Мілісекундний пульсар

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Діаграма показує механізм утворення пульсара з надшвидким обертанням. 1. Масивна зоря-надгігант і «звичайна» сонцеподібна зоря обертаються одна навколо одної. 2. Масивна зоря вибухає, залишаючи пульсар, який згодом сповільнюється, втрачає магнітне поле і стає відносно холодною й неактивною нейтронною зорею. 3. Згодом сонцеподібна зоря розширюється, передаючи речовину нейтронній зорі. Ця акреція прискорює обертання нейтронної зорі. 4. Акреція закінчується, а нейтронна зоря залишається мілісекундним пульсаром. 2b. В щільному кулястому скупченні зорі з найменшою масою викидаються, решта нормальних зір еволюціонують, і реалізується той самий сценарій (3-4), утворюючи багато мілісекундних пульсарів.

Мілісекундний пульсар — пульсар із періодом обертання менше 10 мілісекунд чи близько того. Мілісекундні пульсари виявили на радіо-, рентгенівських та гамма- частотах електромагнітного спектру. Основна теорія походження мілісекундних пульсарів полягає в тому, що це старі нейтронні зорі, які розкрутилися до високої швидкостей обертання внаслідок акреції речовини з зорі-супутника в тісній подвійній системі[1][2].

Походження[ред. | ред. код]

Мілісекундні пульсари вважаються пов’язаними з рентгенівськими подвійними системами малої маси. Вважається, що рентгенівське випромінювання в цих системах створюється акреційним диском нейтронної зорі, утвореним із зовнішніх шарів зорі-супутника, яка вийшла за межі своєї порожнини Роша. Передача кутового моменту в ході акреції може збільшити швидкість обертання пульсара до сотень обертів на секунду, як це й спостерігається в мілісекундних пульсарах.

Багато мілісекундних пульсарів перебувають у кулястих скупченнях. Це узгоджується з теорією їх утворення шляхом акреції, оскільки надзвичайно висока зоряна щільність цих скупчень призводить до набагато вищої ймовірності того, що пульсар має (або захоплює) гігантську зорю-супутник. Станом на 2007 рік у кулястих скупченнях було відомо близько 130 мілісекундних пульсарів[3]. Кулясте скупчення Terzan 5 містило 37 із них, за ним йдуть 47 Тукана — 22 пульсари, а в M28 і M15 - по 8 пульсарів у кожному.

Екзопланети[ред. | ред. код]

Імпульси мілісекундних пульсарів, якщо їх усереднити за десятиліття, мають стабільність, порівнянну зі стандартами часу на основі атомного годинника[4][5]. Це також робить їх дуже чутливими зондами свого середовища. Наприклад, невидимий обʼєкт на орбіті навколо них викликає періодичні доплерівські зміщення в часі прибуття імпульсів на Землю, які дозволяють вимірювання орбіти та маси невидимого об’єкта. Цей метод настільки чутливий, що дозволяє виявлення навіть таких маленьких об’єктів, як астероїди. Перші підтверджені екзопланети виявили на орбіті навколо мілісекундного пульсара PSR B1257+12, за кілька років до виявлення екзопланет навколо звичайних зір. Протягом кількох років ці планети залишалися єдиними відомими об’єктами земної маси за межами Сонячної системи. Один із них, PSR B1257+12 D, має навіть меншу масу, порівнянну з масою Місяця, і досі є найменшим за масою об’єктом, відомим за межами Сонячної системи[6].

Гранична швидкість обертання[ред. | ред. код]

Зоряна система Терзан 5

Перший мілісекундний пульсар, PSR B1937+21, відкрили 1982 року Дон Бекер та ін.[7] Він обертається приблизно 641 разів на секунду і досі залишається одним із найшвидших відомих мілісекундних пульсарів[8]. Пульсар PSR J1748-2446ad, відкритий у 2004 році, обертається 716 разів на секунду і станом на 2006 рік був найшвидшим відомим пульсаром[9][10].

Сучасні теорії будови та еволюції нейтронних зір передбачають, що пульсар розпадеться на частини, якщо обертатиметься зі швидкістю понад 1500 обертів за секунду[11][12], і що на швидкості понад 1000 обертів за секунду вони втрачатимуть енергію через гравітаційне випромінювання швидше, ніж процес акреції прискорюватиме їх[13].

На початку 2007 року за даними Rossi X-ray Timing Explorer і космічного телескопа INTEGRAL було виявлено нейтронну зорю XTE J1739-285 з частотою обертання 1122 Гц[14]. Результат не є статистично значущим і має рівень значущості лише 3 сигма. Хоча це цікавий кандидат для подальших спостережень, ті результати були непереконливі.

Вважається, що гравітаційне випромінювання відіграє певну роль в уповільненні швидкості обертання мілісекундних пульсарів. Один рентгенівський пульсар, який обертається зі швидкістю 599 обертів на секунду, IGR J00291+5934, є основним кандидатом на виявлення гравітаційних хвиль у майбутньому (більшість таких рентгенівських пульсарів обертається лише зі швидкістю близько 300 обертів на секунду).

Застосування до виявлення гравітаційних хвиль[ред. | ред. код]

Докладніше: Масив таймінгу пульсарів

Сажин[15] і Детвейлер[16] наприкінці 1970-х років першими запропонували використовувати пульсари як детектори гравітаційних хвиль. Ідея полягає в тому, щоб розглядати барицентр Сонячної системи та віддалений пульсар як протилежні кінці уявного плеча детектора гравітаційних хвиль. Пульсар діє як еталонний годинник на одному кінці плеча, посилаючи регулярні сигнали, які приймає спостерігач на Землі. Вплив гравітаційної хвилі полягає в порушенні локальної метрики простору-часу та зміні спостережуваної частоти обертання пульсара.

Діаграма кореляції між пульсарами, спостережуваними за допомогою NANOGrav (2023), залежно від кутової відстані між пульсарами. Теоретична модель позначена штриховою фіолетовою лінією, модель без гравітаційних хвиль — суцільною зеленою лінією[17][18].

Геллінгс і Даунс[19] в 1983 році поширили цю ідею на масив пульсарів і виявили, що стохастичний фон гравітаційних хвиль створить корельований сигнал для різних кутових відстаней на небі, тепер[коли?] відомий як крива Геллінгса—Даунса (англ. Hellings–Downs curve). Чутливість цього метода була обмежена точністю та стабільністю обертання пульсарів у масиві. Після відкриття першого мілісекундного пульсара в 1982 році Фостер і Беккер[en][20] були одними з перших астрономів, які серйозно покращили чутливість до гравітаційних хвиль, застосувавши аналіз Геллінгса—Даунса до масиву високостабільних мілісекундних пульсарів.

Поява сучасних цифрових систем збору даних, нових радіотелескопів і приймачів, а також відкриття багатьох нових пульсарів підвищили чутливість масиву таймінгу пульсарів. Стаття 2010 року Гоббса та ін.[21] підсумовує ранній стан таких міжнародних досліджень. Стаття 2013 року Демореста та ін.[22] описує аналіз даних NANOGrav за перші п'ять років і перше обмеження на стохастичний фон гравітаційних хвиль. Після цього у 2015 та 2018 роках відповідно були опубліковані результати NANOGrav за 9 і 11 років. Кожен додатково обмежив фон гравітаційної хвилі, а в другому випадку були вдосконалені методи точного визначення барицентру Сонячної системи.

У 2020 році було представлено перші докази гравітаційно-хвильового фону та отримано форму шуму, що відповідала теоретичним очікуванням, однак ці дані ще не можна було однозначно інтерпретувати як гравітаційні хвилі[23][24].

У червні 2023 року NANOGrav опублікував додаткові докази фону стохастичних гравітаційних хвиль, використовуючи дані за 15 років. Зокрема, він зробив вимірювання кривої Геллінгса–Даунса[25], унікальної ознаки спостереження гравітаційної хвилі[26][27].

Примітки[ред. | ред. код]

  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. ↑ Freire, Paulo. Pulsars in globular clusters. Arecibo Observatory. Архів оригіналу за 7 липня 2018. Процитовано 18 січня 2007.
  4. ↑ 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. Архів оригіналу (PDF) за 25 липня 2011. Процитовано 3 квітня 2010.
  5. ↑ Hartnett, John G.; Luiten, Andre N. (7 січня 2011). 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.
  6. ↑ Rasio, Frederic (2011). Planet Discovery near Pulsars. Science. doi:10.1126/science.1212489.
  7. ↑ 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
  8. ↑ The ATNF Pulsar Database. Процитовано 17 травня 2009.
  9. ↑ 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.
  10. ↑ Naeye, Robert (13 січня 2006). Spinning Pulsar Smashes Record. Sky & Telescope. Архів оригіналу за 29 грудня 2007. Процитовано 18 січня 2008.
  11. ↑ 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.
  12. ↑ 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.
  13. ↑ 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.
  14. ↑ Kiziltan, Bulent; Thorsett, Stephen E. (19 лютого 2007). 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. Процитовано 20 лютого 2007.
  15. ↑ Sazhin, M.V. (1978). Opportunities for detecting ultralong gravitational waves. Sov. Astron. 22: 36—38. Bibcode:1978SvA....22...36S.
  16. ↑ 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.
  17. ↑ http://iopscience.iop.org/collections/apjl-230623-245-Focus-on-NANOGrav-15-year
  18. ↑ http://news.berkeley.edu/2023/06/28/after-15-years-pulsar-timing-yields-evidence-of-cosmic-gravitational-wave-background
  19. ↑ 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.
  20. ↑ 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.
  21. ↑ Hobbs, G. та ін. (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.
  22. ↑ Demorest, P. та ін. (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.
  23. ↑ Arzoumanian, Zaven; Baker, Paul T.; Blumer, Harsha; Bécsy, Bence; Brazier, Adam; Brook, Paul R.; Burke-Spolaor, Sarah; Chatterjee, Shami; Chen, Siyuan (1 грудня 2020). The NANOGrav 12.5 yr Data Set: Search for an Isotropic Stochastic Gravitational-wave Background. The Astrophysical Journal. 905: L34. doi:10.3847/2041-8213/abd401. ISSN 0004-637X.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  24. ↑ O'Neill, Ian; Cofield, Calla (11 січня 2021). Gravitational Wave Search Finds Tantalizing New Clue. NASA. Процитовано 11 січня 2021.
  25. ↑ Hellings and Downs curve. astro.vaporia.com. Процитовано 29 червня 2023.
  26. ↑ Agazie, Gabriella; Anumarlapudi, Akash; Archibald, Anne M.; Arzoumanian, Zaven; Baker, Paul T.; Bécsy, Bence; Blecha, Laura; Brazier, Adam; Brook, Paul R. (1 липня 2023). The NANOGrav 15 yr Data Set: Evidence for a Gravitational-wave Background. The Astrophysical Journal Letters. 951 (1): L8. doi:10.3847/2041-8213/acdac6. ISSN 2041-8205.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  27. ↑ NANOGrav Collaboration (29 червня 2023). Focus on NANOGrav's 15 yr Data Set and the Gravitational Wave Background. The Astrophysical Journal Letters.

Посилання[ред. | ред. код]

Типи
Одинарні пульсари
Бінарні пульсари
Характеристики
Пов'язане
Відкриття
Дослідження
супутниками
Інше
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Мілісекундний_пульсар&oldid=40814959