stringtranslate.com

Миллисекундный пульсар

На этой схеме показаны шаги, которые, по словам астрономов, необходимы для создания пульсара со сверхбыстрым вращением. 1. Массивная звезда-сверхгигант и «обычная» звезда, похожая на Солнце, вращаются вокруг друг друга. 2. Массивная звезда взрывается, оставляя пульсар, который в конечном итоге замедляется, выключается и становится остывающей нейтронной звездой. 3. Звезда, похожая на Солнце, в конечном итоге расширяется, выплескивая материал на нейтронную звезду. Эта «аккреция» ускоряет вращение нейтронной звезды. 4. Аккреция заканчивается, нейтронная звезда «перерабатывается» в миллисекундный пульсар. Но в плотно упакованном шаровом скоплении (2b)... Звезды с наименьшей массой выбрасываются, оставшиеся нормальные звезды эволюционируют, и происходит сценарий «переработки» (3-4), в результате чего создается множество миллисекундных пульсаров.

Миллисекундный пульсар ( MSP ) — это пульсар с периодом вращения менее 10 миллисекунд . Миллисекундные пульсары были обнаружены в радио- , рентгеновском и гамма- частях электромагнитного спектра . Основная гипотеза происхождения миллисекундных пульсаров заключается в том, что они представляют собой старые, быстро вращающиеся нейтронные звезды , которые были раскручены или «переработаны» посредством аккреции вещества от звезды-компаньона в тесной двойной системе. [1] [2] По этой причине миллисекундные пульсары иногда называют переработанными пульсарами .

Миллисекундные пульсары, как полагают, связаны с маломассивными рентгеновскими двойными системами. Считается, что рентгеновские лучи в этих системах испускаются аккреционным диском нейтронной звезды, образованным внешними слоями звезды-компаньона, которая переполнила свою полость Роша . Передача углового момента от этого события аккреции может увеличить скорость вращения пульсара до сотен раз в секунду, как это наблюдается у миллисекундных пульсаров.

Недавно появились доказательства того, что стандартная эволюционная модель не может объяснить эволюцию всех миллисекундных пульсаров, особенно молодых миллисекундных пульсаров с относительно высокими магнитными полями, например, PSR B1937+21 . Бюлент Кизилтан и С. Э. Торсетт ( UCSC ) показали, что разные миллисекундные пульсары должны формироваться по крайней мере двумя различными процессами. [3] Но природа другого процесса остается загадкой. [4]

Многие миллисекундные пульсары обнаружены в шаровых скоплениях . Это согласуется с гипотезой их формирования путем вращения вверх, поскольку чрезвычайно высокая звездная плотность этих скоплений подразумевает гораздо более высокую вероятность того, что пульсар имеет (или захватывает) гигантскую звезду-компаньон. В настоящее время в шаровых скоплениях известно около 130 миллисекундных пульсаров. [5] Шаровое скопление Terzan 5 содержит 37 из них, за ним следуют 47 Tucanae с 22 и M28 и M15 с 8 пульсарами каждое.

Миллисекундные пульсары, которые можно хронометрировать с высокой точностью, обладают стабильностью, сравнимой со стандартами времени на основе атомных часов при усреднении за десятилетия. [6] [7] Это также делает их очень чувствительными зондами своего окружения. Например, все, что помещается на орбиту вокруг них, вызывает периодические доплеровские сдвиги во времени прибытия их импульсов на Землю, которые затем можно проанализировать, чтобы выявить присутствие компаньона и, при наличии достаточного количества данных, обеспечить точные измерения орбиты и массы объекта. Метод настолько чувствителен, что даже такие маленькие объекты, как астероиды, могут быть обнаружены, если они случайно оказываются на орбите миллисекундного пульсара. Первые подтвержденные экзопланеты , обнаруженные за несколько лет до первых обнаружений экзопланет вокруг «нормальных» звезд солнечного типа, были обнаружены на орбите вокруг миллисекундного пульсара, PSR B1257+12 . Эти планеты оставались в течение многих лет единственными объектами с массой Земли, известными за пределами Солнечной системы . Один из них, PSR B1257+12 D , имеет еще меньшую массу, сравнимую с массой Луны , и до сих пор является самым маломассивным объектом, известным за пределами Солнечной системы. [8]

Пределы скорости вращения пульсара

Звездная группировка Терзан 5

Первый миллисекундный пульсар, PSR B1937+21 , был обнаружен в 1982 году Бэкером и др . [9] Вращаясь примерно 641 раз в секунду, он остаётся вторым по скорости вращения миллисекундным пульсаром из примерно 200 обнаруженных. [10] Пульсар PSR J1748-2446ad , обнаруженный в 2004 году, является самым быстровращающимся пульсаром из известных, по состоянию на 2023 год, вращаясь 716 раз в секунду. [11] [12]

Современные модели структуры и эволюции нейтронных звезд предсказывают, что пульсары распадутся, если будут вращаться со скоростью около 1500 оборотов в секунду или больше [13] [14] , а при скорости свыше 1000 оборотов в секунду они будут терять энергию за счет гравитационного излучения быстрее, чем процесс аккреции ускорит их. [15]

В начале 2007 года данные с космических аппаратов Rossi X-ray Timing Explorer и INTEGRAL обнаружили нейтронную звезду XTE J1739-285, вращающуюся с частотой 1122 Гц. [16] Результат статистически незначим, с уровнем значимости всего 3 сигма . Хотя это интересный кандидат для дальнейших наблюдений, текущие результаты неубедительны. Тем не менее, считается, что гравитационное излучение играет роль в замедлении скорости вращения. Один рентгеновский пульсар , который вращается со скоростью 599 оборотов в секунду, IGR J00291+5934, является главным кандидатом для помощи в обнаружении таких волн в будущем (большинство таких рентгеновских пульсаров вращаются только со скоростью около 300 оборотов в секунду).

Обнаружение гравитационных волн с использованием пульсарной синхронизации

Гравитационные волны являются важным предсказанием общей теории относительности Эйнштейна и являются результатом объемного движения материи, флуктуаций в ранней Вселенной и динамики самого пространства-времени . Пульсары — это быстро вращающиеся, сильно намагниченные нейтронные звезды, образовавшиеся во время взрывов сверхновых массивных звезд. Они действуют как высокоточные часы с множеством физических приложений, начиная от небесной механики, сейсмологии нейтронных звезд, испытаний сильного гравитационного поля и галактической астрономии.

Предложение использовать пульсары в качестве детекторов гравитационных волн было первоначально выдвинуто Сажиным [17] и Детвейлером [18] в конце 1970-х годов. Идея состоит в том, чтобы рассматривать барицентр солнечной системы и удаленный пульсар как противоположные концы воображаемого рукава в пространстве. Пульсар действует как эталонные часы на одном конце рукава, посылая регулярные сигналы, которые отслеживаются наблюдателем на Земле. Эффект проходящей гравитационной волны будет заключаться в возмущении локальной метрики пространства-времени и в изменении наблюдаемой частоты вращения пульсара.

График корреляции между пульсарами, наблюдаемыми NANOGrav (2023), и угловым разделением между пульсарами в сравнении с теоретической моделью (пунктирная фиолетовая линия) и в случае отсутствия гравитационного волнового фона (сплошная зеленая линия) [19] [20]

Хеллингс и Даунс [21] расширили эту идею в 1983 году на массив пульсаров и обнаружили, что стохастический фон гравитационных волн будет создавать квадрупольную корреляцию между различными парами пульсаров как функцию их углового разделения на небе. Эта работа была ограничена по чувствительности точностью и стабильностью пульсарных часов в массиве. После открытия первого миллисекундного пульсара в 1982 году Фостер и Бэкер [22] улучшили чувствительность к гравитационным волнам, применив в 1990 году анализ Хеллингса-Даунса к массиву высокостабильных миллисекундных пульсаров.

Появление цифровых систем сбора данных, новых радиотелескопов и приемных систем, а также открытие множества новых миллисекундных пульсаров повысили чувствительность массива пульсарных хронометров к гравитационным волнам на ранних этапах международных усилий. [23] Пятилетний выпуск данных, анализ и первый предел NANOGrav для стохастического гравитационного волнового фона были описаны в 2013 году Деморестом и др. [24] За ним последовали девятилетний и 11-летний выпуски данных в 2015 и 2018 годах соответственно. Каждый из них еще больше ограничивал гравитационный волновой фон, а во втором случае были усовершенствованы методы точного определения барицентра Солнечной системы.

В 2020 году сотрудничество представило релиз данных за 12,5 лет, который включал в себя убедительные доказательства степенного стохастического процесса с общей амплитудой деформации и спектральным индексом для всех пульсаров, но статистически неубедительные данные для критической квадрупольной пространственной корреляции Хеллингса-Даунса. [25] [26]

В июне 2023 года NANOGrav опубликовал 15-летний отчет, содержащий первые доказательства существования стохастического гравитационно-волнового фона . В частности, он включал первое измерение кривой Хеллингса-Даунса [27], явного признака гравитационно-волнового происхождения наблюдений. [28] [29]

Ссылки

  1. ^ Бхаттачарья, Д.; Ван Ден Хеувел, EPJ (1991). «Формирование и эволюция двойных и миллисекундных радиопульсаров». Physics Reports . 203 (1–2): 1. Bibcode : 1991PhR...203....1B. doi : 10.1016/0370-1573(91)90064-S.
  2. ^ Tauris, TM; Van Den Heuvel, EPJ (2006). Формирование и эволюция компактных звездных рентгеновских источников . Bibcode :2006csxs.book..623T.
  3. ^ Кызылтан, Бюлент; Торсетт, С.Е. (2009). «Ограничения на эволюцию пульсара: совместное распределение периода и замедления вращения миллисекундных пульсаров». The Astrophysical Journal Letters . 693 (2): L109–L112. arXiv : 0902.0604 . Bibcode : 2009ApJ...693L.109K. doi : 10.1088/0004-637X/693/2/L109. S2CID  2156395.
  4. ^ Наайе, Роберт (2009). «Удивительная находка гамма-пульсаров». Sky & Telescope .
  5. ^ Фрейре, Пауло. "Пульсары в шаровых скоплениях". Обсерватория Аресибо . Получено 18.01.2007 .
  6. ^ Matsakis, DN; Taylor, JH; Eubanks, TM (1997). "Статистика для описания стабильности пульсаров и часов" (PDF) . Astronomy and Astrophysics . 326 : 924–928. Bibcode :1997A&A...326..924M. Архивировано из оригинала (PDF) 2011-07-25 . Получено 2010-04-03 .
  7. ^ Хартнетт, Джон Г.; Лёйтен, Андре Н. (2011-01-07). «Коллоквиум: Сравнение астрофизических и наземных стандартов частоты». Reviews of Modern Physics . 83 (1): 1–9. arXiv : 1004.0115 . Bibcode :2011RvMP...83....1H. doi :10.1103/revmodphys.83.1. ISSN  0034-6861. S2CID  118396798.
  8. ^ Расио, Фредерик (2011). «Открытие планет вблизи пульсаров». Science . doi :10.1126/science.1212489.
  9. ^ Бэкер, DC; Кулкарни, SR; Хейлс, C.; Дэвис, MM; Госс, WM (1982), "Миллисекундный пульсар", Nature , 300 (5893): 615–618, Bibcode : 1982Natur.300..615B, doi : 10.1038/300615a0, S2CID  4247734
  10. ^ "База данных пульсаров ATNF" . Получено 17.05.2009 .
  11. ^ Хессельс, Джейсон; Рэнсом, Скотт М.; Лестница, Ингрид Х.; Фрейре, Пауло CC; Каспи, Виктория М .; Камило, Фернандо (2006). «Радиопульсар, вращающийся на частоте 716 Гц». Наука . 311 (5769): 1901–1904. arXiv : astro-ph/0601337 . Бибкод : 2006Sci...311.1901H. дои : 10.1126/science.1123430. PMID  16410486. S2CID  14945340.
  12. ^ Naeye, Robert (2006-01-13). "Вращающийся пульсар бьет рекорд". Sky & Telescope . Архивировано из оригинала 2007-12-29 . Получено 2008-01-18 .
  13. ^ Кук, ГБ; Шапиро, СЛ; Тьюкольский, С.А. (1994). «Переработка пульсаров в миллисекундные периоды в общей теории относительности». Astrophysical Journal Letters . 423 : 117–120. Bibcode : 1994ApJ...423L.117C. doi : 10.1086/187250.
  14. ^ Haensel, P.; Lasota, JP; Zdunik, JL (1999). «О минимальном периоде равномерно вращающихся нейтронных звезд». Астрономия и астрофизика . 344 : 151–153. Bibcode : 1999A&A...344..151H.
  15. ^ Чакрабарти, Д.; Морган, Э. Х.; Муно, М. П.; Гэллоуэй, Д. К.; Вейнандс, Р.; ван дер Клис, М.; Марквардт, К. Б. (2003). «Ядерные миллисекундные пульсары и максимальная частота вращения нейтронных звезд». Nature . 424 (6944): 42–44. arXiv : astro-ph/0307029 . Bibcode :2003Natur.424...42C. doi :10.1038/nature01732. PMID  12840751. S2CID  1938122.
  16. ^ Кизилтан, Бюлент; Торсетт, Стивен Э. (2007-02-19). "Интеграл указывает на самую быструю вращающуюся нейтронную звезду". Spaceflight Now . 693 (2). Европейское космическое агентство . arXiv : 0902.0604 . Bibcode : 2009ApJ...693L.109K. doi : 10.1088/0004-637X/693/2/L109. S2CID  2156395. Получено 2007-02-20 .
  17. ^ Сажин, М.В. (1978). «Возможности обнаружения сверхдлинных гравитационных волн». Сов. Астрон. 22 : 36–38. Bibcode :1978SvA....22...36S.
  18. ^ Детвейлер, С. Л. (1979). «Измерения времени пульсаров и поиск гравитационных волн». Astrophysical Journal . 234 : 1100–1104. Bibcode : 1979ApJ...234.1100D. doi : 10.1086/157593.
  19. ^ "ShieldSquare Captcha". iopscience.iop.org .
  20. ^ «Спустя 15 лет хронометраж пульсаров дает доказательства существования космического гравитационного волнового фона». Беркли . 11 августа 2022 г.
  21. ^ Хеллингс, РВ; Даунс, ГС (1983). «Верхние пределы изотропного гравитационного радиационного фона из анализа синхронизации пульсаров». Astrophysical Journal Letters . 265 : L39–L42. Bibcode : 1983ApJ...265L..39H. doi : 10.1086/183954 .
  22. ^ Фостер, RS; Бэкер, DC (1990). «Построение массива синхронизации пульсаров». Astrophysical Journal . 361 : 300–308. Bibcode : 1990ApJ...361..300F. doi : 10.1086/169195.
  23. ^ Хоббс, Г.; и др. (2010). «Проект International Pulsar Timing Array: использование пульсаров в качестве детектора гравитационных волн». Классическая и квантовая гравитация . 27 (8): 084013. arXiv : 0911.5206 . Bibcode : 2010CQGra..27h4013H. doi : 10.1088/0264-9381/27/8/084013. S2CID  56073764.
  24. ^ Деморест, П.; и др. (2013). «Ограничения на стохастическом гравитационно-волновом фоне из Североамериканской наногерцовой обсерватории гравитационных волн». Astrophysical Journal . 762 (2): 94–118. arXiv : 1201.6641 . Bibcode :2013ApJ...762...94D. doi :10.1088/0004-637X/762/2/94. S2CID  13883914.
  25. ^ Arzoumanian, Zaven; Baker, Paul T.; Blumer, Harsha; Bécsy, Bence; Brazier, Adam; Brook, Paul R.; Burke-Spolaor, Sarah; Chatterjee, Shami; Chen, Siyuan; Cordes, James M.; Cornish, Neil J.; Crawford, Fronefield; Cromartie, H. Thankful; Decesar, Megan E.; Demorest, Paul B. (2020-12-01). "Набор данных NANOGrav за 12,5 лет: поиск изотропного стохастического гравитационно-волнового фона". The Astrophysical Journal . 905 (2): L34. arXiv : 2009.04496 . Bibcode :2020ApJ...905L..34A. doi : 10.3847/2041-8213/abd401 . ISSN  0004-637X. S2CID  221586395.
  26. ^ О'Нил, Ян; Кофилд, Калла (11 января 2021 г.). «Поиск гравитационных волн находит новую заманчивую подсказку». NASA . Получено 11 января 2021 г. .
  27. ^ "Кривая Хеллингса и Даунса". astro.vaporia.com . Получено 29 июня 2023 г. .
  28. ^ Агази, Габриэлла; Анумарлапуди, Акаш; Арчибальд, Энн М.; Арзуманян, Завен; Бейкер, Пол Т.; Бекси, Бенс; Блеча, Лора; Брейзиер, Адам; Брук, Пол Р.; Берк-Сполаор, Сара; Бернетт, Рэнд; Кейс, Робин; Чариси, Мария; Чаттерджи, Шами; Чатзииоанну, Катерина (2023-07-01). "Набор данных NANOGrav за 15 лет: доказательства гравитационно-волнового фона". Письма в Astrophysical Journal . 951 (1): L8. arXiv : 2306.16213 . Бибкод : 2023ApJ...951L...8A. doi : 10.3847/2041-8213/acdac6 . ISSN  2041-8205. S2CID  259274684.
  29. ^ Сотрудничество NANOGrav (29 июня 2023 г.). «В центре внимания 15-летний набор данных NANOGrav и гравитационно-волновой фон». Письма в Astrophysical Journal .

Внешние ссылки