Co powoduje, że gwiazda staje się pulsarem?

Jakie procesy zachodzi, aby gwiazda stała się pulsarem? Czy potrzeba bardzo określonej gwiazdy o pewnym zestawie cech, takich jak „Właściwa masa, średnica i skład”, czy może to dziwny wypadek, w którym niektóre gwiazdy przeżywają swoje pozostałe życie jako pulsar?

Jest to na ogół podyktowane masywnością gwiazdy. Pamiętaj, czym jest pulsar, to bardzo szybko wirująca, silnie namagnesowana gwiazda neutronowa.

Gwiazdy neutronowe to kategoria obiektów o masach od 1,4 do 3,2 mas Słońca. Jest to końcowy etap gwiazd, które nie są wystarczająco masywne, aby tworzyć czarne dziury (są one utrzymywane przez ciśnienie degeneracji neutronów), ale są wystarczająco masywne, aby pokonać ciśnienie degeneracji elektronów (co uniemożliwia białym krasnoludom dalsze zapadanie się grawitacji).

Uważa się, że punktem końcowym w życiu masywnych gwiazd o masie około 10–25 mas Słońca jest supernowa z zapadnięciem się jądra, która wytwarza skondensowaną pozostałość zwaną gwiazdą neutronową.

Dolny limit masy dla progenitorów gwiazd neutronowych jest dość dobrze znany ze względu na ścieżki ewolucyjne prowadzone przez gwiazdy o różnych masach. Poniżej 10 mas Słońca prawdopodobne jest, że jądro gwiazdy osiągnie stan zdegenerowany elektronowo, zanim będzie w stanie stopić pierwiastki takie jak magnez i krzem, tworząc żelazo. Zdegenerowany elektronowo rdzeń może podtrzymywać gwiazdę, a pozostałość ostygnie na zawsze jako biały karzeł.

Powyżej 10 mas Słońca fuzja jądrowa będzie przebiegać aż do pierwiastków ze szczytem żelaza, poza którymi reakcje fuzji byłyby endotermiczne. Degeneracja elektronowa jest niewystarczająca do podtrzymania jądra gwiazdy i zapada się. Jeśli rdzeń nie będzie zbyt masywny lub dopóki nie zapadnie zbyt dużo materiału na zapadnięty rdzeń, możliwe jest, że kombinacja ciśnienia degeneracji neutronów i odpychająca natura silnych sił jądrowych bliskiego zasięgu może utrzymać resztkę, ponieważ gwiazda neutronowa. Górna granica masy progenitorowej jest niepewna. Chociaż masa progenitorowa jest bardzo ważna, uważa się, że stan obrotowy i pole magnetyczne prekursora również determinują wynik.

Gwiazda neutronowa jest kulą o promieniu 10 km wykonaną głównie z neutronów, ale ma skorupę z egzotycznego materiału jądrowego i płynne wnętrze, które zawiera również protony i neutrony.

Zachowanie momentu pędu dyktuje, że cokolwiek wiruje jądro gwiazdy masywnej przed jej zapadnięciem, jest powiększane dla gwiazdy neutronowej; dlatego powinny rodzić się jako niezwykle szybko wirujące obiekty, 1000-letni pulsar Kraba obraca się 33 razy na sekundę).

Zachowanie strumienia magnetycznego wzmacnia także dowolne znajdujące się w pobliżu pole magnetyczne, a szybko obracające się nadprzewodzące protony jeszcze bardziej go wzmacniają, tak że gwiazdy neutronowe rodzą się z powierzchniowymi polami magnetycznymi od 100 milionów do 100 trylionów Tesli.

Szybki obrót generuje ogromne pole elektryczne na powierzchni gwiazdy neutronowej, które może oderwać naładowane cząstki i rzucić je wzdłuż linii pola magnetycznego. Cząstki te tracą energię przez promieniowanie promieniowania synchrotronowego i krzywiznowego, które jest wzmacniane i promieniowane w kierunku do przodu.

Jeśli bieguny magnetyczne i obrotowe są źle ustawione, może to w sprzyjających orientacjach prowadzić do promienia promieniowania zamiatającego Ziemię tak jak z latarni morskiej. To jest pulsar.

Pulsary nie są wieczne. Energia promieniowania jest ostatecznie zasilana ze spinu pulsara. Pulsar obraca się w dół i, z powodu jeszcze słabo poznanych powodów, zjawisko to wyłącza się, gdy okres wirowania zwalnia od kilku do 10 sekund.