Měření pulsarů

Pulsary jsou pozůstatky po hmotných hvězdách, které zaniknou výbuchem supernovy. Obálka původní hvězdy je odvržena do okolního prostoru, zatímco její jádro se zhroutí do neutronové hvězdy, objektu s obrovskou hustotou hmoty. Předpokládá se, že během kolapsu trvajícího jen několik sekund dostane neutronová hvězda řadu impulsů, které ji roztočí na velmi vysoké otáčky. Pulsar vyzařuje intenzivní elektromagnetické záření, čímž ztrácí energii a postupně se zpomaluje.

Znázornění rotační a magnetické osy.	Konfigurace pulsaru a Země, která je nutná k tomu, abychom viděli záblesky.

Pro lepší představivost zde uvádíme příklady záblesků pulsarů, jednak v animované podobě a dále přímo pozorovaná data.

Animace záblesků pulsarů (861 kB).	Animace vytvořená ze skutečně naměřených hodnot při pozorování Krabí mlhoviny a jejího centrálního pulsaru (339 kB). Objekty jsou očíslované a souhlasí s očíslování snímku celé Krabí mlhoviny. Frekvence pulsů je 29,9 Hz.

Z výše uvedeného je zřejmé, že záblesky z pulsarů přicházejí v přesně stanovených okamžicích. Pokud okolo pulsaru obíhá nějaký objekt (planeta), způsobuje nepatrné změny polohy pulsaru v prostoru (důvodem je obíhání planety a pulsaru okolo společného hmotného středu – barycentra).

Princip metody zpožďování záblesků pulsarů. Signál z pulsaru se přijme pomocí antény a následně zpracuje. Výsledkem může být graf, který je vidět v pravé části obrázku. Je zde vidět, že naměřené hodnoty (nahoře) se liší od očekávaných hodnot (černé tečky). Z rozdílu časů lze nakreslit křivka, ze které je možné zjistit, zda okolo pulsaru obíhá nějaké tělese.

Tyto změny polohy se projeví ve zpožďování jednotlivých záblesků. Na tom je také zaměřena tato metoda, kdy se pozorují anomálie v jinak pravidelných záblescích přicházejících z pulsarů. Tato metoda je obecně určena pro hledání objektů, které obíhají okolo pulsarů, nicméně ji lze použít i pro náš případ – objev exoplanet.

Změna polohy pulsaru a následné zpoždění signálu přicházejícího ke vzdálenému pozorovateli.

Tato metoda dovolila objev prvního planetárního systému obíhající okolo 6,2 ms pulsaru PSR 1257+12, kde se nacházejí dvě planety s hmotnostmi 2,8 a 3,4 hmotností Země a oběžnou dobou 98,22 a 66,54 dne.

Pulsar PSR 1257+12 a jeho planetární soustava.

Zbytkové hodnoty času získané z pulsaru PSR 1257+12, na kterých je vidět vliv oběžných dob 25,34 dne (planeta A), 66,54 dne (planeta B) a 98,22 dne (planeta C). Pozorování bylo prováděno po dobu 3 let. Na každém snímku je vliv ostatních dvou planet odfiltrován. Pro planetu A je na snímku zřetelná nejistota výsledku důsledkem digitálního zpracování signálu. Pro planety B a C jsou nejistoty nepostřehnutelné.