Rádió pulzár

Az oldal jelenlegi verzióját még nem ellenőrizték tapasztalt közreműködők, és jelentősen eltérhet a 2021. november 10-én felülvizsgált verziótól ; az ellenőrzések 3 szerkesztést igényelnek .

A rádiópulzár az impulzusos rádiósugárzás kozmikus forrása, amely periodikusan ismétlődő kitörések (impulzusok) formájában érkezik a Földre .

Rádiópulzárok felfedezése

A pulzárokat 1967 júniusában Jocelyn Bell , E. Hewish végzős hallgatója fedezte fel a Cambridge-i Egyetem Mullard Rádiócsillagászati Obszervatóriumának meridián rádióteleszkópján 3,5 m-es (85,7 MHz) hullámhosszon , a szcintillációk tanulmányozása során. pont" rádióforrások [1] . Ezért a kiemelkedő eredményért Hewish Nobel-díjat kapott 1974 -ben . A megfigyelések eredményeit hat hónapra osztályozták, és az első felfedezett pulzár az LGM-1 nevet kapta (az angol kis zöld emberkékből - „kis zöld emberek”). Ez annak a feltevésnek volt köszönhető, hogy a szigorúan periodikus rádióimpulzusok mesterségesek.

A rádiós hatótávolságú pulzárok felfedezésének műszaki lehetősége körülbelül 10 évvel a tényleges felfedezés előtt létezett. Sőt, amint később kiderült, néhány évvel a Hewish csoport felfedezése előtt a PSR B0329 + 54 pulzár jeleit rögzítették a Jodrell Bank Obszervatóriumban , de ezeket összetévesztették földi eredetű zajjal.

Hewish és munkatársai írása óta 1968 -ban jelentős számú pulzárt fedeztek fel , amelyek közül néhányat olyan szupernóva -maradványokhoz kapcsoltak, mint a Rák-köd vagy a Vitorlák maradványa . 1969 januárjában optikai pulzációkat észleltek egy rádiópulzár közelében a Rák-ködben. 1974 - ben fedezték fel a PSR B1913+16 jelű bináris rendszerű pulzárt ( kettős pulzár ) , amellyel különböző gravitációs elméleteket lehetett tesztelni [2] . 1990 -ben egy bolygórendszert fedeztek fel a PSR 1257+12 pulzár körül [3] . Végül 2004- ben megtalálták a PSR J0737-3039 duplán bináris pulzárt , amely két pulzárból álló bináris rendszer [4] .

2020-ra már több mint 2800 rádiópulzárt fedeztek fel [5] , ezeknek több mint felét az ausztráliai Parkes Obszervatórium fedezte fel Dick Manchester irányításával . Ezek közül 140 része gömbhalmazoknak ; 21-et találtak a Magellán-felhőkben . Elméleti becslések szerint [6] a Galaxisban megfigyelhető rádiópulzárok számát (24±3)⋅10 3 -ra becsülik, teljes számukat pedig (240±30)⋅10 3 -ra becsülik .

Nómenklatúra

A pulzár megnevezése a következő részekből áll:

PSR XYYYYZZZ,

ahol

PSR kötelező előtag (az angol pulsar rövidítése ),
X a katalóguskorszak megjelölése: B, ha 1950, és J, ha 2000. Ha a katalóguskorszak nincs megadva, akkor szinte biztosan 1950.
YYYY - a pulzár jobb felemelkedése (az első két számjegy óra, a többi perc),
A ZZZ a pulzár deklinációja (az első karakternek "+" vagy "-" kell lennie), ráadásul az F-pulzároknál a deklinációt általában a legközelebbi ívperc pontossággal jelzik.

Így az első rádiópulzár a PSR B1919+21 vagy a PSR J1921+2153 elnevezést kapta.

A jelölés elején lévő pulzár felfedező mezőt eleinte nem PSR , hanem kétbetűs jelöléssel írták: az első betű annak az obszervatóriumnak a kódja volt, ahol a pulzárt felfedezték, a második a P betűt ( eng. pulsar ). Ráadásul a deklinációt nem jelezték. Így az első pulzár megnevezése ebben a rendszerben a következő: CP 1919 ( Eng. Cambridge - Cambridge , tehát az első betű C ). Ez a rendszer gyorsan használaton kívül lett.

A rádiópulzárok alapvető megfigyelési jellemzői

Időszak ( ). A rádiópulzár maximális ismert periódusa 11,77 s, a minimum pedig 0,0014 s (1,4 ms). A pulzárok periódusonkénti eloszlásának két maximuma van: a nagyobb maximum 0,6 s-os periódusnak felel meg (normál pulzárok), a kisebb pedig 4 ms-os periódusnak (ezredmásodperces pulzárok). $P$

Periódus derivált ( ). A pulzárok túlnyomó többségénél az időszak monoton növekszik az idő múlásával. Tipikus értékek normál pulzárokhoz és ezredmásodpercesekhez. Az idővel csökkenő periódus ismert tényei a gömbhalmazokban a pulzárok mozgásából adódó Doppler-effektushoz kapcsolódnak. Egyes pulzárok ún. glitches (az angol glitch ) - görcsös változások az időszakban. Például a PSR B0531+21 esetében a ΔP/P ~ 10 -9 periódusban ugrásokat figyeltek meg évente többször. A hibák értéke lehet pozitív vagy negatív, és nagymértékben változik a különböző pulzároknál. ${\pont P}$ $10^{{-15}}$ $10^{{-19}}$
Átlagos lendület profil . A rádióimpulzusok egyedi impulzusai nem hasonlítanak egymáshoz, de ha átlagosan körülbelül 1000 egyedi impulzust átlagolunk, akkor egy bizonyos átlagos profilt kaphatunk, amely nem függ az egyes impulzusok számának további növekedésétől. Az átlagos impulzusszélességek jellemzően 0,01 és 0,1 P között vannak. Egy egyedi impulzus általában több részimpulzusból áll, amelyek általában szimmetrikus alakúak, és egymást követő impulzusok tetszőleges részeiben jelennek meg. Számos pulzárnál szubimpulzus-sodródás figyelhető meg, vagyis az alimpulzusok az átlagos profil egyik szélétől a másik felé haladva egymást követő impulzusokban. Az átlagos impulzus alakja az alimpulzusok eloszlásától függően lehet egykomponensű, kétkomponensű és többkomponensű. A pulsar sorozat több stabil üzemmóddal rendelkezik az átlagos lendülethez.
Interimpulzus - egy kis impulzus jelenléte a két fő közötti intervallumban
Az impulzus mikroszerkezete az impulzusok jellemzője, amely a vevőberendezés 1 μs nagyságrendű időfelbontásával nyilvánul meg.
Polarizáció . A pulzáris sugárzás erősen polarizált . A PSR B0833-45 pulzár lineáris polarizációja közel 100%. A lendületen belüli helyzetszög a legtöbb pulzárnál monoton, de egyeseknél hirtelen megváltozik. A polarizációs paraméterek változása az átlagos profil mentén a pulzár fontos jellemzője. A pulzárok körpolarizációja általában nem haladja meg a néhány százalékot, egyeseknél azonban elérheti a tíz százalékot is.
Óriási impulzusok . Kis számú pulzárt az egyedi impulzusok fluxussűrűségének fellángolásának növekedése jellemez. Míg a közönséges impulzusokat legfeljebb 10-szeres fluxussűrűség-változtatás jellemzi, az óriásimpulzusok fluxussűrűsége száz- és ezerszeresével haladja meg a közönséges impulzusokét.

A rádiópulzárok távolságának meghatározása

mint a DM diszperziója . Ennek a módszernek minden hiányosságával együtt ez a fő. A pulzárok túlnyomó többségénél a távolságot csak így határozzák meg.

A különböző frekvenciájú jelek késleltetési idejének mérése lehetővé teszi, hogy meghatározzuk egy adott pulzár diszperziójának mértékét:

\Delta t={\frac {2\pi e^{2}}{m_{e}c}}\left({\frac {1}{\omega _{1}^{2}}}-{\ frac {1}{\omega _{2}^{2))}\jobbra)DM

, ahol m e az elektron tömege , e a töltése , c a fénysebesség , ω 1.2 a mért frekvenciák. Mert a

DM=\int \limits _{0}^{L}{n_{e}dl}={\bar {n_{e))}L

, ahol n e az elektronok koncentrációja a látóvonal mentén, akkor az elektronok látóvonal menti eloszlásának ismeretében meg tudjuk határozni a pulzár távolságát. Ez az eloszlás azonban legtöbbször nem ismert. A Galaxis feletti átlagos koncentráció értékét általában 0,03 cm -3 -nak feltételezik . Az inverz probléma is megoldható: a pulzár távolságának ismeretében meg lehet határozni az elektronok átlagos koncentrációját a látóvonalon. Ez a módszer nem működik jól a közeli pulzároknál a csillagközi közeg inhomogenitása miatt. A sűrű hidrogénfelhők hozzájárulása meghaladhatja a kiterjedt, de kevésbé sűrű közeg többi részének hatását. Éppen ellenkezőleg, nagy léptékben a diszperzió mértéke főként a felhőközi gázban halmozódik fel, és a sűrű felhők hozzájárulása elenyésző. A galaktikus korongtól nagy távolságra vagy szélén (a Galaxis középpontjától 25-30 kpc-re) elhelyezkedő pulzárok eredményeit is óvatosan kell megközelíteni, mivel ezekben a régiókban az elektron sűrűsége. A gáz észrevehetően kisebb lesz az átlagnál, ami a pulzár távolságának jelentős változásához vezet a diszperzió mértékének kis változásával. A módszer hibáinak csökkentése érdekében az elektrongáz eloszlásának pontosabb és részletesebb modelljét kell használni, és a diszperziós mérték pontosabb értékeit kell elérni.

abszorpcióval a λ = 21 cm egyenesben . Amikor a rádiósugárzást a 21 cm-es vonalban semleges hidrogén nyeli el , meghatározható a legtávolabbi gázfelhő sebessége. A Galaxis differenciális forgási modelljének jelenléte lehetővé teszi a pulzár minimális távolságának becslését. A módszer hátránya a semleges hidrogénfelhők nagy, sajátos sebességének jelenléte, valamint inhomogén szerkezetük.
trigonometrikus parallaxissal . Az éves parallaxis csak a közeli pulzárokra határozható meg. Még a XX. század 80-as évek elején. sikerült meghatározni a PSR B0950+08 és PSR B1929+10 pulzárok éves parallaxisát . Az eredmények a szóródás tekintetében megközelítették a kapott eredményeket.
csillagközi szórással . Ha a bolygóközi plazma inhomogenitásain pulzárszcintillációkat lehet megfigyelni, akkor meg lehet határozni a csillagközi közegben való szórással létrehozott forrás szögméretét. Ismerve (vagy feltételezve) a közeg jellemzőit, meg lehet határozni a pulzár távolságát.
más tárgyakkal kapcsolatban, amelyek távolsága már ismert . Ha a pulzár egy szupernóva-maradványban van , akkor a távolság hozzávetőlegesen megegyezik a szupernóva távolságával. Ugyanígy, ha be lehet bizonyítani, hogy a pulzár egy másik galaxisban van , akkor a távolság egyenlő az adott galaxis távolságával. 2008 óta pulzárokat találtak a Magellán-felhőkben .

A sugárzás fényessége és spektrális összetétele

A közönséges csillagokkal ellentétben a pulzároknak nem fekete testük van , hanem hatványtörvény - spektrumuk , ami fontos bizonyítéka a sugárzás szinkrotron jellegének. A pulzárok spektrumának egyidejű vizsgálata széles frekvenciatartományban [7] a pulzárok pillanatnyi spektrumának erős változékonyságát mutatta ki, egészen a spektrális index előjelének változásáig . Ugyanakkor az is kiderült, hogy az átlagprofilhoz hasonlóan itt is lehet stabil átlagspektrumot kapni, ami nagyban leegyszerűsíti a megfigyelési feladatot, hiszen különböző műszereken, különböző hatótávolságú vevők segítségével lehet megfigyeléseket végezni. Az átlagos spektrum megszerzéséhez szükséges mérések száma a különböző pulzároknál eltérő: egyesek spektruma rövid időtávon meglehetősen stabil, míg mások több éves nagyságrendű spektrumváltozásokat mutatnak.

Az átlagos spektrumokban általában 3 elem van jelen: hatványtörvény diagram ; alacsony frekvenciájú blokkolás - a spektrális index sima változása alacsony frekvenciákon; nagyfrekvenciás törés - a spektrális index éles változása magas frekvenciákon (lásd az ábrát). Egyes pulzárokról azt találták, hogy a 30 GHz feletti régióban ellaposodnak. Az α spektrális index értéke ismert pulzárok esetén –0,2 ÷ 3,8 között van. $E_{\nu }\propto \nu ^{{-\alpha }}$

A ν m maximális frekvenciát 50 és 300 MHz közötti értékek jellemzik, átlagosan 100 MHz. Ehhez statisztikai függőséget kaptunk a pulzár periódusától:

\nu _{m}\left({\text{MHz}}\right)=120P\left(c\right)^{{-0,36\pm 0,09}}.

A ν c megszakítási frekvencia értéke 0,4 és 10 GHz között mozog, átlagosan körülbelül 2 GHz. A pulzár időszakával is korrelál:

\nu _{c}\left({\text{GHz}}\right)=1,4P\left(c\right)^{{-0,46\pm 0,18}}.

Ezen kívül kiderült, hogy ezek a frekvenciák korrelálnak egymással, és kapcsolatuk így ábrázolható

\nu _{m}\left({\text{GHz}}\right)=0,1\nu _{c}\left({\text{GHz}}\jobb).

Mindebből az következik, hogy ahogy a pulzár forgása lelassul, rádiósugárzási spektruma a hosszú hullámok felé tolódik el és szűkül.

A pulzárok elterjedése a galaxisban

A pulzárok Galaxisban való eloszlásának leírásához az R galaxis középpontjától mért távolságtól, a galaxis síkja feletti magasságtól és L fényerőtől függő egy eloszlásfüggvény helyett három függvény r ( z ) , f ( R ) és Φ . ( L ) általában használatos , amelyek függetlenek. Így a pulzárok összterülete egységnyi területre vetítve egy galaktikus korongra, amelynek távolsága R középponttól egyenlő

D\left(R\right)=f\left(R\right)\int \limits _{{-{\mathcal {1}}}}^{{\mathcal {1}}}r(z)\, dz\int \limits _{0}^{{\mathcal {1}}}\,\Phi \left(L\right){\frac {dL}{L}}

A pulzárok z -beli eloszlását a galaktikus sík felé irányuló koncentráció és az attól való távolság exponenciális csökkenése jellemzi, körülbelül 400%-os jellemző magassági skálával. A nagy magasságban (akár 12 kpc-ig) található pulzárok általában gömbhalmazokban találhatók. A pulzárok z - sebességkomponens feletti eloszlása egy kvázi-Maxwell-eloszlást ad ~100 km/s diszperzióval. Ha igaz, hogy a pulzárok előfutárai nagy tömegű csillagok, amelyek alrendszerének jellemző magassága körülbelül 100 pc, akkor megbecsülhetjük a pulzárok kinematikai korát, ami átlagosan 107 év .

A pulzárok galaktocentrikus távolságok szerinti eloszlásfüggvénye egy maximum jelenlétét mutatja az R ~ 4÷6 kpc tartományban. A pulzárok megfigyelt eloszlása hasonló a szupernóváéhoz , a szupernóva- maradványokhoz és a molekulafelhőkhöz, ami alátámasztja a rokonság feltételezését. Mivel a pulzárok fiatal objektumok, amelyek más fiatal objektumokból alakultak ki, a pulzárok eloszlásának bizonyos mértékig követnie kell galaxisunk spirális szerkezetét. Sajnos pulzárokat eddig főleg a Galaxisnak csak egy kis részén - a Nap környékén - fedeztek fel, így korai lenne magabiztos következtetéseket levonni a pulzárok spirális mintázatú kapcsolatáról.

Ismert rádiópulzárok

1967 -ben fedezték fel az első rádiós pulzárt, a CP 1919 -et (jelenleg PSR B1919+21 ), 1,337 másodperces periódussal és 0,04 másodperces impulzusszélességgel .
A PSR B1937+21 az első ezredmásodperces pulzár.
A PSR B1257+12 az első pulzár, amelynél bolygókat fedeztek fel.
A PSR B1913+16 az első bináris pulzár, vagyis egy bináris rendszer pulzárja. Ennek a pulzárnak a tanulmányozása során további energiakiáramlást fedeztek fel a rendszerből, amelyet jól leír az általános relativitáselmélet által megjósolt gravitációs hullámok kibocsátása .
A PSR J0737-3039 a legközelebbi bináris pulzár, 2,4 órás keringési periódusával.
A PSR J0737-3039 az első duplán bináris pulzár, azaz két pulzárból álló bináris rendszer.
A PSR J1841-0456 a leghosszabb periódusú pulzár: 11,77505416 s.
A PSR J1748-2446ad a legrövidebb periódusú rádiópulzár: 0,00139595482 s.
A PSR B0833-45 az első pulzár, amelynek hibái vannak – ugrások a periódusában.

A rádiópulzárok fizikai természete

A pulzárimpulzusok rövidsége és mikrostruktúrája azt jelzi, hogy a sugárzás a tér kis területéről érkezik hozzánk. A pulzárok nagy stabilitása egyértelműen azt jelzi, hogy a sugárforrás merev rendszer, nem pedig gáz- vagy plazmakonglomerátum. A beérkező impulzusok periodicitása csak az objektum saját rezgéseivel, illetve keringési vagy forgási pályájával magyarázható. A pályaforgatású változat nem felelhet meg a valóságnak, hiszen egy 1 s periódusú, szoros bináris rendszer hatékonyan sugározna ki gravitációs hullámokat, ami a periódus csökkenéséhez és az alkatrészek ütközéséhez vezetne kb. 1 év alatt. A saját pulzálásnak szintén az időszak csökkenéséhez kell vezetnie, míg a pulzárok periódusa éppen ellenkezőleg, nő.

A természetben háromféle kompakt objektum ismert: fehér törpék , neutroncsillagok és fekete lyukak . Ha az első felfedezett pulzár periódusa 1,337 s, akkor a hamarosan felfedezett pulzárok a Rák-ködben és a Vitorlákban 33, illetve 89 ezredmásodperces periódusúak voltak. A fehér törpék a centrifugális roncsolás miatt nem tudnak ilyen kis periódusokkal forogni. A fekete lyukak nem önsugárzó tárgyak. A pulzárjelenség egyetlen lehetséges magyarázata továbbra is egy gyorsan forgó neutroncsillag. A pulzár forgási energiatartaléka 10 45 ÷ 10 52 erg/s-ra becsülhető, a megfigyelt veszteség mértéke pedig 10 30 ÷ 10 38 erg/s.

Amikor egy B ~ 1÷1000 G mágneses térrel rendelkező csillag neutroncsillaggá omlik össze, feltéve, hogy a mágneses fluxus megmarad, a neutroncsillag mezőjének el kell érnie a 10 10 ÷ 10 12 G-t, ami ténylegesen megfigyelhető. Ilyen mágneses térrel és forgási sebességgel elemi részecskék törnek ki a neutroncsillag felületéről , amelyek erős mágneses térben hatékonyan szekunder plazmát hoznak létre, amely a mezővel együtt forogni kezd. Az ilyen forgás csak a pulzár forgástengelyétől egy bizonyos távolságig lehetséges, amelynél a lineáris forgási sebességet összehasonlítják a fénysebességgel . Ezt a távolságot a fényhenger sugarának nevezzük . A fényhenger alá "illeszkedő" mágneses tér minden erővonala zárva marad, míg a pólusok közelében lévő erővonalak nyitva maradnak. Így a mágneses pólusok közelében képződött plazma a mágneses erővonalak mentén eltávolodik a pulzártól. Ez a plazma a rádiósugárzás forrása. Azokban az esetekben, amikor a forgástengely nem esik egybe a mágneses dipólus tengelyével , pulzárhatás lép fel.

A cikk írásakor a pulzárok elméletének alapvető kérdései a következők: a külső kéreg szerkezete, a magnetoszférikus áramok szerkezete és a sugárzás keletkezésének mechanizmusa.

Pulzárok számított jellemzői

Mágneses tér a felszínen

Ha feltételezzük, hogy a rádiópulzárok összes energiavesztesége mágneses dipólus sugárzás formájában következik be [8] , akkor felírhatjuk az egyenletet:

{\frac {dE}{dt}}={\frac {-2B_{s}^{2}R^{6}\Omega ^{4}\sin ^{2}{\beta }}{3c^{ 3}}}.

Itt β a forgástengely és a dipólustengely közötti szög, Ω a pulzár szögsebessége, c pedig a fénysebesség. A neutroncsillag R = 1,2⋅10 6 cm sugarának , I tehetetlenségi nyomatékának = 1,4⋅10 45 g cm 2 és M = 2,8⋅10 33 g tömegének tipikus értékeit behelyettesítve a mágneses értéket tudjuk kifejezni. a B pulzár mezője a megfigyelt mennyiségeken keresztül: a periódus ( P ) és a periódus deriváltja :

B_{s}=6,4\cdot 10^{{19}}\left(P{\pont P}\jobbra)^{{1/2}}.

A pulzár periódusának másodpercben megadott értékét behelyettesítve megkapjuk a mágneses tér értékét gaussban .

Valójában a pulzárok energiaegyensúlya sokkal bonyolultabb. Vannak olyan energiaveszteségi csatornák, mint az ohmos veszteségek , a neutrínó-antineutrínó párok sugárzása stb. Így a fenti képlet alapján kapott mágneses tér indukció értéke csak felső becslés.

A rádiópulzárok osztályozása

Lásd még

Jegyzetek

↑ Hewish A., Bell SJ, Pilkington JDH, Scott PF, Collins RA. Egy gyorsan pulzáló rádióforrás megfigyelése // Nature, Vol. 217, pp. 709.
↑ Hulse, R. A.; Taylor, JH Pulzár felfedezése bináris rendszerben // Astrophysical Journal, vol. 195, jan. 15, 1975, p. 2. o. L51-L53.
↑ Wolszczan, A.; Frail, DA A PSR1257 + 12 ezredmásodperces pulzár körüli bolygórendszer // Nature (ISSN 0028-0836), vol. 355, jan. 9, 1992, p. 145-147.
↑ M. Burgay és mtsai. A kettős neutroncsillagok egyesülési arányának megnövelt becslése egy erősen relativisztikus rendszer megfigyeléséből // Nature 426, 531-533 (2003. december 4.)
↑ Az ATNF Pulsar adatbázis . Hozzáférés dátuma: 2008. augusztus 5. Az eredetiből archiválva : 2008. július 22. (határozatlan)
↑ I. Juszifov, I. Kucuk. A pulzárok radiális eloszlása a galaxisban // 2004. május 27. [ [1] ]
↑ Bruk Yu. M., Davis D. G., Kuzmin A. D., Line A. G., Malofeev V. M., Rovson B., Ustimenko B. Yu., Shitov Yu. P. Öt pulzár rádióemissziós spektruma 17-1420 MHz tartományban // Astronomical Journal, 1978, 55. v., p. 1031-1039.
↑ Ostriker JP, Gunn JE A pulzárok természetéről // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1969. - Vol. 157 . - P. 1395-1417 .

Irodalom

I. F. Malov. Rádiópulzárok // Moszkva, Nauka, 2004
R. Manchester, J. Taylor. Pulzárok // Moszkva, Mir, 1980
V. S. Beskin, Ya. N. Istomin, A. A. Filippov. Rádiópulzárok – az igazság keresése // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Orosz Tudományos Akadémia , 2013. - T. 183 . - S. 179-194 . (Orosz)

Linkek

Pulzárok gömbhalmazokban