Миллисекундный пульсар

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(перенаправлено с «Миллисекундные пульсары»)
Перейти к навигации Перейти к поиску
В двойных системах нейтронная звезда увеличивает свою угловую скорость путём аккреции и становится миллисекундным пульсаром

Миллисекундный пульсар (англ. Millisecond pulsar, MSP) — пульсар с периодом вращения в диапазоне от 1 до 10 миллисекунд. Подобные пульсары были обнаружены в радио-, рентгеновском[1] и гамма-диапазоне волн электромагнитного спектра. Теория происхождения всех миллисекундных пульсаров полностью не разработана. Наиболее распространенная теория их образования говорит, что такой пульсар изначально вращается не настолько быстро, но постепенно раскручивается благодаря аккреции вещества со звезды, образующей с ним тесную двойную систему. По этой причине пульсары иногда называют «раскрученными пульсарами» (англ. recycled pulsars)[2].

Миллисекундные пульсары являются членами маломассивных рентгеновских двойных систем. Рентгеновское излучение в этих системах исходит от аккреционного диска вокруг нейтронной звезды, на которую перетекают внешние слои звезды-компаньона, переполнившей свою полость Роша. Передача углового момента через аккреционный диск теоретически может увеличить скорость вращения пульсара до сотен оборотов в секунду. Магнитное поле миллисекундных пульсаров значительно слабее, чем у других пульсаров, поэтому энергию вращения они теряют медленно, и время их возможной жизни сопоставимо с возрастом наблюдаемой Вселенной. Это означает, что миллисекундные пульсары возникают очень редко. Они характерны для шаровых скоплений, где обычная нейтронная звезда может захватить другую звезду[3]. Миллисекундные пульсары являются старыми пульсарами, хотя не все старые пульсары вращаются быстро. Одиночные старые пульсары, двойные пульсары, а также члены любых широких двойных систем не могут раскручиваться, и вращение их со временем только замедляется.

Шаровое звёздное скопление Terzan 5

Тем не менее в последнее время появились свидетельства того, что стандартная модель эволюции не в состоянии объяснить происхождение всех миллисекундных пульсаров, особенно молодых пульсаров с относительно высокими магнитными полями, например, PSR B1937+21. Кизильтян (Kızıltan) и Торсет (Thorsett) показали, что миллисекундные пульсары должны формироваться в результате, по крайней мере, двух различных процессов[4]. Но природа второго процесса остаётся непонятной[5].

Многие миллисекундные пульсары находятся в шаровых скоплениях. Это согласуется с теорией их формирования путём раскрутки, так как чрезвычайно высокая плотность звёзд в этих скоплениях предполагает гораздо более высокую вероятность того, что пульсар будет иметь гигантскую звезду-компаньона или захватит её. В настоящее время известно около 130 миллисекундных пульсаров в шаровых скоплениях[6]: Шаровое скопление Terzan 5 содержит 33 таких пульсара, 47 Тукана — 22, M28 и M15 по 8 пульсаров каждое.

Миллисекундные пульсары испускают импульсы с очень высокой точностью, лучше, чем лучшие атомные часы[7]. Это делает их очень чувствительными зондами. Например, всё, что вращается по орбите вокруг миллисекундных пульсаров, вызывает периодические доплеровские сдвиги их импульсов во времени, которые затем могут быть проанализированы, чтобы выявить наличие компаньона и с высокой точностью измерить орбиту и массу объекта[8]. Метод настолько чувствителен, что с его помощью можно обнаружить даже объекты размером с астероид, если они находятся на орбите миллисекундного пульсара. Первая подтверждённая экзопланета, за несколько лет до первого открытия экзопланет вокруг «нормальных» звёзд, была обнаружена на орбите вокруг миллисекундного пульсара PSR B1257+12. Эти планеты земной массы оставались в течение многих лет единственными объектами такого рода, известными за пределами нашей Солнечной системы. И один из них (возможно, даже комета), с меньшей массой, сравнимой с массой нашей Луны, по сей день является объектом наименьшей массы, известным за пределами Солнечной системы[9].

В галактике наиболее точным ходом обладает пульсар j1713+0747.

Также очень точны пульсары j1909+3744, j1918+0642, j0030+0451, j0613-0200, j2317+1439. [10]

Ограничения на скорость вращения пульсаров[править | править код]

Аккреция вещества со звезды-компаньона — красного карлика на пульсар в представлении художника. Аккрецируемое вещество ускоряет вращение пульсара, делая его миллисекундным.

Первый миллисекундный пульсар, PSR B1937+21, обнаружен в 1982 году Чарльзом Беккером. Пульсар вращался со скоростью примерно 641 раз в секунду, он остается вторым наиболее быстровращающимся миллисекундным пульсаром примерно из 200, которые были обнаружены с тех пор[11]. Пульсар PSR J1748-2446ad, обнаруженный в 2005 году, является самым быстровращающимся пульсаром, известным по состоянию на 2012 год: его скорость — 716 оборотов в секунду[12][13].

Современные теории структуры и эволюции нейтронных звёзд предсказывают, что пульсары распались бы, если бы они вращались со скоростью ~1500 оборотов в секунду или более[14][15], и что при скорости выше 1000 оборотов в секунду они должны терять энергию путём гравитационного излучения быстрее, чем получают путём аккреции[16].

Тем не менее, в начале 2007 года космические рентгеновские обсерватории RXTE и INTEGRAL обнаружили нейтронную звезду XTE J1739-285, которая вращается со скоростью 1122 оборотов в секунду[17], однако этот результат не является статистически значимым, с уровнем значимости всего 3 сигма. Таким образом, этот пульсар является интересным кандидатом для дальнейшего наблюдения, текущие результаты не являются окончательными. Тем не менее, считается, что гравитационное излучение играет важную роль в замедлении скорости вращения. Кроме того, рентгеновский пульсар IGR J00291+5934, который вращается со скоростью 599 оборотов в секунду, является главным кандидатом для обнаружения таких волн в будущем (большинство рентгеновских пульсаров вращаются со скоростью около 300 оборотов в секунду)[18].

Примечания[править | править код]

  1. ↑ Феймер У. Рентгеновский пульсар. Астрономическая Картинка Дня. Астронет (23 июля 1998). Архивировано 21 марта 2009 года.
  2. ↑ Насимович Ю. А. НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ. ЗВЁЗДЫ. Астронет. Архивировано 11 февраля 2017 года.
  3. ↑ Попов С. Б. Интересный двойной радиопульсар. Астрономическая Научная Картинка Дня. Астронет (20 марта 2004). Архивировано 10 февраля 2012 года.
  4. ↑ Kızıltan, Bülent; Thorsett, S. E. Constraints on Pulsar Evolution: The Joint Period-Spin-down Distribution of Millisecond Pulsars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2009. — Vol. 693, no. 2. — P. L109—L112. — doi:10.1088/0004-637X/693/2/L109. — Bibcode: 2009ApJ...693L.109K. — arXiv:0902.0604.
  5. ↑ Naeye, Robert (2009). "Surprising Trove of Gamma-Ray Pulsars". Sky & Telescope. Архивировано из оригинала 29 мая 2012. (англ.)
  6. ↑ Freire, Paulo Pulsars in globular clusters. Arecibo Observatory. Архивировано 7 июля 2018 года. (англ.)
  7. ↑ Kopeikin, Sergei; Potapov, Vladimir. Millisecond and Binary Pulsars as Nature's Frequency Standards. III. Fourier Analysis and Spectral Sensitivity of Timing Observations to Low-Frequency Noise (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. — 2004. — Vol. 355, no. 2. — P. 395—412. — doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08331.x. — arXiv:astro-ph/0408366.
  8. ↑ Попов С. Б. Очень легкий миллисекундный пульсар. Астрономическая Научная Картинка Дня. Астронет (19 августа 2008). Архивировано 22 ноября 2011 года.
  9. ↑ Fischer, Daniel (2002). "A comet orbiting a pulsar?". Science. Архивировано из оригинала 11 марта 2016. Дата обращения: 7 июля 2020. (англ.)
  10. ↑ Обобщенный метод треуголки и его примения для построения групповой пульсирующей шкалы времени. А.Е.Родин. Письма в астрономический журнал 2022, т 48
  11. ↑ The ATNF Pulsar Database. Архивировано 6 января 2014 года. (англ.)
  12. ↑ Hessels, Jason; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo C. C.; Kaspi, Victoria M.[en]; Camilo, Fernando. A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz (англ.) // Science : journal. — 2006. — Vol. 311, no. 5769. — P. 1901—1904. — doi:10.1126/science.1123430. — Bibcode: 2006Sci...311.1901H. — arXiv:astro-ph/0601337. — PMID 16410486.
  13. ↑ Naeye, Robert (2006-01-13). "Spinning Pulsar Smashes Record". Sky & Telescope. Архивировано из оригинала 29 декабря 2007. (англ.)
  14. ↑ Cook G. B., Shapiro S. L., Teukolsky S. A. Recycling Pulsars to Millisecond Periods in General Relativity (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1994. — Vol. 423. — P. 117—120. — doi:10.1086/187250. — Bibcode: 1994ApJ...423L.117C.
  15. ↑ Haensel P., Lasota J. P., Zdunik J. L. On the minimum period of uniformly rotating neutron stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : журнал. — 1999. — Vol. 344. — P. 151—153. — Bibcode: 1999A&A...344..151H.
  16. ↑ Chakrabarty D., Morgan E. H., Muno M. P., Galloway D. K., Wijnands R., van der Klis M., Markwardt C. B. Nuclear-powered millisecond pulsars and the maximum spin frequency of neutron stars (англ.) // Nature : journal. — 2003. — Vol. 424, no. 6944. — P. 42—44. — doi:10.1038/nature01732. — Bibcode: 2003Natur.424...42C. — arXiv:astro-ph/0307029. — PMID 12840751. Архивировано 14 мая 2009 года.
  17. ↑ Integral points to the fastest spinning neutron star (англ.) // Spaceflight Now : journal. — European Space Agency, 2007. — 19 February. Архивировано 23 марта 2021 года.
  18. ↑ Torres M. A. P., Jonker P. G., Steeghs D., Roelofs G. H. A., Bloom J. S., Casares J., Falco E. E., Garcia M. R., Marsh T. R., Mendez M., Miller J. M., Nelemans G., Rodríguez-Gil P. Observations of the 599 Hz Accreting X-Ray Pulsar IGR J00291+5934 during the 2004 Outburst and in Quiescence (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2008. — Vol. 672, no. 1079. — doi:10.1086/523831.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Миллисекундный_пульсар&oldid=134979136