Periody pulsarů

Periody dosud objevených pulsarů leží v rozsahu 1,3 ms až 8 s, průměrná perioda je 0,7 s. Vzhledem k tomu, že pulsary vlastní rotací ztrácejí rotační energii, a tím se i zpomalují, je nutno udávat jejich periodu v konkrétním čase. Příkladem je velmi přesně změřená perioda pulsaru PSR 1937+21, jehož perioda činila 29. listopadu 1982 v 19.03 UT 1,557 806 448 872 75 ± 0,000 000 000 000 03 ms.

Takto mohou vypadat astronomy zachycené rádiové pulsy přicházející z daného pulsaru
(zdroj obrázku: cassfos02.ucsd.edu)

Každý puls se však skládá z rádiových vln různých frekvencí, vyšší frekvence dorazí k Zemi vždy o něco dříve, než frekvence nižší. Tento časový posun je dán tím, že radiové vlny putují vesmírným prostorem, který není prázdný, ale obsahuje volné elektrony, na nichž dochází k disperzi. Protože vzdálenější pulsary vykazují disperzi větší, než pulsary bližší, můžeme z tohoto faktu odvodit jejich vzdálenost.

Disperzované pulsy pulsaru Vela
(zdroj obrázku: www.cv.nrao.edu)

Charakteristik pulsů se pak v astronomii využívá k měření nejen vzdálenosti, ale i dalších vlastností pulsaru (viz následující kapitoly). Při pozorování binárního pulsaru PSR 1913+16 bylo teoreticky ověřeno vyzařování gravitačních vln.

Graf rozložení počtu pulsarů podle jejich period. V grafu je znázorněno 736 pulsarů známých do roku 1996
(zdroj obrázku: GLENDENNING, Norman K. Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity. New York: Springer-Verglas, 1990. 390 s. ISBN 0-387-94783-3)

Na základě předchozího grafického rozdělení je patrné, že ve vesmíru existují dvě významné populace pulsarů. První populace s periodou kolem 0,7 s obsahuje většinu dosud známých pulsarů. Druhá populace je složena z tzv. milisekundových pulsarů, z nichž je převážná většina zastoupena binárními pulsary, které se vyskytují zejména ve hvězdokupách.