Pulsary: Model lustrzany wirującego neutronowego gwiazdka

Gwiazda neutronowa rozmiaru miasta, obracająca się niezwykle szybko

Pulsar to prędko obracająca się gwiazda neutronowa — zamurowany jądro pozostawione po supernowie masowej gwiazdy, która spakowania około masy Słońca w sferę o średnicy ok. 20 km, tak gęstą, że łyżka z jej materiału ważyłaby biliony ton. Zasada zachowania chwilowego momentu pędzkiego podczas tego zamknięcia jest powodem, dla którego pulsary obracają się tak szybko: jądro gwiazdy, które przed zamknięciem potrafiło obracać się w tygodnie, może po spakowaniu do gęstości jądra gwiazdowego skończyć się obracając setki lub nawet tysiące razy na sekundę, taka sama przyczyna, dla której skocznik szybciej obraca się zgięwając ramiona.

Model latarni morskiej

Magnetyczne pole pulsara nie jest zazwyczaj położone wzdłuż osi obrotu — podobnie jak Ziemia, która ma niezgodność między magnetycznym a geograficznym pólami, ale na znacznie większą skalę. Cargowane cząsteczki przyspieszone wzdłuż linii pola magnetycznego blisko pól magnetycznych emitem szeroką, skupioną konicję promieniowania radiowego (a często również X-ray lub gamma-ray) dla każdego z pól magnetycznych. Podczas obrotu gwiazdy ten puchar sięgany jest jak latarnia morska, a jeśli — i tylko wtedy — Ziemia przypadkowo znajduje się na ścieżce skierowanej przez pucharek, odkrywamy impuls raz (lub dwa razy, dla obu pól) na obrót. To jest model latarni morskiej, zaproponowany w ciągu kilku miesięcy po odkryciu pulsarów przez Jocelyn Bell Burnell i Antona Hewisha w 1967 roku, a wyjaśnia dlaczego większość neutronowych gwiazd w galaktyce nigdy nie jest obserwowana jako pulsary z Ziemi — ich pucharki prosty są po prostu nigdy nie skierowane na nas.

Dlaczego pulsy są tak precyzyjnie regularne

Okres pulsara jest zdefiniowany przez jego chwilową moment niepewności i prędkość obrotu, zarówno ogromną, jak i bardzo wolno zmieniającą się — pulsary to po zegarkach atomowych jedne z najbardziej stabilnych naturalnych zegarów znanych nam, z niektóre pulsary milisekundowe utrzymywane są w rytmie z precyzją lepszą niż 1 do 10¹⁵ przez lata. Ta regularność jest tą, która pozwoliła na nieokreślone potwierdzenie istnienia fal graviacyjnych (orbita dwojga pulsarów Hulse-Taylor dopasowuje się z precyzją do przewidywań generalnej teorii względności, co dało 1993 roku Nobla) i to, co obecnie wykorzystują nowoczesne tablice mierzenia pulsarów do poszukiwania stochastycznego tła fal graviacyjnych z binariów czarnych dziur o supermasowych masach po całym uniwersum.

Spin-down: pulsary wolno hamują

Choć okres jest niezwykle stabilny na skalę ludzkich czasów, każda pulsara bardzo powoli hamuje, radując się energią rotacyjną poprzez emisję elektromagnetyczną i wiatr cząsteczkowy. Przyspieszenie hamujące opisane jest indeksem hamowania n:

dΩ/dt = -k · Ω^n n = 3 dla purescensgo hamowania dipolowego magnetycznego (idealistyczne) n obserwowany zazwyczaj wynosi 2,0-2,9 dla rzeczywistych pulsarów (mieszanka wiatru cząsteczkowego i dipolowego) Porównując bieżący okres do prędkości hamowania można uzyskać przybliżoną charakterystyczną wiek pulsary, a dla młodych pulsarów, takich jak ten w Wodospadzie Krabowskim, ta szacunkowa data zgadza się zrecznie z rejestrami historycznymi wybuchu supernow — supernawa Krabowska była obserwowana i zapisywana przez astronomów w 1054 roku naszej ery, a charakterystyczny wiek hamowania pulsary jest zgodny z około tysiącem lat.

dΩ/dt = -k · Ω^n
n = 3   for pure magnetic dipole braking (idealised)
observed n typically 2.0-2.9 for real pulsars (particle wind + dipole mix)

Pulsary milisekundowe: ponownie obrotowe przez towarzysza

Bez interferencji zewnętrznej, zwolnienie obrotu pulsara powoduje jego wreszcie ucichnięcie, ponieważ okres się przedłuża i mechanizm strumienia słabnie. Jednak niektóre stare, wolne pulsary w układach binarnych są ponownie obrotowe: materiał przysyłany z towarzyszącej gwiazdy przenosi chwilowy chwilowy chwilowy moment dookoła osi na pulsar, obracając go z powrotem do okresów milisekundowych — najbardziej szybki znany pulsar, PSR J1748-2446ad, wykonuje pełny obieg w mniej niż 1,4 milisekundy, co oznacza, że powierzchnia na równiku porusza się z istotną częścią prędkości światła. Te pulsary milisekundowe są stare (często biliony lat), ale obracają się szybciej niż jakikolwiek młody pulsar, dokładnie dlatego, że ich prędkość została pożyczona z towarzysza, a nie dziedziczonej od niedawnej implozji supernow.

Dlaczego czasami widzimy tylko pulsy, a nie ciągłe światło

Geometria latarni jest także powodem, dla którego pulsary, mimo że emitem ciągle z ich pól magnetycznych, są zauważane jedynie jako szereg pulsów, a nie stałą sygnał — dokładnie tak samo jak promień latarni nie jest widoczny z większości położen na brzegu i pojawi się tylko raz na obrot, dla obserwatora stojącego w ścieżce jego skanowanej ścieżki. Szerokość obserwowanej pulsy (wykazująca zazwyczaj kilka procent pełnego okresu) odzwierciedla kątowy promień stożka emisji i geometrię, w jakim ścieżka skanowana promienia dotyka linii widzenia obserwatora, co jest również powodem dla zmian niewielkich kształtu pulsów w ciągu lat ze względu na przechodzenie geometrii promienia.

Często zadawane pytania

Wypróbuj na żywo

Wszystko powyżej działa bezpośrednio w Twojej przeglądarce — otwórz Pulsar i zmieniaj parametry podczas działania. Nic nie jest instalowane ani przesyłane na serwer, cały model działa w jednej karcie.