Прејди на содржината

Милисекунден пулсар: Разлика помеѓу преработките

Од Википедија — слободната енциклопедија
Избришана содржина Додадена содржина
НагледноВикитекст
Создадено преведувајќи ја страницата „Millisecond pulsar“
 
(нема разлика)

Последна преработка од 08:16, 10 септември 2024

Овој дијаграм ги прикажува чекорите што астрономите велат дека се потребни за да се создаде пулсар со супербрзо вртење. 1. Масивна суперџинска ѕвезда и „нормална“ ѕвезда слична на Сонцето, кружат една околу друга. 2. Масивната ѕвезда експлодира, оставајќи пулсар кој на крајот забавува, се исклучува и станува неутронска ѕвезда која се лади. 3. Ѕвездата слична на Сонцето на крајот се шири, истурајќи материјал кон неутронската ѕвезда. Ова „насобирање“ го забрзува вртењето на неутронската ѕвезда. 4. Насобирањето завршува, неутронската ѕвезда се „рециклира“ во милисекунден пулсар. Но, во густо збиено јато (2b)... Ѕвездите со најмала маса се исфрлаат, преостанатите нормални ѕвезди еволуираат и се случува сценариото за „рециклирање“ (3-4), со што се создаваат многу милисекундни пулсари.

Милисекунден пулсар (МСП) ― пулсар со вртежен период помал од околу 10 милисекунди. Милисекундните пулсари се откриени во радио, рендгенските и гама-зрачните делови од електромагнетниот спектар. Водечката хипотеза за потеклото на милисекундните пулсари е дека тие се стари, брзо вртежни неутронски ѕвезди кои биле вртени или „рециклирани“ преку насобирање на материја од придружна ѕвезда во близок двоен систем.[1][2] Поради оваа причина, милисекундните пулсари понекогаш се нарекувани рециклирани пулсари.

Сметано е дека милисекундните пулсари се поврзани со системи со рендгенски двојни ѕвезди зраци со мала маса. Сметано е дека рендгенските зраци во овие системи се емитувани од насобирачкиот диск на една неутронска ѕвезда, создадени од надворешните слоеви на придружната ѕвезда што го прелеала нејзината Рошеова шуплина. Преносот на аголниот моментум од овој настан на насобирање може да ја зголеми стапката на вртење на пулсарот до стотици пати во секунда, како што е забележано во милисекундните пулсари.

Имало неодамнешни докази дека стандардниот еволутивен модел не успева да ја објасни еволуцијата на сите милисекундни пулсари, особено младите милисекундни пулсари со релативно високи магнетни полиња, на пр. PSR B1937 21. Булент Кизилтан и С. Торсет (Универзитет во Калифорнија, Санта Круз) покажале дека различни милисекундни пулсари мора да настануваат со најмалку две различни постапки.[3] Но, природата на другата постапка останува мистерија.[4]

Многу милисекундни пулсари се наоѓаат во збиени јата. Ова е во согласност со хипотезата за нивното настанување, бидејќи крајно високата ѕвездена густина на овие јата имплицира многу поголема веројатност пулсарот да има (или да фати) џиновска придружна ѕвезда. Во моментов има околу 130 милисекунди пулсари познати во збиени јата.[5] Збиеното јато Терзан 5 содржи 37 од нив, проследено со 47 Тукан со 22 и Mесје 28 и Mесје 15 со по 8 пулсари.

Милисекундните пулсари, кои може да бидат темпирани со голема прецизност, имаат стабилност споредлива со временските стандарди засновани на атомски часовници кога се просечни со децении.[6][7] Ова, исто така, ги прави многу чувствителни сонди на нивните средини. На пример, сè што е поставено во орбитата околу нив предизвикува периодични Доплерови поместувања во времето на пристигнување на нивните импулси на Земјата, што потоа може да биде анализирано за да биде откриено присуството на придружникот и, со доволно податоци, да бидат обезбедени прецизни мерења на орбитата и масата на телото. Техниката е толку чувствителна што дури и тела толку мали како астероиди можат да бидат откриени ако се случи да кружат околу милисекундниот пулсар. Првите потврдени вонсончеви планети, откриени неколку години пред првите откривања на вонсончеви планети околу „нормални“ ѕвезди слични на Сонцето, биле пронајдени во орбитата околу милисекундниот пулсар PSR B1257 12. Овие планети останале, многу години, единствените тела со маса на Земјата познати надвор од Сончевиот Систем. Еден од нив, PSR B1257 12 D, има уште помала маса, споредлива со онаа на Месечината, и сè уште е денес тело со најмала маса познат надвор од Сончевиот Систем.[8]

Ограничувања на вртежната брзина на пулсарот

[уреди | уреди извор]
Ѕвездената групација Терзан 5.

Првиот милисекунден пулсар, PSR B1937 21, бил откриен во 1982 година од Бакер и колегите.[9] Вртејќи приближно 641 пати во секунда, тој останува вториот најбрзо вртечки милисекунден пулсар од приближно 200-те што се откриени.[10] Пулсарот PSR J1748-2446ad, откриен во 2004 година, е познат пулсар со најбрзо вртење, од 2023 година, кој се врти 716 пати во секунда.[11][12]

Сегашните модели на структурата и еволуцијата на неутронската ѕвезда предвидуваат дека пулсарите ќе се распаднат ако се вртат со брзина од околу 1500 вртења во секунда или повеќе,[13][14] и дека со брзина поголема од околу 1000 вртења во секунда тие би изгубиле енергија од гравитациското зрачење побрзо отколку што постапката на насобирање би ги забрзала.[15]

Во почетокот на 2007 година, податоците од Росиевиот рендгенски временски истражувач и вселенското летало INTEGRAL ја откриле неутронската ѕвезда XTE J1739-285 која врти со 1122 Hz.[16] Резултатот не е статистички значаен, со ниво на значајност од само 3 сигми. Иако е интересен кандидат за понатамошни набљудувања, сегашните резултати се неубедливи. Сепак, верувано е дека гравитациското зрачење игра улога во забавувањето на брзината на вртење. Еден рендгенски пулсар кој се врти со 599 вртежи во секунда, IGR J00291 5934, е главен кандидат за помагање во откривањето на такви бранови во иднина (повеќето такви рендгенски пулсари се вртат само со околу 300 вртења во секунда).

Забележување на гравитациски бранови со користење на пулсарско темпирање

[уреди | уреди извор]

Гравитациските бранови се важно предвидување од општата теорија на релативноста на Ајнштајн и произлегуваат од масовното движење на материјата, флуктуациите за време на раниот универзум и динамиката на самото време-простор. Пулсарите се брзо вртежни, високо магнетизирани неутронски ѕвезди настанати за време на експлозии на супернова на масивни ѕвезди. Тие дејствуваат како високопрецизни часовници со многу физички примени кои се движат од небесната механика, сеизмологијата на неутронските ѕвезди, испитувањата на гравитацијата на силно поле и галактичката астрономија.

Предлогот да бидат користени пулсарите како забележувачи на гравитациски бранови првично бил направен од Сажин[17] и Детвајлер[18] кон крајот на 1970-тите. Идејата е барицентарот на Сончевиот Систем и далечниот пулсар да бидат третирани како спротивни краеви на замислената рака во вселената. Пулсарот делува како референтен часовник на едниот крај од раката и испраќа редовни сигнали кои се надгледуваат од набљудувач на Земјата. Ефектот на минливиот гравитациски бран би бил да ја наруши месната метрика на простор-време и да предизвика промена во набљудуваната вртежна честота на пулсарот.

Парцела на корелација помеѓу пулсарите забележани од NANOGrav (2023) наспроти аголното раздвојување помеѓу пулсарите, во споредба со теоретски модел (пурпурна боја) и ако немало позадина на гравитациски бранови ( зелена боја).[19][20]

Хелингс и Даунс[21] ја прошириле оваа идеја во 1983 година на низа пулсари и откриле дека стохастичката позадина на гравитациските бранови ќе произведе четириполарна корелација помеѓу различните парови пулсари како функција од нивните аголни раздвојувања на небото. Оваа работа била ограничена во чувствителност поради прецизноста и стабилноста на пулсарските часовници во низата. По откривањето на првиот милисекунден пулсар во 1982 година, Фостер и Бакер[22] ја подобриле чувствителноста на гравитациските бранови со примена на Хелингс-Даунсовата анализа во 1990 година на низа од високо стабилни милисекундни пулсари.

Доаѓањето на системите за собирање дигитални податоци, новите радио телескопи и системи за приемници, како и откритијата на многу нови милисекундни пулсари, ја унапредиле чувствителноста на темпирањето на пулсарите на гравитациските бранови во раните фази на меѓународниот напор.[23] Петгодишното објавување податоци, анализа и првата граница на NANOGrav на стохастичката гравитациска бранова позадина, биле опишани во 2013 година од Деморест и соработниците.[24] По него следеле деветгодишните и 11-годишните објавувања на податоци во 2015 и 2018 година, соодветно. Секој дополнително ја ограничувал позадината на гравитациските бранови и, во вториот случај, техниките за прецизно одредување на барицентарот на Сончевиот Систем биле рафинирани.

Во 2020 година, соработката го претставила 12,5-годишното објавување на податоци, кое вклучувало силни докази за стохастичка постапка со закон со моќност со заеднички замав на напрегање и спектрален индекс кај сите пулсари, но статистички неубедливи податоци за критичната Хелингс-Даунсова квадруполарна просторна корелација.[25][26]

Во јуни 2023 година, NANOGrav го објавил 15-годишното објавување на податоци, кое ги содржело првите докази за стохастичка позадина на гравитациски бранови. Конкретно, го вклучило првото мерење на Хелингс-Даунсовата крива,[27] покажувачкиот знак за потеклото на гравитациските бранови на набљудувањата.[28][29]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Bhattacharya, D.; Van Den Heuvel, E. P. J. (1991). „Formation and evolution of binary and millisecond radio pulsars“. Physics Reports. 203 (1–2): 1. Bibcode:1991PhR...203....1B. doi:10.1016/0370-1573(91)90064-S.
  2. ↑ Tauris, T. M.; Van Den Heuvel, E. P. J. (2006). Formation and evolution of compact stellar X-ray sources. Bibcode:2006csxs.book..623T.
  3. ↑ Kızıltan, Bülent; Thorsett, S. E. (2009). „Constraints on Pulsar Evolution: The Joint Period-Spin-down Distribution of Millisecond Pulsars“. 693 (2): L109–L112. arXiv:0902.0604. Bibcode:2009ApJ...693L.109K. doi:10.1088/0004-637X/693/2/L109. Наводот journal бара |journal= (help)
  4. ↑ Naeye, Robert (2009). „Surprising Trove of Gamma-Ray Pulsars“. Sky & Telescope.
  5. ↑ Freire, Paulo. „Pulsars in globular clusters“. Аресипска набљудувачница. Посетено на 10 септември 2024.
  6. ↑ Matsakis, D. N.; Taylor, J. H.; Eubanks, T. M. (1997). „A Statistic for Describing Pulsar and Clock Stabilities“ (PDF). Astronomy and Astrophysics. 326: 924–928. Bibcode:1997A&A...326..924M. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-07-25. Посетено на 10 септември 2024.
  7. ↑ Hartnett, John G.; Luiten, Andre N. (2011-01-07). „Colloquium: Comparison of astrophysical and terrestrial frequency standards“. Reviews of Modern Physics. 83 (1): 1–9. arXiv:1004.0115. Bibcode:2011RvMP...83....1H. doi:10.1103/revmodphys.83.1. ISSN 0034-6861.
  8. ↑ Rasio, Frederic (2011). „Planet Discovery near Pulsars“. Science. doi:10.1126/science.1212489.
  9. ↑ Backer, D. C.; Kulkarni, S. R.; Heiles, C.; Davis, M. M.; Goss, W. M. (1982), „A millisecond pulsar“, Nature, 300 (5893): 615–618, Bibcode:1982Natur.300..615B, doi:10.1038/300615a0
  10. ↑ „The ATNF Pulsar Database“. Посетено на 10 септември 2024.
  11. ↑ Hessels, Jason; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo C. C.; Kaspi, Victoria M.; Camilo, Fernando (2006). „A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz“. Science. 311 (5769): 1901–1904. arXiv:astro-ph/0601337. Bibcode:2006Sci...311.1901H. doi:10.1126/science.1123430. PMID 16410486.
  12. ↑ Naeye, Robert (2006-01-13). „Spinning Pulsar Smashes Record“. Sky & Telescope. Архивирано од изворникот на 2007-12-29. Посетено на 10 септември 2024.
  13. ↑ Cook, G. B.; Shapiro, S. L.; Teukolsky, S. A. (1994). „Recycling Pulsars to Millisecond Periods in General Relativity“. Astrophysical Journal Letters. 423: 117–120. Bibcode:1994ApJ...423L.117C. doi:10.1086/187250.
  14. ↑ Haensel, P.; Lasota, J. P.; Zdunik, J. L. (1999). „On the minimum period of uniformly rotating neutron stars“. Astronomy and Astrophysics. 344: 151–153. Bibcode:1999A&A...344..151H.
  15. ↑ Chakrabarty, D.; Morgan, E. H.; Muno, M. P.; Galloway, D. K.; Wijnands, R.; van der Klis, M.; Markwardt, C. B. (2003). „Nuclear-powered millisecond pulsars and the maximum spin frequency of neutron stars“. Nature. 424 (6944): 42–44. arXiv:astro-ph/0307029. Bibcode:2003Natur.424...42C. doi:10.1038/nature01732. PMID 12840751.
  16. ↑ Kiziltan, Bulent; Thorsett, Stephen E. (2007-02-19). „Integral points to the fastest spinning neutron star“. Spaceflight Now. European Space Agency. 693 (2). arXiv:0902.0604. Bibcode:2009ApJ...693L.109K. doi:10.1088/0004-637X/693/2/L109. Посетено на 2007-02-20.
  17. ↑ Sazhin, M.V. (1978). „Opportunities for detecting ultralong gravitational waves“. Sov. Astron. 22: 36–38. Bibcode:1978SvA....22...36S.
  18. ↑ Detweiler, S.L. (1979). „Pulsar timing measurements and the search for gravitational waves“. Astrophysical Journal. 234: 1100–1104. Bibcode:1979ApJ...234.1100D. doi:10.1086/157593.
  19. ↑ „ShieldSquare Captcha“. iopscience.iop.org.
  20. ↑ „After 15 years, pulsar timing yields evidence of cosmic gravitational wave background“. Berkeley. 11 август 2022.
  21. ↑ Hellings, R.W.; Downs, G.S. (1983). „Upper limits on the isotropic gravitational radiation background from pulsar timing analysis“. Astrophysical Journal Letters. 265: L39–L42. Bibcode:1983ApJ...265L..39H. doi:10.1086/183954.
  22. ↑ Foster, R.S.; Backer, D.C. (1990). „Constructing a pulsar timing array“. Astrophysical Journal. 361: 300–308. Bibcode:1990ApJ...361..300F. doi:10.1086/169195.
  23. ↑ Hobbs, G.; и др. (2010). „The International Pulsar Timing Array project: using pulsars as a gravitational wave detector“. Classical and Quantum Gravity. 27 (8): 084013. arXiv:0911.5206. Bibcode:2010CQGra..27h4013H. doi:10.1088/0264-9381/27/8/084013.
  24. ↑ Demorest, P.; и др. (2013). „Limits on the Stochastic Gravitational Wave Background from the North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves“. Astrophysical Journal. 762 (2): 94–118. arXiv:1201.6641. Bibcode:2013ApJ...762...94D. doi:10.1088/0004-637X/762/2/94.
  25. ↑ Arzoumanian, Zaven; Baker, Paul T.; Blumer, Harsha; Bécsy, Bence; Brazier, Adam; Brook, Paul R.; Burke-Spolaor, Sarah; Chatterjee, Shami; Chen, Siyuan (2020-12-01). „The NANOGrav 12.5 yr Data Set: Search for an Isotropic Stochastic Gravitational-wave Background“. The Astrophysical Journal. 905 (2): L34. arXiv:2009.04496. Bibcode:2020ApJ...905L..34A. doi:10.3847/2041-8213/abd401. ISSN 0004-637X.
  26. ↑ O'Neill, Ian; Cofield, Calla (11 јануари 2021). „Gravitational Wave Search Finds Tantalizing New Clue“. НАСА. Посетено на 10 септември 2024.
  27. ↑ „Hellings and Downs curve“. astro.vaporia.com. Посетено на 10 септември 2024.
  28. ↑ Agazie, Gabriella; Anumarlapudi, Akash; Archibald, Anne M.; Arzoumanian, Zaven; Baker, Paul T.; Bécsy, Bence; Blecha, Laura; Brazier, Adam; Brook, Paul R. (2023-07-01). „The NANOGrav 15 yr Data Set: Evidence for a Gravitational-wave Background“. The Astrophysical Journal Letters. 951 (1): L8. arXiv:2306.16213. Bibcode:2023ApJ...951L...8A. doi:10.3847/2041-8213/acdac6. ISSN 2041-8205.
  29. ↑ NANOGrav Collaboration (29 јуни 2023). „Focus on NANOGrav's 15 yr Data Set and the Gravitational Wave Background“. The Astrophysical Journal Letters.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Милисекунден_пулсар&oldid=5261584“