aceasta trage dupa ea campul magnetic stelar original pana cand este concentrat de un miliard de ori la suprafata stelei neutronice. Intr-o astfel de stransoare a campului magnetic, plasma (gazul fierbinte) la polii magnetici va accelera odata cu steaua ce se invarte. Aceasta plasma involburata ar putea genera radiatii radio emanate dintr-o anumita locatie de pe stea, un fascicul de lumina, care ar trece prin spatiu ca si lumina care se invarte, de la un far. Pe masura ce fasciculul radio se infiltreaza pe Pamant, telescoapele noastre radio inregistreaza flash-uri repetate.