Πανεπιστήμιο Πατρών

Σχολή Θετικών Επιστημών

Τμήμα Μαθηματικό

Ακαδ. Έτος : 2009-2010

ΕΡΓΑΣΙΑ ΣΤΗΝ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗ

“PULSARS”

Φοιτητής : Παναγιωτόπουλος ΑθανάσιοςΑΜ 00311

Επιβλέπων Καθηγητής : Ζαφειρόπουλος Βασίλειος

1

Πρόλογος

Πέρα από το χώρο της καθημερινότητας στις απόμακρες γωνίες του σύμπαντος

βρίσκονται παράξενα και εξωτικά βασιλεία που δεν φανταστήκαμε και στα πιο τρελά

όνειρά μας. Κρυμμένα πίσω από τα παραπετάσματα του χώρου και του χρόνου

βρίσκονται εκεί από την αρχή της δημιουργίας απλησίαστα από τον άνθρωπο και

ανεξερεύνητα. Αλλά τώρα, μόλις τώρα, τα κοσμικά πέπλα άρχισαν να σηκώνονται λίγο

και ο άνθρωπος ρίχνει κρυφά τις πρώτες δειλές ματιές στις απόκρυφες περιοχές του

κόσμου και αυτά που βλέπει τον αφήνουν κατάπληκτο, ένα αστέρι αναβοσβήνει τριάντα

φορές το δευτερόλεπτο, ″μικρά″ μυστηριώδη αντικείμενα λάμπουν με την λάμψη δέκα

τρισεκατομμυρίων ήλιων.

Από την χαραυγή της ιστορίας του ο άνθρωπος γοητεύτηκε από τον ουρανό, αλλά το

μόνο που μπορούσε να κάνει ήταν να καταγράψει τα ορατά άστρα (περίπου 6.000). Τα

αστέρια που βρίσκονται διάσπαρτα μέσα στο σύμπαν αποτελούν το αποτέλεσμα της

επίδρασης των βαρυτικών δυνάμεων σε μεσοαστρικά νέφη, έτσι γεννιούνται τα άστρα τα

οποία έχουν μια εντυπωσιακή εξέλιξη ανάλογα με την μάζα, την λαμπρότητα, τη

σύσταση τους, έτσι μετά την δημιουργία ενός πρωτοαστέρα οι βαρυτικές δυνάμεις που

τον δημιούργησαν συνεχίζουν να δρουν με αποτέλεσμα τη διαρκή διαστολή του. Αυτό

έχει σαν αποτέλεσμα την μετατροπή του σε έναν ερυθρό γίγαντα που και αυτός με τη

σειρά του θα γίνει ένας υπεργίγαντας και τέλος θα μετατραπεί σε λευκό νάνο. Περαιτέρω

εξέλιξη στους λευκούς νάνους δεν είναι δυνατή. Όμως αν ένας ερυθρός γίγαντας έχει

μάζα μεγαλύτερη από 1.4 μάζες Ήλιου τότε ο αστέρας οδηγείτε μέσω τις βαρυτικής

κατάρρευσης του πυρήνα του σε μια έκρηξη supernova που αφήνει σαν κατάλοιπο του

αρχικού άστρου έναν αστέρα νετρονίων, σε αυτούς συμπεριλαμβάνονται και οι παλμικοί

αστέρες(pulsars),με αυτούς θα ασχοληθούμε σε αυτήν την εργασία.

2

Εισαγωγή

Η ανακάλυψη των pulsars (Pulsating Source of Radio)

Η θεωρητική πρόβλεψη των αστέρων νετρονίων ως το τελικό στάδιο ενός

υπερκαινοφανούς έγινε από τους Laundau, Baade και Zwicky, το 1934. Αξίζει εδώ να

σημειωθεί ότι ήδη από το 1930 ο R. Oppenheimer και άλλοι είχαν προβλέψει ότι η

κατάρρευση ενός μεγάλου άστρου (περισσότερο από δέκα φορές σαν τον Ήλιο) θα

κατέληγε σ΄ένα σταθερό αντικείμενο πολύ μικρότερο από τους λευκούς νάνους, σε κάτι

τρομερά απίθανο και απίστευτα πυκνό, με ιδιαίτερο μόλις 20 χιλιόμετρα. Η τρομερή

βαρυτική έλξη θα συνέθλιβε τα ίδια τα άτομα αδειάζοντάς τα από κάθε κενό χώρο και

αφήνοντας μόνο πυρηνικά σωματίδια(νετρόνια). Το υποθετικό αυτό αντικείμενο με την

υπέρπυκνη ύλη ονομάστηκε άστρο νετρονίων.

Η ανακάλυψη των αστέρων νετρονίων έγινε τυχαία το 1967 με παρατηρήσεις σε

ραδιοφωνικά μήκη κύματος. H Jocelyn Bell, μεταπτυχιακή φοιτήτρια τότε, στο

πανεπιστήμιο του Cambridge της Αγγλίας, ανακάλυψε, αναλύοντας δεδομένα από ένα

πείραμα που είχε σχεδιάσει ο Α. Hewish, περιοδικά σήματα από μια άγνωστη μέχρι τότε

ραδιοπηγή.

Η καταπληκτική ακρίβεια της περιόδου επανάληψης των σημάτων των pulsars

δεν αφήνει πολλά περιθώρια επιλογής για την ενδεχόμενη φύση της πηγής. Η περίπτωση

να συνδέεται η εκπομπή των ραδιοφωνικών κυμάτων με την περιφορά των μελών ενός

διπλού αστέρα απορρίφθηκε αμέσως όπως αποκλείστηκε και η περίπτωση περιστροφής

λευκών νάνων, λόγω των μικρών τιμών που έχει η περίοδος ορισμένων pulsars.

Έτσι απόμεινε η περίπτωση να οφείλονται τα περιοδικά σήματα σε ταχύτατα

περιστρεφόμενους αστέρες νετρονίων. Για την ανακάλυψή του ο A. Hewish τιμήθηκε με

το βραβείο Nobel Φυσικής, το 1974.

Η ανακάλυψη των pulsars μπορεί να συγκριθεί σε σπουδαιότητα με την ανακάλυψη των

ημιαστέρων και της ακτινοβολίας μικροκυμάτων και αποτελεί μια από τις

σημαντικότερες προόδους της σύγχρονης αστρονομίας. Την εποχή της ανακάλυψης των

πρώτων pulsars (1967) οι τεχνικές των ραδιοαστρονομικών παρατηρήσεων ήταν αρκετά

3

ανεπτυγμένες, με αποτέλεσμα την ταχύτατη ανακάλυψη πολλών pulsars. Σήμερα είναι

γνωστοί τουλάχιστον 1700 pulsars, από τους ~105 που υπολογίζουμε ότι πρέπει να

υπάρχουν στον Γαλαξία μας, κυρίως κατά μήκος του γαλαξιακού επιπέδου και μερικοί

στο μεγάλο Μαγγελανικό νέφος..

Εικόνα 1. Στο κέντρο του νεφελώματος του καρκίνου(6.000 έτη φωτός μακριά μας) υπάρχει ένας

Pulsar νετρονίων (που αναβοσβήνει με συχνότητα 30 Hz) που δημιουργήθηκε μετά την αρχική έκρηξη

του Supernova που δημιούργησε το νεφέλωμα του καρκίνου γύρω στα 1045. Στη φωτογραφία (β) είναι

το ταχύτερο από τα δυο άστρα που φαίνονται να έχουν σβήσει. Οι αστρονόμοι θεωρούν το Pulsar σαν

ένα περιστρεφόμενο με μεγάλη ταχύτητα άστρο νετρονίου με ισχυρότατο μαγνητικό πεδίο που

κατευθύνει στενές δέσμες, σωματιδίων και φωτός που το κάνουν να αναλάμπει σαν φάρος καθώς

περιστρέφεται (α)

Η φύση των pulsarsΟι pulsars είναι περιστρεφόμενοι αστέρες νετρονίων, που εμφανίζονται σαν

γιγάντιοι κοσμικοί φάροι. Με μάζα 1,5 φορές αυτή του ήλιου, συμπιεσμένη όμως σε μια

σφαίρα ακτίνας 10km, οι αστέρες νετρονίων είναι τα πιο πυκνά αντικείμενα που

γνωρίζουμε. Η περιστροφή τους μπορεί να δημιουργήσει ένα ρυθμικό ραδιοσήμα, και

4

τότε το αστέρι νετρονίων λέγεται pulsar.Το βασικό μοντέλο για ένα pulsar, θεωρεί το

αστέρι αυτό ως ένα μαγνητικό δίπολο με πολύ υψηλό

μαγνητικό πεδίο, το οποίο σχηματίζει κάποια γωνία με τον άξονα περιστροφής. Το

δίπολο αυτό εκπέμπει ραδιοκύματα κατά μήκος του άξονα του δίπολου, καθώς το άστρο

περιστρέφεται. 

Μια ηλεκτρομαγνητική δέσμη, συνήθως σε ραδιοσυχνότητες, εκπέμπεται κατά

μήκος του μαγνητικού άξονα με μία γωνιακή απόκλιση της τάξης των δέκα μοιρών. Αν

υπάρχει μια απόσταση μεταξύ του άξονα περιστροφής και του μαγνητικού άξονα, το

περιστρεφόμενο αντικείμενο είναι ανάλογο ενός φάρου. Αν, σαν παρατηρητές στη Γη,

βρεθούμε στον κώνο φωτός που σαρώνει το περιστρεφόμενο αστέρι, έχουμε την

ευκαιρία να το παρατηρήσουμε σαν μια παλλόμενη πηγή.

Το εύρος του φάσματος συχνοτήτων μέσα στο οποίο εκπέμπουν οι pulsars είναι

αρκετά μεγάλο, εκτεινόμενο από τις χαμηλές ραδιοφωνικές συχνότητες (~107 Ηz) εως

και τις σκληρές ακτίνες γάμμα (~1024 Hz). Η μετάβαση από τη ραδιοφωνική περιοχή

προς τις υψηλές συχνότητες είναι ασυνεχής, πράγμα που μας υπαγορεύει ότι ο

μηχανισμός εκπομπής της ακτινοβολίας θα πρέπει να είναι διάφορος σε αυτές τις δύο

περιοχές. Απ’ την άλλη, η περιοχή στην οποία λαμβάνουμε ραδιοκύματα είναι πολύ πιο

στενή από την αντίστοιχη στο οπτικό και στις ακτίνες X, είναι όμως πλουσιότερη σε

φωτόνια, εφόσον η ροή της ακτινοβολίας σε αυτή την περιοχή είναι μεγαλύτερη. Λόγω

του ότι για επίγειες παρατηρήσεις μας ενδιαφέρουν οι ραδιοφωνικές συχνότητες, θα

αναφερθούμε μόνο στο αντίστοιχο μοντέλο εκπομπής.

Σύμφωνα με τις τρέχουσες θεωρίες, η εκπομπή της ραδιοφωνικής ακτινοβολίας

ενός pulsar οφείλεται στη σπειροειδή κίνηση των φορτίων, που αποσπά το μαγνητικό

πεδίο του αστέρα νετρονίων από την επιφάνειά του, κατά μήκος των δυναμικών

γραμμών (ακτινοβολία σύγχροτρον). Με αυτόν τον τρόπο η ακτινοβολία παράγεται

στους μαγνητικούς πόλους και εκπέμπεται κατά τη διεύθυνση του μαγνητικού άξονα. Η

δέσμη της ακτινοβολίας έχει τη μορφή ενός κωνικού φλοιού του οποίου η κορυφή

καταλήγει στο μαγνητικό πόλο. Λόγω του γεωμετρικού τόπου μέσα στον οποίο

περιορίζονται αυτές οι δέσμες, τους δόθηκε η ονομασία κωνικές δέσμες (conal beams).

Εκτός όμως από την κωνική δέσμη ακτινοβολίας, ένας pulsar μπορεί να εκπέμπει και

5

στις ενδιάμεσες περιοχές του κώνου. Οι δέσμες που προέρχονται από αυτές τις περιοχές

καλούνται κεντρικές δέσμες (core beams).

Επειδή ο άξονας περιστροφής του pulsar δε συμπίπτει με τον μαγνητικό άξονα, η

δέσμη της ραδιοακτινοβολίας από τον αστέρα σαρώνει την ουράνια σφαίρα καθώς ο

πρώτος περιστρέφεται. Έτσι λοιπόν, αν τύχει να βρεθεί η Γη στο δρόμο αυτής της

δέσμης, θα παρατηρήσουμε με τα ραδιοτηλεσκόπια σύντομους περιοδικούς παλμούς η

διάρκεια των οποίων εξαρτάται από το άνοιγμα του κώνου εκπομπής του pulsar και η

περίοδος από την περίοδο περιστροφής του pulsar. Λόγω του γεγονότος ότι ο

γεωμετρικός τόπος από τον οποίο εκπέμπεται η ακτινοβολία ενός pulsar δεν είναι απλός

και ομαλός αλλά σύνθετος.

Εικόνα 2 Εικόνα 3

6

Η δομή των pulsars

Τα διαφορετικά στρώματα σε έναν αστέρα νετρονίων

και των φαινομένων που συμπεριλαμβάνονται. Το πάχος, κάθε φάσης δίνεται για ένα

τυπικό

αστέρι νετρονίων, με μάζα 1M :1) Ατμόσφαιρα. Η σύστασή της παίζει σημαντικό ρόλο στα μετρούμενα φάσματα από

τους Pulsar, μιας και η φασματική τους κατανομή δεν είναι αυτή ενός μέλανος

σώματος.. Είναι έντονα μαγνητισμένη.

2) Φάκελος: Στρώμα λίγων εκατοστών που παίζει σημαντικό ρόλο στην ψύξη του

αστέρα. Λειτουργεί σαν στρόφιγγα που καθορίζει πόσο γρήγορα ψύχεται ο αστέρας.

Το αν αποτελείται από βαριά ή ελαφριά στοιχεία είναι ένα πολύ σημαντικό, αλλά

δυστυχώς αναπάντητο ερώτημα

3) Εξωτερική κρούστα: 104 1011 g / cm3,λίγα εκατοντάδες μέτρα. Το πλέγμα

των πλούσιων σε νετρόνια πυρήνων σε ένα ελεύθερο αέριο σχετικιστικών

ηλεκτρονίων.4) Γραμμή κόρου νετρονίου-πρωτονίου. Σε αυτό το σημείο

τα νετρόνια στον πυρήνα είναι τόσο ασθενώς συνδεδεμένα που φεύγουν από τον

πυρήνα και σταδιακά γίνονται ελεύθερα.

5) Εσωτερική κρούστα 1011 1014 g / cm3 λίγο εκατοντάδων μέτρων. Πλούσιοι

σε νετρόνια πυρήνες σε ένα αέριο ηλεκτρονίων και νετρίνο, η πίεση των νετρονίων

αυξάνεται σταδιακά με την πυκνότητα. Αυτή είναι η περιοχή των ελεύθερων

νετρονίων.

6) Εξωτερικός πυρήνας: μέχρι 51014 g / cm3 , γύρω στα 10 km για ένα καθαρό

αστέρα νετρονίων με μάζα 0,1M , πολύ μεταβλητό κατά τα άλλα. Ο ομογενής

πυρήνας του υγρού, αποτελείται κυρίως από νετρόνια, περιέχοντας και ηλεκτρόνια,

πρωτόνια και μυόνια.

7) Εσωτερικός πυρήνας: Άγνωστος. Πιθανή εμφάνιση των υπερονίων στην αδρονική

φάση, πιθανή μετάβαση στην deconfined ύλη quark.

7

Εικόνα 4

Παλμοί των Pulsars

Ολοκληρωμένοι παλμοί

Η ακτινοβολία των pulsars που λαμβάνουμε στα ραδιοφωνικά μήκη κύματος,

είναι περιοδική. Η ένταση των παλμών ποικίλει ώστε πολλές φορές παρατηρούμε ακόμα

να λείπουν παλμοί. Παρά το γεγονός αυτό η άφιξή τους είναι περιοδική. (Σχήμα 1).

8

Παρά το γεγονός ότι κάθε μεμονωμένος παλμός είναι διαφορετικός από όλους

τους υπόλοιπους, το άθροισμα από μερικές εκατοντάδες παλμούς δίνει ένα σχήμα,

χαρακτηριστικό του κάθε pulsar. Το σχήμα αυτό, το λεγόμενο προφίλ (profile),

αποτελείται από έναν ή περισσότερους υποπαλμούς. Η κατανομή και το σχήμα των

υποπαλμών σχετίζεται με την γωνία υπό την οποία παρατηρούμε το αντικείμενο, και

φυσικά με τις περιοχές εκπομπής πάνω στoν ίδιο τον pulsar.

Έτσι λοιπόν, αν υπερθέσουμε μια σειρά μερικών εκατοντάδων παλμών θα

πάρουμε το ολοκληρωμένο προφίλ του pulsar. Όπως φαίνεται στο Σχήμα 2 τα

ολοκληρωμένα προφίλ παρουσιάζουν μεγάλη ποικιλία στη μορφή τους. Τα περισσότερα

αποτελούνται από μια απλή συνιστώσα. Συνηθισμένα όμως είναι και τα προφίλ με

πολλαπλές συνιστώσες, και κυρίως αυτά με δύο κύριες κορυφές.

Σχήμα 2

9

Τα προφίλ μεταβάλλονται ελαφρώς με τη συχνότητα παρατήρησης, αλλά ο

βασικός χαρακτήρας τους παραμένει ο ίδιος σε κάθε συχνότητα. Ορισμένες φορές σε

πολύ υψηλές ή πολύ χαμηλές συχνότητες κάποια συνιστώσα μπορεί να χαθεί ή να

εμφανιστεί κάποια άλλη που πριν δεν ήταν ανιχνεύσιμη. Πολλά από τα παρατηρούμε

προφίλ εμφανίζονται ισχυρά πολωμένα. Οι δε ενέργειες τους ποικίλουν, με τους

ισχυρότερους pulsars να παρουσιάζουν μέση πυκνότητα ενέργειας περίπου 0.1Jy σε

συχνότητες γύρω στα 400ΜHz. Επειδή τα ολοκληρωμένα προφίλ παραμένουν γενικά

σταθερά όσον αφορά το σχήμα και την πόλωση τους, αποτελούν βασικό στοιχείο για την

κατανόηση της εκπομπής των pulsars. Δε συμβαίνει όμως το ίδιο με τους μεμονωμένους

παλμούς οι οποίοι διαφέρουν στο σχήμα, την ένταση και την πόλωση από τη μία περίοδο

στην επόμενη (Σχήμα 3). Για τον λόγο αυτό η σταθερότητα ενός ολοκληρωμένου παλμού

εξαρτάται από τον αριθμό των μεμονωμένων παλμών που έχουμε αθροίσει.

Σχήμα 3 : Ο ολοκληρωμένος παλμός ως επαλληλία

των μεμονωμένων παλμών

10

Αλληλεπίδραση του μεσοαστρικού χώρου με την ακτινοβολία

Η ακτινοβολία των pulsars διανύει μεγάλη απόσταση μέχρι να φτάσει σε εμάς. Ο

μεσοαστρικός χώρος, όμως, περιέχει διάφορες μορφές ύλης όπως : μεσοαστρική σκόνη,

νέφη υδρογόνου και νέφη οργανικών μακρομορίων. Η ακτινοβολία των pulsars

αλληλεπιδρά με τον μεσοαστρικό χώρο με αποτέλεσμα να έχουμε εξασθένιση του

παλμού. Παρακάτω αναπτύσσονται συνοπτικά τα κυριότερα φαινόμενα αυτής της

αλληλεπίδρασης.

Μέτρο διασποράς. ( Dispersion Measure )

Θεωρούμε το μεσοαστρικού χώρο ως ομογενές και ισότροπο πλάσμα εντός του

οποίου διαδίδονται ηλεκτρομαγνητικά κύματα.

Αν κύματα διαφορετικών μηκών κύματος ξεκινήσουν από μια πηγή την ίδια χρονική

στιγμή, δεν θα φτάσουν στον παρατηρητή ταυτόχρονα. Λόγω της αλληλεπίδρασης των

ελεύθερων ηλεκτρονίων του μεσοαστρικού χώρου με την ακτινοβολία, τα κύματα μικρού

μήκους κύματος παρουσιάζουν μεγαλύτερη ταχύτητα διάδοσης και φτάνουν στον

παρατηρητή νωρίτερα από ότι τα κύματα μεγάλου μήκους κύματος. Το φαινόμενο αυτό

καλείται διασπορά της ακτινοβολίας και μέτρο της είναι το μέτρο διασποράς, DM.

Συνεπώς, αν ένας παλμός ενός pulsars αποτελείται από ακτινοβολίες διαφόρων

συχνοτήτων εξαιτίας της διασποράς που θα υφίσταται η ακτινοβολία του θα γίνεται

αντιληπτός πρώτα στις υψηλές συχνότητες και κατόπιν στις χαμηλές.

Στροφή Faraday . ( Faraday Rotation )

Εντός του μεσοαστρικού χώρου υπάρχουν μη σφαιρικοί κόκκοι σκόνης

παραμαγνητικού υλικού που περιστρέφονται τυχαία εξαιτίας των κρούσεων με τα άτομα

του υπάρχοντος αερίου στο χώρο. Υπολογίστηκε από του Davis και Greenstain ότι οι

κόκκοι τείνουν να προσανατολίσουν τους μεγάλους τους ημιάξονες κάθετα στο

μεσοαστρικό μαγνητικό πεδίο. Ως αποτέλεσμα, η αστρική ακτινοβολία με διάνυσμα

πόλωσης κάθετο στο μεσοαστρικό μαγνητικό πεδίο Β υφίσταται μεγαλύτερη απόσβεση

11

από ότι η ακτινοβολία με διάνυσμα πόλωσης παράλληλο στο μαγνητικό πεδίο. Έτσι ένας

παρατηρητής της ακτινοβολίας θα βλέπει περισσότερο φως με πόλωση παράλληλα στο

μαγνητικό πεδίο παρά με κάθετη σε αυτό. Το φαινόμενο αυτό ονομάζεται πόλωση της

αστρικής ακτινοβολίας. Το μέτρο της επίδρασης του φαινομένου αυτού στην αρχικώς

εκπεμπόμενη ακτινοβολία, καθορίζεται από το μέτρο στροφής RM. Λόγω του ότι το

μέτρο στροφής και ότι το μέτρο διασποράς οφείλονται σε έναν κοινό παράγονται που

είναι η πυκνότητα των φορτίων του μέσου διάδοσης, αυτά συσχετίζονται με την

αναλογία (RM)/(DM)~<|B|>, όπου Β είναι η ένταση του μαγνητικού πεδίου στο χώρο

του μέσου.

Μεσοαστρικός σπινθηρισμός

Το μεσοαστρικό πλάσμα δεν είναι τελείως ομογενές, αλλά παρουσιάζει ορισμένες

ανομοιογένειες. Οι ανομοιογένειες αυτές προκαλούν σκέδαση της ακτινοβολίας ενός

pulsar, με αποτέλεσμα ο παρατηρητής να συλλαμβάνει ταυτόχρονα μια δέσμη ακτίνων,

οι οποίες λόγω σκέδασης ακολουθούν διάφορες οπτικές διαδρομές. Αυτό είναι το

φαινόμενο του μεσοαστρικού σπινθηρισμού.

Αξίζει να σημειώσουμε ότι μπορεί τα φαινόμενα αυτά να αλλοιώνουν την εικόνα

του παλμού, αλλά η μελέτη τους οδηγεί σε σημαντικά συμπεράσματα για τη απόσταση

του αστέρα (μέτρο διασποράς) και για τη μελέτη του μεσοαστρικού μαγνητικού πεδίου

(μέτρο στροφής).

ΕΙΔΗ PULSARS

1) RADIO PULSARSΕίναι η πιο διαδεδομένη μορφή pulsars και τα χαρακτηριστικά της τα περιγράψαμε πιο

πάνω.

12

Εικόνα 5

2) MAGNETARS

Τον Νοέμβριο του 1996 ένας δορυφόρος της NASA, κατέγραψε ένα σπάνιο τύπο

pulsar, σε απόσταση περίπου 40.000 έτη φωτός μακριά από τη γη. Το άστρο αυτό

ονομάστηκε  SGR 1806-20, και είναι ένα περιστρεφόμενο άστρο νετρονίων, το οποίο

περιοδικά εκπέμπει τεράστιες εκλάμψεις ακτίνων γ. Τώρα μια ομάδα αστροφυσικών έχει

βρει ενδείξεις ότι πρόκειται για ένα magnetar, το πιο ισχυρό μαγνητικό αντικείμενο του

Σύμπαντος. 

13

Οι αστέρες νετρονίων γνωρίζουμε ότι έχουν μαγνητικά πεδία της τάξης των 100

εκατομμυρίων Tesla. Η τιμή αυτή είναι 6 τάξεις μεγέθους μεγαλύτερη από το μαγνητικό

πεδίο ενός συνηθισμένου αστεριού, η του πιο ισχυρού εργαστηριακού μαγνητικού

πεδίου. Υπάρχουν όμως και κάποιες θεωρητικές προβλέψεις για τα μαγνητικά πεδία

κάποιων pulsars, τα οποία σε ορισμένες φάσεις τους μπορούν να έχουν μαγνητικά πεδία

έως και 100 δισεκατομμύρια Tesla. Αστέρια με τέτοια τερατώδη μαγνητικά πεδία

ονομάστηκαν magnetars, και οι αστρονόμοι άρχισαν να τα αναζητούν .Οι πρώτοι

υποψήφιοι ως magnetar ήταν η σπάνια και ιδιόμορφη οικογένεια των γαλαξιακών πηγών

ακτινών γ και Χ, οι οποίες ονομάστηκαν επαναληπτικές πηγές μαλακών ακτινών γ

(SGR). Αυτά τα αργόστροφα pulsar, εκπέμπουν ήσυχα στην περιοχή των ακτινών Χ για

αρκετά χρόνια, και τότε ξαφνικά γίνονται βίαια ενεργά για μια περίοδο μερικών

εβδομάδων ή μηνών. Στη φάση αυτή εκπέμπουν εκατοντάδες βραχύβιων εκλάμψεων

(~0.1 s), μαλακών ακτινών γ, κάθε φορά με φωτεινότητα δισεκατομμυρίων φορών αυτής

του ήλιου.  Οι εκλάμψεις αυτές πιθανόν να υποδεικνύουν ότι τα SGR περιέχουν κάποιο

magnetar. Η θεωρία προβλέπει ότι καθώς το κολοσσιαίο μαγνητικό πεδίο των magnetar

κινείται μέσα από το στερεό φλοιό του αστεριού, θα μπορούσε να στρεβλώσει και

μερικές φορές να σπάσει τον φλοιό και να παράγει αυτό που ονομάζεται σεισμός στο

αστέρι. 

Κατά τη διάρκεια του σεισμού, βίαια σεισμικά κύματα αλλοιώνουν τον φλοιό του

αστεριού, μετατοπίζοντας τα ίχνη των δυναμικών γραμμών του πεδίου επί του φλοιού. Οι

δυναμικές γραμμές δρουν σαν τεντωμένα νήματα, γεννώντας ελαστικά κύματα που

λέγονται κύματα Alfven, τα οποία με τη σειρά τους επιταχύνουν νέφη σωματιδίων πάνω

από την επιφάνεια του αστέρα. Αυτή η επιτάχυνση είναι που παράγει τελικά τις

εκλάμψεις των ακτινών γ. Αν αυτή η ερμηνεία είναι σωστή τότε η δραστηριότητα των

SGR είναι περίπου όμοια με τις ηλιακές εκλάμψεις αλλά με πολύ μεγαλύτερη

απελευθέρωση ενέργειας. Και στις δύο περιπτώσεις είναι η μετακίνηση των ιχνών του

μαγνητικού πεδίου επί της επιφανείας (οφειλόμενη σε ισχυρά ρεύματα διάδοσης στον

ήλιο και σε σεισμική δραστηριότητα στον αστέρα νετρονίων), που προκαλούν την

γένεση των κυμάτων Alfven. 

14

Τα Magnetars, όπως και οι συνήθεις ραδιοαστέρες  pulsars, αναμένεται να χάνουν

στροφορμή. Δεδομένου όμως ότι η ένταση του πεδίου ενός magnetar, είναι 1000 φορές

μεγαλύτερη, ο ρυθμός ελάττωσης της στροφορμής είναι τώρα ουσιαστικός, περίπου 1

χιλιοστό του δευτερολέπτου ανά έτος. Στο τέλος της δεκαετίας του 1990 μια ομάδα υπό

την καθοδήγηση της Χρύσσας Κουβελιώτου του Κέντρου Πτήσεων Marshall της NASA,

και του Kevin Hurley του πανεπιστημίου της California στο Berkeley, πέτυχαν να

μετρήσουν ένα ρυθμό ελάττωσης στροφορμής σ' αυτή την περιοχή τιμών για δύο SGR.

Αυτό ενίσχυσε την άποψη για την δημιουργία των magnetar στα SGR. 

Παρά τις ισχυρές έμμεσες ενδείξεις όμως, η οριστική απόδειξη της ύπαρξης των

magnetar έλειπε. Οι αστρονόμοι έπρεπε  να μετρήσουν απευθείας το μαγνητικό πεδίο, με

την ανίχνευση της φασματικής γραμμής από μετάπτωση στις στάθμες Landau, για να

σιγουρευτούν. Για ένα πεδίο όμως της τάξης των 100.000.000.000 Tesla, η ενέργεια που

αντιστοιχεί στις μεταπτώσεις αυτές είναι αρκετές δεκάδες MeV. Η περιοχή αυτή δεν

είναι μέσα στις παρούσες πειραματικές φασματοσκοπικές δυνατότητές μας στα

διαστημικά προγράμματα. Η ακτινοβολία όμως που οφείλεται στις μεταπτώσεις μεταξύ

ενεργειακών σταθμών πρωτονίων, αναμένεται να είναι της τάξης μερικών KeV και θα

μπορούσε να ανιχνευτεί από τα εν ενεργεία παρατηρητήρια ακτινών Χ. Μέχρι σήμερα

όμως το ψάξιμο μεταξύ των υποψηφίων magnetar δεν έχει οδηγήσει στην ανίχνευση της

φασματικής γραμμής από μετάπτωση μεταξύ ενεργειακών γραμμών πρωτονίων,

τουλάχιστον στη φάση της ηρεμίας των υποψηφίων αυτών. 

Τα νέα αποτελέσματα που αναφέρθηκαν στην αρχή, βασίζονται σε δεδομένα

κατά την διάρκεια έντονων εκλάμψεων του SGR 1806-20. Το 2002 διάφορες ομάδες

βρήκαν την ύπαρξη φασματικών γραμμών με ενέργεια περί τα 5KeV που δικαιολογείται

από ακτινοβολία πρωτονίου όταν αυτό παγιδευτεί σε  μαγνητικό πεδίο της τάξης των 100

δισεκατομμυρίων Tesla. Μια συντηρητική εκτίμηση του αριθμού των magnetar τα

αναβιβάζει περίπου σε 1 εκατομμύριο στο γαλαξία μας, αλλά θα μπορούσαν κάλλιστα να

είναι μεταξύ 30 και 100 εκατομμυρίων. 

15

3) ΔΥΑΔΙΚΟΙ PULSARS(BINARY)

O δυαδικός pulsar είναι ένα σύστημα που περιλαμβάνει έναν pulsar και ένα

άστρο συνοδό το οποίο συνήθως είναι ένας λευκός νάνος ή ένα αστέρι νετρονίων ή

τουλάχιστον σε μια γνωστή περίπτωση (ο δυαδικός pulsar PSR J0737-3039) ένας άλλος

pulsar.Τα δυο αυτά ουράνια σώματα περιφέρονται το ένα γύρω από το άλλο και

περιστρέφονται γύρω από τον εαυτό τους εκπέμποντας ακτινοβολία η οποία μπορεί

επίσης να οφείλεται στην απορρόφηση της μάζας του συνόδου αστεριού από τον pulsar.

Το pulsar σε ένα δυαδικό pulsar είναι αρκετά διαφορετικό από το κοινό

απομονωμένο pulsar. Οι περιστροφές του πρώτου έχουν περίοδο αρκετών

χιλιοστών του δευτερολέπτου, ενώ ο τελευταίος γυρίζει κανονικά με μια περίοδο

σχεδόν 1 δευτερόλεπτο. Παρά την εντυπωσιακά μικρότερη περίοδο περιστροφής

του, ένα δυαδικό pulsar χάνει την ενέργεια περιστροφής του με πολύ βραδύτερο

ρυθμό από ό, τι ένα κοινό pulsar . Η διαφορά αυτή δείχνει ότι το μαγνητικό πεδίο

του pulsar σε ένα δυαδικό σύστημα είναι πολύ μικρότερη από αυτή των

απομονωμένων pulsar. Ένα κοινό pulsar χάνει την περιστροφική ενέργεια του μέσα

σε ένα χρονοδιάγραμμα των 10 εκατομμυρίων ετών, που συνεπάγεται ένα

μαγνητικό πεδίο της τάξης των 1012 Gauss, αλλά ένα pulsar στο δυαδικό σύστημα

χάνει ενέργεια σε μια χρονική κλίμακα 1 δισεκατομμυρίου ετών, 100 φορές

μεγαλύτερη από ένα κοινό pulsar, πράγμα το οποίο συνιστά ένα μαγνητικό πεδίο

περίπου 109 Gauss.

Η χαμηλή ένταση του μαγνητικού πεδίου υποδηλώνει ότι οι pulsars στο

δυαδικό σύστημα είναι πολύ μεγαλύτεροι σε ηλικία από τους απομονωμένους

pulsars. Ο λόγος είναι ότι οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι τα αστέρια νετρονίων

γεννιούνται με υψηλά μαγνητικά πεδία που βαθμιαία εξασθενούν , έτσι οι pulsars με

σχετικά ασθενή μαγνητικά πεδία πρέπει να είναι αρχαιότεροι από τους pulsars με

ισχυρά μαγνητικά πεδία. Στην περίπτωση που ο συνοδός είναι ένας λευκός νάνος

τότε μπορούμε να υπολογίσουμε την ηλικία του διπλού συστήματος μέσω του

νάνου ,μιας και αυτά τα ανενεργά αστέρια είναι φυσικά χρονόμετρα .Οι ηλικίες των

νάνων σε διπλά συστήματα που έχουν μετρηθεί είναι της τάξης του 1

16

δισεκατομμυρίου ετών. Συνήθως οι pulsars που συναντούνται στα δυαδικά

συστήματα ανήκουν σε μια κατηγορία pulsars που λέγονται υπερταχείς pulsars. Οι

δυαδικοί pulsars έχουν πολύ βασικές χρήσεις, μπορούν να μας δώσουν αρχαία

αστέρια νετρονίων για μελέτη επίσης παρέχουν μια φυσική πειραματική συσκευή

για τον έλεγχο της γενικής θεωρίας της σχετικότητας και τον εντοπισμό βαρυτικών

κυμάτων.

4) ΥΠΕΡΤΑΧΕΙΣ PULSARS(MILLISECOND)

Μια σειρά από εκπλήξεις επιφύλασσαν στους αστρονόμους οι λεγόμενοι

υπερταχείς pulsars ο πρώτος από τους οποίους εντοπίστηκε το 1982 με τη βοήθεια του

γιγάντιου ραδιοτηλεσκοπίου του Αrecibο στο Πουέρτο Ρίκο και φέρει την ονομασία ΡSR

1937+21. Ο pulsar αυτός εκτελεί μία πλήρη περιστροφή γύρω από τον άξονά του μόλις

σε 1,557 χιλιοστά του δευτερολέπτου (millisecond), ενώ το πλέον εντυπωσιακό γεγονός

είναι η μη επιβράδυνση της κίνησής του με την πάροδο του χρόνου, όπως συμβαίνει

στους συνηθισμένους pulsars. Μετά την πρώτη αυτή εντυπωσιακή ανακάλυψη

εντάθηκαν οι προσπάθειες των ραδιοαστρονόμων για την ανεύρεση και άλλων

υπερταχέων pulsar και τα αποτελέσματα υπήρξαν ανάλογα. Ιδιαίτερα πολυάριθμοι

εμφανίζονται οι υπερταχείς pulsar στα σφαιρωτά αστρικά σμήνη του γαλαξία μας.

Χαρακτηριστική είναι η περίπτωση του σφαιρωτού σμήνους στον αστερισμό της

Τουκάνα, στο οποίο αυστραλοί ραδιοαστρονόμοι εντόπισαν κατά τη διάρκεια του 1991-

92 έντεκα νέους υπερταχείς pulsars των οποίων οι παλμικές τους περίοδοι (και φυσικά

και οι περίοδοι περιστροφής τους) κυμαίνονται από 1,78 έως 5,36 χιλιοστά του

δευτερολέπτου.

Για να ερμηνεύσουν τον τρόπο σχηματισμού των υπερταχέων pulsars οι

θεωρητικοί αστροφυσικοί πρότειναν στις αρχές της δεκαετίας του 1990 δύο πιθανά

σενάρια, στα οποία ένας αστέρας νετρονίων αποτελεί μέλος ενός διπλού συστήματος.

Στο σενάριο της "ανακύκλωσης", ο αστέρας νετρονίων σχηματίζεται μετά την έκρηξη

ενός supernova και παίρνει τη μορφή ενός συνηθισμένου pulsar που με την πάροδο του

17

χρόνου η ακτινοβολία του εξασθενεί, καθώς τόσο το μαγνητικό του πεδίο όσο και η

στροφορμή του μειώνονται· έχοντας όμως τη δυνατότητα χάρη στο ισχυρότατο βαρυτικό

του πεδίο να αποσπά συνεχώς μάζα από το συνοδό του όταν ο τελευταίος φθάσει στο

στάδιο του ερυθρού γίγαντα, αυξάνει από μια στιγμή και μετά τη μάζα και την ταχύτητα

περιστροφής του και κάποτε "αναζωογονείται" με τη μορφή ενός υπερταχέως pulsar.

Σύμφωνα με το σενάριο της κατάρρευσης ο αστέρας νετρονίων δεν σχηματίζεται από την

έκρηξη ενός μαζικού αστέρα, αλλά από τη βαρυτική κατάρρευση ενός λευκού νάνου του

οποίου η μάζα έχει ξεπεράσει το κρίσιμο όριο με δέσμευση ύλης που προέρχεται από το

συνοδό αστέρα. Επειδή η στροφορμή διατηρείται σταθερή και μετά την κατάρρευση, ο

αστέρας νετρονίων που προκύπτει αποκτά υψηλή ταχύτητα περιστροφής για να καταστεί

ένας υπερταχύς pulsar. Τα δύο αυτά σενάρια ερμηνεύουν ικανοποιητικά την παρουσία

όχι μόνο των υπερταχέων pulsars που οι υπολογισμοί και οι παρατηρήσεις τους φέρουν

ως μέλη διπλών συστημάτων, αλλά και εκείνων που έχουν ταυτιστεί με απομονωμένους

αστέρες, δεδομένου ότι η συνεχής εκροή ύλης από τον συνοδό αστέρα μπορεί σε μερικές

περιπτώσεις να οδηγήσει στην οριστική του εξαφάνιση. Στην περίπτωση αυτή δηλ. ο

pulsar καταστρέφει το συνοδό του χάρη στον οποίο ξαναγεννήθηκε ή

πρωτοδημιουργήθηκε.

Εντοπισμός των pulsars

Οι pulsars εντοπίζονται συνήθως από τις εκπομπές ενέργειάς που παράγουν οι

οποίες αυξάνουν τη φωτεινότητά τους. Και πάλι όμως οι εκπομπές δεν είναι πάντα

παρατηρήσιμες λόγω της μεγάλης απόστασης μεταξύ των άστρων. Πολλοί παράγοντες

μπορεί να απορροφήσουν ενέργεια σ’ αυτό το χώρο. Οι μόνες εκπομπές που δεν

επηρεάζονται είναι οι ακτίνες Χ και Γ. Οι pulsars βρίσκονται συνήθως στο κέντρο της

supernova απ’ την οποία προήλθαν. Όμως αν περάσουν 105 χρόνια η supernova κινείται

με πρακτικά μηδενική ταχύτητα ενώ αντίθετα όπως είδαμε οι pulsars επιταχύνονται και

κινούνται πολύ γρήγορα. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα να είναι δύσκολο να αποφανθούμε

από ποια supernova προήλθε ο pulsar. Για παράδειγμα το Vela pulsar πιστεύεται ότι

προήλθε από την supernova Vela, εξού και το όνομά του, όμως οι αστροφυσικοί δεν

είναι σίγουροι λόγω αυτής της «μετατόπισης».Αντίθετα το Crab pulsar προέρχεται από

18

μια πρόσφατη supernova εφ’ όσον βρίσκεται ακόμα στο κέντρο του νεφελώματος «

Crab nebula ».

Ένας τρόπος εντοπισμού των pulsars είναι μέσω της φασματικής ανάλυσης του φωτός

σε περιοχές όπου πιστεύεται ότι είναι πιθανή η ύπαρξη ενός pulsar (π.χ: μέσα σε

πλανητικά νεφελώματα-απομεινάρια από supernova). Ένας άλλος τρόπος είναι η

ανίχνευση κοσμικής ακτινοβολίας υψηλής ενέργειας .Τον Ιούνιο του 2008, η NASA

έστειλε στο διάστημα το διαστημικό τηλεσκόπιο ακτινών-Χ Fermi, ένα τηλεσκόπιο για

να χαρτογραφήσουν τις πηγές κοσμικής ακτινοβολίας υψηλής ενέργειας. Τον

Ιανουάριο του 2010, η ομάδα του Fermi ανακοίνωσε ότι βρέθηκαν 17 νέοι pulsar

(τύπου millisecond) σε μόλις τρεις μήνες.

Συμπεράσματα-χρησιμότητα των pulsars

Η μελέτη των pulsars υπήρξε ιδιαίτερα γόνιμη για την αστροφυσική και την

αστρονομία, καθώς επιβεβαίωσε πολλές προγενέστερες υποθέσεις σχετικά με τις

διάφορες δυνατές πορείες της αστρικής εξέλιξης. Παράλληλα η περιοδική ακτινοβολία

που εκπέμπουν αποτελεί χρήσιμο εργαλείο για τη μελέτη της μεσοαστρικής ύλης,

επειδή η ποσότητα και η πυκνότητα της τελευταίας επηρεάζει την ταχύτητα διάδοσης

των παλμών και μπορεί να μετρηθεί από τις χαρακτηριστικές αναλαμπές που

παρουσιάζουν οι παλμοί όταν φθάνουν στη Γη.

Επίσης οι επιστήμονες χρησιμοποιούν τους παλμούς που εκπέμπουν οι pulsars

για να μετρήσουν αστρικές μάζες ξεκινώντας από τους πλάνητες του ηλιακού μας

συστήματος. Οι παλμοί των millisecond pulsars είναι τόσο γρήγοροι και τόσο

τακτικοί, που κάνουν για κοσμικά ρολόγια τα οποία ανταγωνίζονται την ακρίβεια

οποιουδήποτε τεχνητού ατομικού ρολογιού .Οι περίοδοι των παλμών αυτών των

pulsars μπορούν να χρησιμοποιηθούν έτσι ώστε να μας δώσουν τη σχετική θέση

ουράνιων σωμάτων σε σχέση με τους pulsars αυτούς ,αυτή η μέθοδος χρησιμοποιήθηκε

και στην πλακά του pioneer και το χρυσό δίσκο του voyager στις οποίες μπορεί να

κάποιος να καταλάβει τη σχετική θέση του δικού μας Ήλιου στον γαλαξία αν

μελετήσει την περίοδο 14 διαφορετικών pulsar,όταν και αν βρει τις πλάκες αυτές.

19

Μια πολύ διαφορετική προσέγγιση των ραδιοφωνικών παλμών που εκπέμπουν οι

pulsars έρχεται από έναν διάσημο ντράμερ τον Mickey Hart ο οποίος μετατρέπει αυτούς

τους ραδιοφωνικούς παλμούς σε ηχητικά κύματα τα οποία αποτελούν την βάση πάνω

στην οποία συνθέτει μουσική!!( global drum project)

Τίποτα όμως δεν μπορεί να συγκριθεί με την χρησιμότητα που έχουν για την

επιστημονική κοινότητα και κατ' επέκταση για την ανθρωπότητα οι δυαδικοί

pulsars.Μπορούμε να υπολογίσουμε με ακρίβεια τις μάζες των αστέρων νετρονίων για

πρώτη φορά επίσης μπορούμε να βγάλουμε συμπεράσματα για την δομή της

μαγνητόσφαιρας των pulsars ως εξής : η τροχιά των μελών του διπλού συστήματος έχει

τέτοιον προσανατολισμό ώστε τη βλέπουμε από το πλάι. Για τον λόγο αυτό σε κάθε

περιφορά το ένα αστέρι περνάει πίσω από το άλλο, έτσι ώστε η ακτινοβολία του καθενός

διασχίζει τη μαγνητόσφαιρα του άλλου προτού φθάσει σ' εμάς. Με τον τρόπο αυτό τα

ραδιοκύματα που λαμβάνουν τα ραδιοτηλεσκόπια στη Γη μεταφέρουν πληροφορίες για

τη δομή και τις ιδιότητες αυτής της περιοχής που ως σήμερα ήταν προσιτές μόνο με

θεωρητικούς υπολογισμούς. Αυτό όμως που έχει συνεπάρει τους επιστήμονες είναι ότι

οι δυαδικοί pulsars μπορούν να χρησιμοποιηθούν ώστε να κατασκοπεύουν τα κύματα

βαρύτητας. Σύμφωνα με τη γενική θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν, η μάζα

στρεβλώνει τον χώρο και το χρόνο γύρω της, δημιουργώντας έτσι την δύναμη που

γνωρίζουμε ως βαρύτητα. Ούτε ακόμη και τα άμαζα φωτόνια δεν γλυτώνουν  από την

αγκαλιά της. Έχουν επιβεβαιωθεί και οι πιο ακραίες προβλέψεις της Γενικής

Σχετικότητας, περιλαμβανομένης και της ύπαρξης των μελανών οπών, καθώς και η

καμπύλωση του φωτός από τα μακρινά άστρα όταν αυτό περνάει κοντά από ένα τεράστιο

αντικείμενο, όπως ένα σμήνος γαλαξιών. Όμως μία πρόβλεψη παραμένει στο σκοτάδι.

Αν δύο τεράστια αντικείμενα, όπως δύο μαύρες τρύπες, είναι σε τροχιά το ένα γύρω από

το άλλο, η σχετικότητα μας λέει ότι οι επιταχύνσεις τους θα προκαλέσουν παροδικές

στρεβλώσεις στο χωροχρόνο που εξαπλώνονται σαν κύματα έξω στο σύμπαν – τα

κύματα της βαρύτητας.

20

Μέχρι στιγμής, έχουμε μόνο έμμεσες αποδείξεις ότι υπάρχουν τέτοια κύματα.

Έρχονται και ταιριάζουν αρκετά με τη θεωρία από τα pulsar. Το 1974, οι αστρονόμοι

Russell Hulse και Joseph Taylor ανακάλυψαν ότι ένα pulsar περιστρέφεται πολύ κοντά

γύρω από ένα συνοδό του άστρο, συμπληρώνοντας μία τροχιά κάθε 8 ώρες. Είδαν λοιπόν

την απόσταση μεταξύ των δύο σωμάτων να μειώνεται σταθερά, καθώς αυτά πλησιάζουν

το ένα προς το άλλο με σπειροειδή τροχιά – ακριβώς ό,τι είχε προβλέψει ο Αϊνστάιν ότι

θα συμβεί αν έχαναν ενέργεια αν εκπέμπουν κύματα βαρύτητας. Κι εδώ έρχονται στην

επιφάνεια τα millisecond pulsars. Τα pulsar βρίσκονται πολλά έτη φωτός από τη Γη,

αφήνοντας έτσι αρκετό χρόνο και χώρο για να ‘τεντωθούν’ και να ‘μαζευτούν’ με την

ησυχία τους τα κύματα βαρύτητας, μεταβάλλοντας έτσι το χρόνο που χρειάζονται οι

παλμοί τους να κτυπήσουν τη Γη. Θεωρητικά, όλα όσα χρειάζεστε για να δείτε το

φαινόμενο είναι ένα απλό, λαμπρό millisecond pulsar, που μπορείτε να το

χρονομετρήσετε με επαρκή ακρίβεια για μερικά χρόνια.

Στην πράξη, όμως, αυτό το φαινόμενο δεν είναι αρκετά μεγάλο για να το δούμε

ακόμα και με το πιο λαμπρά και πιο καλοχρονομετρημένα pulsars. Αλλά υπάρχει τρόπος.

Καθώς τα κύματα της βαρύτητας κυματίζουν από την πηγή τους, αυτά εκτείνονται στον

χωροχρόνο προς μία κατεύθυνση και συμπιέζονται προς την κάθετο κατεύθυνση. Οι

παλμοί του pulsar που φθάνουν στη Γη και που διέρχονται από περιοχές ‘τεντωμένες’

φτάνουν σε ασυνήθιστα μεγάλη απόσταση μεταξύ τους, ενώ εκείνοι που διέρχονται από

συμπιεσμένες περιοχές φτάνουν πιο κοντά μεταξύ τους. Αν έχουμε χαρτογραφήσει αυτού

του είδους τα pulsars στον ουρανό και έχουμε χρονομετρήσει τους παλμούς τους για

αρκετό χρόνο, ώστε να βρούμε το μέσο χρόνο που χρειάζονται για να φθάσουν στη Γη,

οποιαδήποτε μεταβολή σε αυτόν τον χρόνο  θα δείχνει ενδιάμεσες παρεμβολές από τα

κύματα της βαρύτητας (Εικόνα 6)

Μέσα από αυτή τη διαδικασία θα μπορέσουμε να ανιχνεύσουμε επιτέλους την

τελευταία από τις προβλέψεις της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας που δεν έχει ως

σήμερα επαληθευθεί πειραματικά και έχει να κάνει με τα βαρυτικά κύματα.

21

22

Εικόνα 6

ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ

Διπλωματική εργασία της Ραδιώτη Αικατερίνης:Μετατροπή Δεδομένων από

pulsars σε γλώσσα XML

Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης ,Τμήμα Φυσικής, Τομέας

Αστροφυσικής, Αστρονομίας και Μηχανικής

Επιβλέπων Καθηγητής: Ι.Χ. Σειραδάκης.. Θεσσαλονίκη. Ιούνιος 2002

Πτυχιακή Εργασία του Κοσμά Χ. Λαζαρίδη

ΠΟΣΟΤΙΚΗ ΑΝΑΛΥΣΗ ΤΟΥ ΦΑΙΝΟΜΕΝΟΥ ΤΗΣ ΣΙΓΑΣΗΣΤΩΝ

ΑΣΤΕΡΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ (PULSARS)

Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης ,Τμήμα Φυσικής, Τομέας

Αστροφυσικής, Αστρονομίας και Μηχανικής

Επιβλέπων Καθηγητής Ιωάννης Χ. Σειραδάκης .Θεσσαλονίκη

Φεβρουάριος 2006

ΑΝΑΖΉΤΗΣΗ ΣΤΟ ΔΙΑΔΊΚΤΥΟ:

1)http://el.wikipedia.org/wiki/%CE%A7%CF%81%CF%85%CF%83%CE%AE_%CE

%A0%CE%BB%CE%AC%CE%BA%CE%B1_%CF%84%CE%BF%CF%85_%CE

%A0%CE%AC%CE%B9%CE%BF%CE%BD%CE%B7%CF%81

23

2)http://webcache.googleusercontent.com/search?

q=cache:9A5C1dleWgYJ:www.astronomy.gr/main.cfm%3Fmodule%3Deducational

%26section%3Denc_as%26en_id%3D358%26do%3Ddetail+%CE%B4%CE%B9%CF

%80%CE%BB%CE%BF%CE%B9+%CF%80%CE%B1%CE%BB%CF%83%CE

%B1%CF%81&cd=3&hl=el&ct=clnk&gl=gr

3)http://www.physics4u.gr/news/2004/scnews1251.html

4)http://www.astrophysicsspectator.com/topics/degeneracy/BinaryPulsar.html

5)http://en.wikipedia.org/wiki/Binary_pulsar

6)http://en.wikipedia.org/wiki/Pulsar

7)http://news.sciencemag.org/sciencenow/2010/08/pulsar-signals-could-reveal-sola.html

8) http://www.physics4u.gr/blog/?p=1911

9) http://www.youtube.com/watch?v=dBc2dkJpcLg&feature=related

http://www.youtube.com/watch?v=1oG-WSlkQTU&feature=related

http://www.youtube.com/watch?v=pDs4wx_LuWQ&feature=related

http://www.youtube.com/watch?v=fNdoisYFw3o&feature=related

http://www.youtube.com/watch?v=O7isBnH7AnA&feature=related

10)http://www.myscience.cc/wire/

new_project_will_use_pulsars_to_detect_gravitational_waves-2010-cornell

11)http://www.youtube.com/watch?v=jBX6WOK72Kg

12) http://www.youtube.com/watch?v=VMnLVkV_ovc

24