الفلك

ما الذي يجعل النجوم النابضة سريعة الحركة تتحرك بهذه السرعة؟

ما الذي يجعل النجوم النابضة سريعة الحركة تتحرك بهذه السرعة؟

تبحث هذه المقالة في الآثار التي تركتها النجوم النابضة سريعة الحركة في ISM. هل هناك آلية خاصة بالنجوم النابضة تجعلها تتحرك بهذه السرعة ، أم أن هناك عددًا مماثلًا من النجوم سريعة الحركة؟

المقال يذكر ذلك أيضًا

العديد من النجوم النابضة سريعة الحركة تفلت بسرعة من بقايا المستعر الأعظم المضيف

يبدو أن هذا يشير إلى أن شيئًا ما أثناء المستعر الأعظم يجعل النجم النابض يتسارع (أو البقية تبطئ). كيف يحدث هذا؟


السيناريو الأكثر ترجيحًا هو أن عدم التناسق في انفجار المستعر الأعظم يضفي زخمًا على النجم النيوتروني الأولي في قلبه. لم يتم تسوية القضية.

دراسة حديثة قام بها Verbunt et al. (2017) نماذج توزيع سرعة النجوم النابضة الصغيرة كمجموع توزيعين ماكسويل ، أحدهما بمتوسط ​​سرعة $ سيم 130 دولار كم / ث والآخر بمتوسط ​​سرعة $ sim 520 دولار كم / ثانية. حوالي 30٪ من السكان هم من السكان ذوي السرعة المنخفضة ونسبة قليلة فقط لديهم سرعات أقل من 60 كم / ثانية ... يظهر مخطط التوزيع (النموذجي) في الشكل 9 من تلك الورقة.

لماذا تتحرك بعض النجوم النابضة بهذه السرعة؟ الحفاظ على الزخم. النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية كتلتها حوالي 1.5 مليون دولار _ { odot} دولار، التي ولدت في قلب انهيار سوبر نوفا. تقابل سرعة 500 كم / ثانية طاقة حركية تبلغ حوالي 4 دولارات مرة 10 ^ {41} دولار J والزخم الخطي لـ 1.5 دولار مرة 10 ^ {36} دولار كجم م / ث ، ولكن خلال المستعر الأعظم ، تقريبًا $10^{46}$ يتم توفير J عندما ينهار اللب من حجم الأرض تقريبًا إلى كرة من النيوترونات يبلغ قطرها 20 كم. وبالتالي ، يجب إعطاء جزء صغير فقط من هذه الطاقة للنجم النيوتروني لتسريعها إلى سرعات عالية.

يتم إطلاق معظم الطاقة في المستعر الأعظم على شكل نيوترينوات عديمة الكتلة تقريبًا من القلب. بالترتيب من حيث الحجم ، تحمل النيوترينوات زخمًا خطيًا قدره $ sim E / c = 3.3 مرات 10 ^ {37} دولار كجم م / ث. إذا كان هناك عدم تناسق صغير في كيفية هروب هذه النيوترينوات - أي في اتجاه واحد أكثر من الآخر ، فإن الحفاظ على الزخم يتطلب أن يتحرك اللب في الاتجاه المعاكس. لمطابقة الزخم الخطي المرصود للنجوم النيوترونية سريعة الحركة ، سيتطلب عدم تناسق اتجاهي لانبعاث النيوترينو $ سيم 5 دولار٪ ، (وهو أمر غير مرجح وقد يتطلب مجالات مغناطيسية من $10^{12}$ تي ناردي وزولواغا 2001). قد تكون الفكرة الأفضل هي أنه في المراحل الأولى من الانهيار ، تكون المادة الأساسية غير شفافة للنيوترينوات ويمكن أن يكون هناك عدم تناسق في الطريقة التي تنفصل بها النيوترينوات عن المادة الممتصة (على سبيل المثال ، نوردهاوس وآخرون 2012).

البدائل هي أن هناك عدم استقرار في المراحل النهائية للحرق النووي ، قبل الانهيار الأساسي مباشرة. يتسبب عدم الاستقرار هذا في اهتزاز النواة ذهابًا وإيابًا وعندما يحدث المستعر الأعظم ، يحدث أن القلب ينتقل بطريقة أو بأخرى. كانت هناك أيضًا اقتراحات بأن الإشعاع غير المتماثل الصادر عن النجم النابض نفسه يمكن أن يسرعه تدريجيًا إلى السرعات المرصودة.


كيف تدور النجوم النابضة بالمللي ثانية بسرعة كبيرة

منظر كامل للأشعة السينية للمجموعة النجمية الكروية 47 Tucanae. رصيد الصورة: NASA / CXC / Northwestern U./CHeinke et al. اضغط للتكبير
تقدم أرصاد شاندرا الجديدة أفضل المعلومات حتى الآن حول سبب دوران مثل هذه النجوم النيوترونية ، التي تسمى النجوم النابضة ميلي ثانية ، بسرعة كبيرة. المفتاح ، كما هو الحال في العقارات ، هو الموقع والموقع والموقع & # 8211 في هذه الحالة الحدود المزدحمة للعنقود النجمي الكروي 47 Tucanae ، حيث يفصل بين النجوم أقل من عُشر سنة ضوئية. هناك ما يقرب من عشرين نجمًا من النجوم النابضة بالمللي ثانية. هذه العينة الكبيرة هي بمثابة ثروة لعلماء الفلك الذين يسعون إلى اختبار النظريات الخاصة بأصل النجوم النابضة بالمللي ثانية ، وتزيد من فرص العثور على جسم انتقالي مهم مثل 47 Tuc W.

تبرز 47 Tuc W من بين الحشود لأنها تنتج أشعة سينية عالية الطاقة أكثر من غيرها. يشير هذا الشذوذ إلى أصل مختلف للأشعة السينية ، ألا وهو موجة الصدمة الناتجة عن تصادم المادة المتدفقة من النجم المرافق والجسيمات التي تبتعد عن النجم النابض بسرعة تقترب من سرعة الضوء. تدعم الاختلافات المنتظمة في الضوء الضوئي وضوء الأشعة السينية المقابلة للفترة المدارية للنجوم هذا التفسير.

أشار فريق من علماء الفلك من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية في كامبريدج ، ماساتشوستس إلى أن توقيع الأشعة السينية وتنوع الضوء من 47 Tuc W متطابقان تقريبًا مع تلك التي لوحظت من مصدر ثنائي للأشعة السينية يُعرف باسم J1808. يقترحون أن أوجه التشابه هذه بين نجم نابض معروف بالمللي ثانية وثنائي معروف للأشعة السينية يوفر الرابط الذي طال البحث عنه بين هذه الأنواع من الكائنات.

من الناحية النظرية ، فإن الخطوة الأولى نحو إنتاج نجم نابض يبلغ مللي ثانية هي تكوين نجم نيوتروني عندما يتحول نجم ضخم إلى مستعر أعظم. إذا كان النجم النيوتروني في كتلة كروية ، فسوف يؤدي رقصة غير منتظمة حول مركز العنقود ، ويلتقط نجمًا مصاحبًا قد يتبادله لاحقًا بآخر.

كما هو الحال في حلبة الرقص المزدحمة ، يمكن أن يتسبب الازدحام في الكتلة الكروية في اقتراب النجم النيوتروني من رفيقه ، أو تبديل الشركاء لتشكيل زوج أكثر إحكاما. عندما يصبح الاقتران قريبًا بدرجة كافية ، يبدأ النجم النيوتروني في سحب المادة بعيدًا عن شريكه. عندما تسقط المادة على النجم النيوتروني ، فإنها تطلق أشعة سينية. تم تشكيل نظام ثنائي للأشعة السينية ، واتخذ النجم النيوتروني الخطوة الثانية الحاسمة نحو أن يصبح نجمًا نابضًا بالمللي ثانية.

المادة التي تسقط على النجم النيوتروني تدور ببطء ، بنفس الطريقة التي يمكن بها لف دائري الطفل عن طريق دفعه في كل مرة يأتي. بعد 10 إلى 100 مليون سنة من الدفع ، يدور النجم النيوتروني مرة واحدة كل بضعة أجزاء من الألف من الثانية. أخيرًا ، نظرًا للدوران السريع للنجم النيوتروني ، أو تطور رفيقه ، يتوقف انسداد المادة ، وينخفض ​​انبعاث الأشعة السينية ، ويظهر النجم النيوتروني باعتباره نجمًا نابضًا باعثًا للراديو.

من المحتمل أن يكون النجم المرافق في 47 Tuc W & # 8211 نجمًا عاديًا كتلته أكبر من ثُمن كتلة الشمس & # 8211 شريكًا جديدًا ، وليس الرفيق الذي قام بتدوير النجم النابض. يحاول الشريك الجديد ، الذي تم الحصول عليه مؤخرًا في بورصة أخرجت الرفيق السابق ، التفريغ على النجم النابض الذي تم تدويره بالفعل ، مما يؤدي إلى ظهور موجة الصدمة المرصودة. في المقابل ، فإن ثنائي J1808 للأشعة السينية ليس في كتلة كروية ، ومن المحتمل جدًا أنه يتعامل مع رفيقه الأصلي ، الذي استنفد إلى حجم قزم بني بكتلة أقل من 5٪ من كتلة الشمس.

يقبل معظم علماء الفلك سيناريو الدوران الثنائي لإنشاء النجوم النابضة بالمللي ثانية لأنهم لاحظوا تسارع النجوم النيوترونية في أنظمة الأشعة السينية الثنائية ، كما لوحظ أن جميع النجوم النابضة بالمللي ثانية في أنظمة ثنائية. حتى الآن ، لا يوجد دليل قاطع ، لأنه لا يُعرف سوى القليل جدًا عن الأشياء الانتقالية بين الخطوتين الثانية والأخيرة.

هذا هو السبب في أن 47 Tuc W ساخن. يربط النجم النابض بالميلي ثانية بالعديد من خصائص ثنائي الأشعة السينية ، بـ J1808 ، وهو ثنائي الأشعة السينية الذي يتصرف بعدة طرق مثل النجم النابض بالمللي ثانية ، مما يوفر سلسلة قوية من الأدلة لدعم النظرية.


محتويات

تم العثور على أول انفجار راديو سريع يتم وصفه ، Lorimer Burst FRB 010724 ، في عام 2007 في البيانات المؤرشفة التي سجلها مرصد باركس في 24 يوليو 2001. منذ ذلك الحين ، تم العثور على العديد من FRBs في البيانات المسجلة مسبقًا. في 19 يناير 2015 ، أفاد علماء الفلك في وكالة العلوم الوطنية الأسترالية (CSIRO) أن انفجارًا لاسلكيًا سريعًا قد لوحظ لأول مرة على الهواء مباشرة ، بواسطة مرصد باركس. [37] تم اكتشاف العديد من FRBs في الوقت الفعلي بواسطة التلسكوب اللاسلكي CHIME منذ أن أصبح جاهزًا للعمل في عام 2018 ، بما في ذلك أول FRB تم اكتشافه من داخل مجرة ​​درب التبانة في أبريل 2020. [30] [38]

الاندفاعات الراديوية السريعة ساطعة ، غير محسومة (تشبه النقاط) ، ذات نطاق عريض (تغطي نطاقًا كبيرًا من ترددات الراديو) ، ومضات ملي ثانية موجودة في أجزاء من السماء. على عكس العديد من المصادر الراديوية ، يتم الكشف عن إشارة من دفقة في فترة زمنية قصيرة بقوة كافية لتبرز من ضوضاء الأرضية. يظهر الاندفاع عادةً على شكل ارتفاع منفرد للطاقة دون أي تغيير في قوتها بمرور الوقت. تدوم النبضات لعدة أجزاء من الألف من الثانية (أجزاء من الألف من الثانية). تأتي الدفقات من جميع أنحاء السماء ، ولا تتركز على مستوى مجرة ​​درب التبانة. مواقع FRB المعروفة متحيزة بأجزاء السماء التي يمكن للمراصد تصويرها.

لدى العديد منها ترددات راديو تم اكتشافها حول 1400 ميجاهرتز ، وقد تم اكتشاف عدد قليل منها عند ترددات أقل في نطاق 400-800 ميجاهرتز. [39] تتأخر الترددات المكونة لكل رشقة بفترات زمنية مختلفة اعتمادًا على الطول الموجي. يتم وصف هذا التأخير بقيمة يشار إليها بمقياس التشتت (DM). [40] ينتج عن هذا إشارة مستقبلة تنخفض بسرعة في التردد ، حيث تتأخر الأطوال الموجية الأطول أكثر.

تحرير أصل خارج المجرة

وضع مقياس التداخل UTMOST حدًا أدنى قدره 10000 كيلومتر للمسافة التي اكتشفها إلى FRBs ، مما يدعم حالة أصل فلكي ، وليس أرضي (لأن مصادر الإشارة على الأرض مستبعدة على أنها أقرب من هذا الحد). يمكن تحديد هذا الحد من حقيقة أن المصادر الأقرب سيكون لها مقدمة موجة منحنية يمكن اكتشافها بواسطة الهوائيات المتعددة لمقياس التداخل. [41]

تتمتع الانفجارات الراديوية السريعة بقياسات تشتت النبضة و GT 100 سم −3 [42] ، أكبر بكثير مما كان متوقعًا لمصدر داخل مجرة ​​درب التبانة [43] وتتوافق مع الانتشار عبر البلازما المتأينة. [40] علاوة على ذلك ، فإن توزيعها خواص الخواص (لا يأتي بشكل خاص من المستوى المجري) [41]: الشكل 3 وبالتالي يُخمن أنها من أصل خارج المجرة.

بسبب الطبيعة المعزولة للظاهرة المرصودة ، تظل طبيعة المصدر تخمينية. اعتبارًا من عام 2020 [تحديث] ، لا يوجد تفسير واحد مقبول بشكل عام ، على الرغم من تحديد نجم مغناطيسي كمصدر محتمل. يُعتقد أن حجم المصادر يبلغ بضع مئات من الكيلومترات أو أقل ، حيث تدوم الرشقات لبضعة أجزاء من الثانية فقط. السببية محدودة بسبب سرعة الضوء ، حوالي 300 كيلومتر لكل مللي ثانية ، لذلك إذا كانت المصادر أكبر من حوالي 1000 كيلومتر ، فستكون هناك حاجة إلى آلية مزامنة معقدة لكي تكون الدفقات قصيرة جدًا. إذا كانت الدفقات تأتي من مسافات كونية ، فيجب أن تكون مصادرها نشطة للغاية. [3]

قد يكون أحد التفسيرات المحتملة حدوث تصادم بين أجسام كثيفة للغاية مثل اندماج الثقوب السوداء أو النجوم النيوترونية. [44] [45] [46] لقد تم اقتراح أن هناك ارتباطًا بانفجارات أشعة جاما. [47] [48] تكهن البعض بأن هذه الإشارات قد تكون مصطنعة في الأصل ، وأنها قد تكون علامات على ذكاء خارج كوكب الأرض ، [49] [50] [51] مما يدل على بصمات تقنية حقيقية. [52] وبالمثل ، عندما تم اكتشاف أول نجم نابض ، كان يُعتقد أن النبضات السريعة والمنتظمة يمكن أن تنشأ من حضارة بعيدة ، والمصدر الملقب بـ "LGM-1" (لـ "الرجال الخضر الصغار"). [53] في عام 2007 ، مباشرة بعد نشر الطبعة الإلكترونية مع الاكتشاف الأول ، تم اقتراح أن الانفجارات الراديوية السريعة يمكن أن تكون مرتبطة بالفرط الفائق للنجوم المغناطيسية. [54] [55] في عام 2015 ، دعمت ثلاث دراسات فرضية المغناطيس. [43] [56] [57] [58] تحديد أول FRB من مجرة ​​درب التبانة ، والذي نشأ من المغناطيس SGR 1935 + 2154 ، يشير إلى أن المغناطيس قد يكون مصدرًا واحدًا لـ FRB. [30]

يمكن أن تكون المستعرات الأعظمية النشطة بشكل خاص مصدر هذه الانفجارات. [59] تم اقتراح Blitzars في عام 2013 كتفسير. [3] في عام 2014 ، تم اقتراح أنه بعد انهيار النجوم النابضة الناجم عن المادة المظلمة ، [60] يمكن أن يكون الطرد الناتج للأغلفة المغناطيسية للنجم النابض مصدرًا للانفجارات الراديوية السريعة. [61] في عام 2015 ، تم اقتراح أن FRBs ناتجة عن التحلل المتفجر لعناقيد الأكسيون الصغيرة. [62] مصدر آخر محتمل غريب هو الأوتار الكونية التي أنتجت هذه الدفقات أثناء تفاعلها مع البلازما التي تغلغلت في الكون المبكر. [59] في عام 2016 ، تم اقتراح انهيار الأغلفة المغناطيسية لثقوب كير-نيومان السوداء لشرح أصل "الشفق اللاحق" لأشعة غاما الضعيفة عابرة 0.4 ثانية بعد GW 150914. [63] [64] لديها كما تم اقتراح أنه إذا نشأت رشقات الراديو السريعة عن انفجارات الثقب الأسود ، فإن FRBs ستكون أول اكتشاف لتأثيرات الجاذبية الكمية. [46] [65] في أوائل عام 2017 ، تم اقتراح أن المجال المغناطيسي القوي بالقرب من ثقب أسود فائق الكتلة يمكن أن يزعزع استقرار الصفائح الحالية داخل الغلاف المغناطيسي للنجم النابض ، مما يؤدي إلى إطلاق الطاقة المحتجزة لتشغيل FRBs. [66]

أطلقت رشقات نارية متكررة من FRB 121102 فرضيات أصل متعددة. [67] تم اقتراح ظاهرة انبعاث متماسكة تُعرف باسم الإشعاع الفائق ، والتي تتضمن حالات ميكانيكية كمومية متشابكة واسعة النطاق ربما تنشأ في بيئات مثل نوى المجرة النشطة ، لشرح هذه الملاحظات وغيرها من الملاحظات المرتبطة مع FRBs (على سبيل المثال ، معدل الأحداث المرتفع ، التكرار ، ملامح متغيرة الكثافة). [68] في يوليو 2019 ، أفاد علماء الفلك بذلك غير مكرر قد لا تكون الاندفاعات الراديوية السريعة أحداثًا لمرة واحدة ، ولكن في الواقع مكررات FRB مع أحداث متكررة لم يتم اكتشافها ، علاوة على ذلك ، قد تتشكل FRBs بواسطة أحداث لم يتم رؤيتها أو النظر فيها بعد. [69] [70] تتضمن الاحتمالات الإضافية أن FRBs قد تنشأ من التوهجات النجمية القريبة. [71]

يتم تسمية الدفقات الراديوية السريعة حسب تاريخ تسجيل الإشارة ، باسم "FRB YYMMDD".

2007 (Lorimer Burst) تحرير

تم اكتشاف أول FRB ، وهو Lorimer Burst FRB 010724 ، في عام 2007 عندما كلف Duncan Lorimer من جامعة West Virginia طالبه David Narkevic بالاطلاع على البيانات الأرشيفية التي تم التقاطها في عام 2001 بواسطة طبق راديو Parkes في أستراليا. [٤٦] وجد تحليل بيانات المسح انفجارًا مشتتًا بمقدار 30 جانسكي حدث في 24 يوليو 2001 ، [40] مدة أقل من 5 مللي ثانية ، تقع على بعد 3 درجات من سحابة ماجلان الصغيرة. تعارض خصائص الانفجار المُبلغ عنها وجود ارتباط مادي مع مجرة ​​درب التبانة أو سحابة ماجلان الصغيرة. أصبح الانفجار معروفًا باسم انفجار لوريمر. [72] يجادل المكتشفون بأن النماذج الحالية لمحتوى الإلكترون الحر في الكون تدل على أن الاندفاع يبعد أقل من 1 غيغابارسك. تشير حقيقة عدم رؤية أي رشقات نارية أخرى خلال 90 ساعة من الملاحظات الإضافية إلى أنه كان حدثًا فريدًا مثل سوبر نوفا أو اندماج كائنات نسبية. [40] يقترح أن المئات من الأحداث المماثلة يمكن أن تحدث كل يوم وإذا تم الكشف عنها يمكن أن تكون بمثابة مسابر كونية. [1]

2010 تحرير

في عام 2010 ، كان هناك تقرير عن 16 نبضة مماثلة ، من الواضح أنها من أصل أرضي ، تم اكتشافها بواسطة تلسكوب باركس الراديوي وأعطيت اسم perytons. [73] في عام 2015 ، تبين أن البيريتونات تتولد عندما تم فتح أبواب فرن الميكروويف أثناء دورة التسخين ، مع الكشف عن الانبعاثات الناتجة عن أنبوب المغنطرون الخاص بفرن الميكروويف أثناء إيقاف تشغيله. [74]

2011 تحرير

في عام 2015 ، تم اكتشاف FRB 110523 في البيانات الأرشيفية التي تم جمعها في عام 2011 من تلسكوب جرين بانك. [43] كان أول FRB الذي تم الكشف عن استقطاب خطي (مما يسمح بقياس دوران فاراداي). يشير قياس تأخير تشتت الإشارة إلى أن هذه الدفقة كانت من أصل خارج المجرة ، ربما يصل إلى 6 مليارات سنة ضوئية. [75]

2012 تحرير

قدّرت Victoria Kaspi من جامعة McGill أن ما يصل إلى 10000 دفقة راديوية سريعة قد تحدث يوميًا فوق السماء بأكملها. [76]

FRB 121102 تحرير

أكدت المراقبة في عام 2012 للانفجار الراديوي السريع (FRB 121102) [7] في اتجاه Auriga في نصف الكرة الشمالي باستخدام تلسكوب Arecibo الراديوي الأصل خارج المجرة لنبضات الراديو السريعة بتأثير يُعرف باسم تشتت البلازما.

في تشرين الثاني (نوفمبر) 2015 ، وجد عالم الفلك بول شولز في جامعة ماكجيل في كندا عشر نبضات راديوية سريعة غير متكررة بشكل دوري في البيانات الأرشيفية التي تم جمعها في مايو ويونيو 2015 بواسطة تلسكوب Arecibo الراديوي. [77] تحتوي الرشقات العشر على مقاييس تشتت ومواقع السماء متسقة مع الاندفاع الأصلي FRB 121102 ، الذي تم اكتشافه في عام 2012. [77] مثل رشقات عام 2012 ، تحتوي الرشقات العشر على مقياس تشتت بلازما أكبر بثلاث مرات من الممكن لمصدر ما في مجرة ​​درب التبانة. يعتقد الفريق أن هذا الاكتشاف يستبعد الأحداث الكارثية المدمرة للذات التي يمكن أن تحدث مرة واحدة فقط ، مثل الاصطدام بين نجمين نيوترونيين. [78] وفقًا للعلماء ، تدعم البيانات الأصل في نجم نيوتروني شاب دوار (نجم نابض) ، أو نجم نيوتروني ممغنط للغاية (نجم مغناطيسي) ، [77] [78] [79] [80] [7] أو من النجوم النابضة الممغنطة للغاية التي تسافر عبر أحزمة الكويكبات ، [81] أو من فائض متقطع في فص روش في ثنائي نجمي نيوتروني أبيض قزم. [82]

في 16 ديسمبر 2016 ، تم الإبلاغ عن ستة FRBs جديدة في نفس الاتجاه (تم استلام واحد في 13 نوفمبر 2015 ، وأربعة في 19 نوفمبر 2015 ، وواحد في 8 ديسمبر 2015). [83]: الجدول 2 اعتبارًا من يناير 2019 [تحديث] هذه واحدة من حالتين فقط تم العثور فيهما على هذه الإشارات مرتين في نفس المكان في الفضاء. يقع FRB 121102 على الأقل 1150 AU من الأرض ، باستثناء احتمال وجود مصدر من صنع الإنسان ، ويكاد يكون من المؤكد أنه خارج المجرات في الطبيعة. [83]

اعتبارًا من أبريل 2018 ، يُعتقد أن FRB 121102 يقع في موقع مشترك في مجرة ​​قزمة على بعد حوالي ثلاثة مليارات سنة ضوئية من الأرض مع نواة مجرة ​​نشطة منخفضة الإضاءة ، أو نوع غير معروف سابقًا من مصدر خارج المجرة ، أو نجم نيوتروني شاب ينشط بقايا مستعر أعظم. [84] [85] [21] [86] [87] [88]

في 26 أغسطس 2017 ، اكتشف علماء الفلك باستخدام بيانات من تلسكوب جرين بانك 15 FRBs مكررًا إضافيًا قادمًا من FRB 121102 بسرعة 5 إلى 8 جيجا هرتز. لاحظ الباحثون أيضًا أن FRB 121102 موجود حاليًا في a "يتم تشجيع حالة النشاط المرتفع ومتابعة الملاحظات ، لا سيما عند الترددات الراديوية الأعلى". [89] [6] [90] الموجات شديدة الاستقطاب ، مما يعني موجات عرضية "ملتوية" ، والتي يمكن أن تتشكل فقط عند المرور عبر بلازما ساخنة ذات مجال مغناطيسي قوي للغاية. [91] رشقات الراديو FRB 121102 أكثر استقطابًا بحوالي 500 مرة من تلك الواردة من أي FRB آخر حتى الآن. [91] نظرًا لأنه مصدر FRB متكرر ، فإنه يشير إلى أنه لا يأتي من حدث كارثي حدث لمرة واحدة ، لذا فإن إحدى الفرضيات ، التي تم تقديمها لأول مرة في يناير 2018 ، تقترح أن هذه الدفقات المتكررة قد تأتي من نواة نجمية كثيفة تسمى a نجم نيوتروني بالقرب من مجال مغناطيسي قوي للغاية ، مثل واحد بالقرب من ثقب أسود هائل ، [91] أو واحد مضمن في سديم. [92]

في أبريل 2018 ، أفيد أن FRB 121102 يتكون من 21 رشقة تمتد ساعة واحدة. [93] في سبتمبر 2018 ، تم اكتشاف 72 رشقة إضافية على مدى خمس ساعات باستخدام شبكة عصبية تلافيفية. [94] [95] [96] في سبتمبر 2019 ، تم الإبلاغ عن المزيد من الإشارات المتكررة ، 20 نبضة في 3 سبتمبر 2019 ، من FRB 121102 بواسطة التلسكوب الكروي ذو الفتحة البالغ خمسمائة متر (FAST). [97] في يونيو 2020 ، أفاد علماء الفلك من مرصد Jodrell Bank أن FRB 121102 يُظهر نفس سلوك الاندفاع الراديوي ("الدفقات الراديوية التي لوحظت في نافذة تدوم 90 يومًا تقريبًا تليها فترة صامتة 67 يومًا") كل 157 يومًا ، مما يشير إلى أن الدفقات قد تكون مرتبطة "بالحركة المدارية لنجم هائل أو نجم نيوتروني أو ثقب أسود". [98] الدراسات اللاحقة بواسطة FAST للنشاط الإضافي ، والتي تتكون من 12 رشقة في غضون ساعتين لوحظت في 17 أغسطس 2020 ، تدعم دورية مُحسَّنة محدثة بين الفترات النشطة من 156.1 يومًا. [99]

2013 تحرير

في عام 2013 ، تم تحديد أربع رشقات نارية دعمت احتمال وجود مصادر خارج المجرة. [100]

2014 تحرير

في عام 2014 ، تم اكتشاف FRB 140514 على أنه "مباشر" ووجد أنه 21٪ (± 7٪) مستقطب دائريًا. [37]

تم اكتشاف انفجارات الراديو السريعة حتى عام 2015 بإجراءات تشتت كانت قريبة من مضاعفات 187.5 سم سم -3. [101] لكن الملاحظات اللاحقة لا تتناسب مع هذا النمط.

2015 تحرير

تعديل FRB 150418

في 18 أبريل 2015 ، تم الكشف عن FRB 150418 بواسطة مرصد باركس وفي غضون ساعات ، التقطت العديد من التلسكوبات بما في ذلك مصفوفة تلسكوب أستراليا المدمجة "الوهج اللاحق" الراديوي للفلاش ، والذي استغرق ستة أيام حتى يتلاشى. [102] [103] [104] تم استخدام تلسكوب سوبارو للعثور على ما كان يعتقد أنه المجرة المضيفة وتحديد انزياحها الأحمر والمسافة الضمنية إلى الانفجار. [105]

ومع ذلك ، سرعان ما تم الجدل حول ارتباط الانفجار مع الشفق اللاحق ، [106] [107] [108] وبحلول أبريل 2016 ، ثبت أن "الشفق اللاحق" ينشأ من نواة مجرية نشطة مدعومة بثقب أسود فائق الكتلة مع نفاثات مزدوجة تنطلق من الثقب الأسود. [109] وقد لوحظ أيضًا أن ما كان يُعتقد أنه "توهج لاحق" لم يتلاشى كما هو متوقع ، مما يعني أنه من غير المحتمل أن يكون المتغير AGN المتغير مرتبطًا بالانفجار الراديوي السريع الفعلي. [109]

2017 تحرير

أبلغ تلسكوب مولونجلو المرصد التجميعي (UTMOST) ، بالقرب من كانبرا (أستراليا) ، عن العثور على ثلاثة FRBs أخرى. [110] وجد مسح من ثلاثة أجزاء لمدة 180 يومًا في 2015 و 2016 وجود ثلاثة FRBs عند 843 ميجاهرتز. [41] كل FRB يقع مع "حزمة" بيضاوية ضيقة النطاق الضيق نسبيًا 828-858 ميجا هرتز يعطي مقياس تشتت أقل دقة (DM). [41]

وجدت دراسة استقصائية قصيرة باستخدام جزء من مصفوفة كيلومتر مربع أسترالي باثفايندر (ASKAP) واحدة FRB في 3.4 أيام. كان FRB170107 ساطعًا بطلاقة تبلغ 58 ± 6 جيلي ثانية. [42] [111]

وفقًا لـ Anastasia Fialkov و Abraham Loeb ، يمكن أن تحدث FRB مرة واحدة في الثانية. لم يستطع البحث السابق تحديد حدوث FRB إلى هذه الدرجة. [112]

2018 تحرير

تم الإبلاغ عن ثلاث FRBs في مارس 2018 بواسطة مرصد باركس في أستراليا. واحد (FRB 180309) لديه أعلى نسبة إشارة إلى ضوضاء حتى الآن من 411. [114] [115]

سيتم استخدام التلسكوب الراديوي CHIME (تجربة رسم خرائط كثافة الهيدروجين الكندية) غير المعتاد ، والذي تم تشغيله اعتبارًا من سبتمبر 2018 ، للكشف عن "مئات" الانفجارات الراديوية السريعة كهدف ثانوي لأرصادها الكونية. [116] [77] تم الإبلاغ عن FRB 180725A بواسطة CHIME كأول اكتشاف لـ FRB تحت 700 ميجاهرتز - منخفض يصل إلى 580 ميجاهرتز. [117] [118]

في أكتوبر 2018 ، أبلغ علماء الفلك عن 19 رشقات FRB جديدة غير متكررة تم اكتشافها بواسطة مصفوفة باثفايندر ذات الكيلومترات المربعة الأسترالية (ASKAP). [119] [120] تضمنت ثلاثة مع مقياس تشتت (DM) أصغر مما شوهد من قبل: FRB 171020 (DM = 114.1) ، FRB 171213 (DM = 158.6) ، FRB 180212 (DM = 167.5). [121]

تعديل FRB 180814

في 9 يناير 2019 ، أعلن علماء الفلك عن اكتشاف مصدر FRB متكرر آخر ، اسمه FRB 180814 ، بواسطة CHIME. تم الكشف عن ست رشقات نارية بين أغسطس وأكتوبر 2018 ، "بما يتفق مع مصدرها من موقع واحد في السماء". تم الاكتشاف خلال مرحلة ما قبل التكليف من CHIME ، والتي عملت خلالها بشكل متقطع ، مما يشير إلى "عدد كبير من أجهزة FRBs المتكررة" ، وأن التلسكوب الجديد سوف يقوم بمزيد من الاكتشافات. [8] [122]

تكهنت بعض وسائل الإعلام الإخبارية عن الاكتشاف بأن تكرار FRB يمكن أن يكون دليلًا على ذكاء خارج كوكب الأرض ، [123] [124] إمكانية استكشاف فيما يتعلق FRBs السابقة من قبل بعض العلماء ، [51] [125] ولكن لم يثرها مكتشفو FRB 180814. [8] [122]

تعديل FRB 180916

FRB 180916 ، [126] بشكل أكثر رسمية FRB 180916.J0158 + 65 ، هو FRB متكرر اكتشفه CHIME ، وجدت الدراسات اللاحقة أنه نشأ من مجرة ​​حلزونية متوسطة الحجم (SDSS J015800.28 + 654253.0) حوالي 500 مليون ضوء- على بعد سنوات - تم اكتشاف أقرب FRB حتى الآن. [127] [24] [25] وهو أيضًا أول FRB لوحظ أن له دورية منتظمة. يتم تجميع الانفجارات في فترة حوالي أربعة أيام ، تليها فترة خمول تبلغ حوالي 12 يومًا ، بطول إجمالي يبلغ 16.35 ± 0.18 يومًا. [11] [128] [129] تم الإبلاغ عن دراسات متابعة إضافية لتكرار FRB بواسطة أدوات Swift XRT و UVOT في 4 فبراير 2020 [130] بواسطة تلسكوب ساردينيا الراديوي (SRT) وتلسكوب ميديسينا نورثرن كروس الراديوي (MNC) ، في 17 فبراير 2020 [131] ومن خلال تلسكوب غاليليو في أسياجو ، أيضًا في 17 فبراير 2020. [132] تم إجراء المزيد من الملاحظات بواسطة مرصد شاندرا للأشعة السينية في 3 و 18 ديسمبر 2019 ، مع عدم وجود انبعاثات كبيرة للأشعة السينية تم اكتشافه في موقع FRB 180916 ، أو من المجرة المضيفة SDSS J015800.28 + 654253.0. [١٣٣] في 6 أبريل 2020 ، تم الإبلاغ عن دراسات المتابعة بواسطة Global MASTER-Net على The Astronomer's Telegram. [134]

FRB 181112 تحرير

لم يتأثر FRB 181112 بشكل غامض بعد أن يعتقد أنه قد مر عبر هالة مجرة ​​متداخلة. [135]

2019 تحرير

تعديل FRB 180924

FRB 180924 هو أول FRB غير متكرر يتم تتبعه إلى مصدره. المصدر مجرة ​​تبعد 3.6 مليار سنة ضوئية. المجرة كبيرة مثل مجرة ​​درب التبانة وأكبر بحوالي 1000 مرة من مصدر FRB 121102. في حين أن الأخير هو موقع نشط لتشكيل النجوم ومكان محتمل للنجوم المغناطيسية ، فإن مصدر FRB 180924 أقدم وأقل نشاطًا المجرة. [136] [137] [138]

نظرًا لأن المصدر كان غير متكرر ، كان على الفلكيين مسح مساحات كبيرة باستخدام 36 تلسكوبًا من ASKAP. بمجرد العثور على إشارة ، استخدموا التلسكوب الكبير جدًا ومرصد الجوزاء في تشيلي ومرصد دبليو إم كيك في هاواي لتحديد مجرتهم المضيفة وتحديد المسافة. تتيح معرفة خصائص المسافة والمصدر للمجرة دراسة تكوين الوسط بين المجرات. [137]

يونيو 2019 تحرير

في 28 يونيو 2019 ، أبلغ علماء الفلك الروس عن اكتشاف تسعة أحداث FRB (FRB 121029 ، FRB 131030 ، FRB 140212 ، FRB 141216 ، FRB 151125.1 ، FRB 151125.2 ، FRB 160206 ، FRB 161202 ، FRB 180321) ، والتي تشمل FRB 151125 ، الثالث تكرار واحد تم اكتشافه على الإطلاق ، من اتجاه مجرات M 31 (مجرة أندروميدا) و M 33 (مجرة المثلث) أثناء تحليل بيانات الأرشيف (يوليو 2012 إلى ديسمبر 2018) التي تم إنتاجها بواسطة تلسكوب راديو ذو صفيف كبير على مراحل BSA / LPI في مرصد بوشينو لعلم الفلك الراديوي. [9] [139] [10]

تعديل FRB 190523

في 2 يوليو 2019 ، أفاد علماء الفلك أنه تم اكتشاف FRB 190523 ، وهو FRB غير متكرر ، وعلى وجه الخصوص ، تم تحديد موقعه في منطقة قليلة الثواني تحتوي على مجرة ​​ضخمة واحدة عند انزياح أحمر يبلغ 0.66 ، أي ما يقرب من 8 مليارات سنة ضوئية من أرض. [140] [141]

أغسطس 2019 تحرير

في أغسطس 2019 ، أبلغت شركة CHIME Fast Radio Burst Collaboration عن اكتشاف ثمانية آخرين التكرار إشارات FRB. [22] [23]

FRB 191223 تحرير

في 29 ديسمبر 2019 ، أبلغ علماء الفلك الأستراليون من تلسكوب مولونجلو المرصد التجميعي (MOST) ، باستخدام معدات الاندفاع الراديوي السريع UTMOST ، عن اكتشاف FRB 191223 في كوكبة أوكتان (RA = 20: 34: 14.14 ، DEC = -75: 08 : 54.19). [142] [143]

FRB 191228 تحرير

في 31 ديسمبر 2019 ، أبلغ علماء الفلك الأستراليون ، باستخدام مصفوفة باثفايندر بالكيلومتر المربع الأسترالي (ASKAP) ، عن اكتشاف FRB 191228 في كوكبة Piscis Austrinus (RA = 22:57 (2) ، DEC = -29: 46 (40)) . [142] [144]

2020 تحرير

FRB 200120 تحرير

تم الإبلاغ عن ملاحظات انفجارية سريعة التكرار في مايو 2021. [145]

FRB 200428 تحرير

في 28 أبريل 2020 ، أبلغ علماء الفلك في تجربة رسم خرائط كثافة الهيدروجين الكندية (CHIME) عن اكتشاف انفجار راديو لامع من اتجاه المجرة المغناطيسية SGR 1935 + 2154 على بعد حوالي 30000 سنة ضوئية في كوكبة Vulpecula. [146] [147] [148] كان للدفقة DM 332.8 قطعة / سم مكعب. [146] اكتشف فريق STARE2 [149] الدفقة بشكل مستقل وأفادوا أن الانفجار كان له تأثير & gt1.5 MJy ms ، مما أدى إلى إنشاء اتصال بين هذا الاندفاع و FRBs على مسافات خارج المجرة [33] ثم تمت الإشارة إلى الانفجار باسم FRB 200428 [150] الاكتشاف ملحوظ ، حيث ادعى فريق STARE2 أنه أول FRB يتم اكتشافه داخل مجرة ​​درب التبانة ، والأول على الإطلاق الذي يتم ربطه بمصدر معروف. [27] [28] يدعم هذا الرابط بقوة فكرة أن انفجارات الراديو السريعة تنبعث من النجوم المغناطيسية. [151]

FRBs 200914 و 200919 تحرير

في 24 سبتمبر 2020 ، أبلغ علماء الفلك عن اكتشاف اثنين من FRBs جديدتين ، FRB200914 و FRB200919 ، بواسطة تلسكوب باركس الراديوي. [152] تم الإبلاغ لاحقًا عن الحدود العليا للانبعاثات منخفضة التردد من FRB 200914 بواسطة مشروع التلسكوب الراديوي مصفوفة الكيلومتر المربع. [153]

تعديل FRB 201124

في 31 مارس 2021 ، أبلغ تعاون CHIME / FRB عن اكتشاف FRB 20201124A ورشقات نارية متعددة ذات صلة خلال أسبوع 23 مارس 2021 - تم تحديده على أنه 20210323A ، 20210326A ، 20210327A ، 20210327B ، 20210327C ، و 20210328A [154] - ومن المحتمل لاحقًا 20210401A [155] و 20210402A. [156] تم الإبلاغ عن ملاحظات أخرى ذات صلة من قبل فلكيين آخرين في 6 أبريل 2021 ، [157] 7 أبريل 2021 ، [158] [159] وغيرها الكثير أيضًا ، [160] بما في ذلك نبضة "شديدة السطوع" في 15 أبريل 2021. [161] تم الإبلاغ عن تحسينات توطين المصدر في 3 مايو 2021. [162] تم الإبلاغ عن المزيد من الملاحظات في مايو 2021 ، [163] بما في ذلك "دفقتان ساطعتان". [164] في 3 يونيو 2021 ، أعلن معهد SETI عن اكتشاف "انفجار راديو مزدوج الذروة مشرق" من FRB 201124A في 18 مايو 2021. [165] [166]

2021 تحرير

تحرير FRB 210401

في 2 و 3 أبريل 2021 ، أبلغ علماء الفلك في مصفوفة باثفايندر بالكيلومتر المربع الأسترالي (ASKAP) عن اكتشاف FRB 20210401A و 20210402A اللذين من المحتمل أنهما تكرار لـ FRB 20201124A ، وهو FRB متكرر مع نشاط انفجار عالي جدًا حديثًا ، تم الإبلاغ عنه في وقت سابق من خلال تعاون CHIME / FRB. [154] [155] [156]

اسم التاريخ والوقت (UTC) لـ 1581.804688 ميغاهرتز RA
(J2000)
ديكل.
(J2000)
DM
(كمبيوتر · سم −3)
عرض
(آنسة)
تدفق الذروة
(جي)
ملاحظات
FRB 010621 [167] 2001-06-21 13:02:10.795 18 ح 52 م −08° 29′ 746 7.8 0.4
FRB 010724 [40] 2001-07-24 19:50:01.63 01 ساعة 18 م −75° 12′ 375 4.6 30 "Lorimer Burst"
FRB 011025 [168] 2001-10-25 00:29:13.23 19 ساعة 07 م −40° 37′ 790 9.4 0.3
FRB 090625 [57] 2009-06-25 21:53:52.85 03 ساعة 07 م −29° 55′ 899.6 & lt1.9 & GT2.2
FRB 110220 [100] 2011-02-20 01:55:48.957 22 ساعة 34 م −12° 24′ 944.38 5.6 1.3
FRB 110523 [75] [43] 2011-05-23 21 ساعة 45 م −00° 12′ 623.30 1.73 0.6 700-900 ميغاهيرتز في التلسكوب الراديوي Green Bank ، للكشف عن كل من الاستقطاب الدائري والخطي.
FRB 110627 [100] 2011-06-27 21:33:17.474 21 ساعة 03 م −44° 44′ 723.0 & LT1.4 0.4
FRB 110703 [100] 2011-07-03 18:59:40.591 23 ساعة 30 م −02° 52′ 1103.6 & LT4.3 0.5
FRB 120127 [100] 2012-01-27 08:11:21.723 23 ساعة 15 م −18° 25′ 553.3 & lt1.1 0.5
FRB 121002 [169] 2012-10-02 13:09:18.402 18 ح 14 م −85° 11′ 1628.76 2.1 3.7 0.35 نبضة مزدوجة 5.1 مللي ثانية على حدة
FRB 121002 [57] 2012-10-02 13:09:18.50 18 ح 14 م −85° 11′ 1629.18 & lt0.3 & GT2.3
FRB 121102 [170] 2012-11-02 06:35:53.244 05 ح 32 م +33° 05′ 557 3.0 0.4 بواسطة تلسكوب راديو Arecibo

58 جي مللي ثانية. في الأسد. خط عرض المجرة 51 درجة ، المسافة 3.1 جي بي سي ، طاقة متناحرة

يتم أيضًا فهرسة FRBs في FRBCAT. [184]

تم تصنيف الرشقات على أنها FRB 190714 ، أعلى اليسار FRB 191001 ، أعلى اليمين FRB 180924 ، أسفل اليسار و FRB 190608 ، أسفل اليمين. [185]


سر علم الفلك & # 39 & # 39 انفجارات راديو سريع & # 39 فقط يصبح أكثر جمالا من هنا

لإعادة مراجعة هذه المقالة ، قم بزيارة ملفي الشخصي ، ثم اعرض القصص المحفوظة.

لإعادة مراجعة هذه المقالة ، قم بزيارة ملفي الشخصي ، ثم اعرض القصص المحفوظة.

منذ مليارات السنين ، أرسل جسم غير معروف موجة راديوية شديدة السطوع إلى الفضاء. لقد سافروا عبر الكون ، عبر المجرات وسحب الغاز ومن يدري ماذا أيضًا. وفي عام 2012 ، وصل الانفجار إلى تلسكوب Arecibo الراديوي عندما كان علماء الفلك يشاهدونه.

استمروا في البحث عن نفس البقعة في السماء. في عام 2015 ، وجدوا 16 ومضة إضافية. ثم ، في أغسطس وسبتمبر 2016 ، ظهر تسعة آخرون. وفي هذا الأسبوع ، أعلن علماء الفلك أن أحدث القياسات ساعدتهم أخيرًا في الوصول إلى منزل الدفقات: مجرة ​​قزمة قاتمة تبعد ثلاثة مليارات سنة ضوئية. كان هناك شيء داخل هذه المجرة الصغيرة يرسل نبضات استمرت لأجزاء من الثانية لكنها مليئة بطاقة هائلة ، أعضاء من فئة لا تزال غامضة تسمى "انفجارات الراديو السريعة".

Learning that these particular bursts came from long ago, from some bursting object in a galaxy far, far (far) away, is an important step for this field of research. But it’s also like playing Clue and concluding that the crime was committed in the conservatory. To solve the crime, you still have to determine whether the dastardly deed was done by Mrs. Peacock with the candlestick or Colonel Mustard with the rope.

That continuing conundrum shows off the way science works, in a way we don't usually get to see. Astronomers don’t often happen upon a total mystery. Much of their work involves looking directly at objects they know exist---stars, planets, supernovae---and studying processes and properties. Fast radio bursts, though, appeared out of nowhere, unexpected and un-asked-for, coming from question-mark objects with question-mark properties because of question-mark processes. Astronomers now have the privilege of figuring out the what, where, why, and how---from total scratch---and we have the privilege of watching the discovery process take place from its start.

To forecast what will likely happen next in the ongoing case of the super-energetic fast radio bursts, history helps. Specifically, the twentieth-century discoveries of pulsars and gamma-ray bursts, which also began with on-and-off flashes from unknown entities.

The very first on-off from a fast radio burst came in 2007, when astronomer Duncan Lorimer was sifting through archived data, searching for undiscovered pulsars. But instead, he found something that flashed just once, brighter than a pulsar and seemingly much farther away. He didn’t know what he was looking at. Neither did anyone else.

This is a familiar story arc in astronomy. It’s really the best way to find something utterly new: by accident, while searching for something known. It happened to Jocelyn Bell, who was looking for the twinkling of quasars---the superbright cores of galaxies with supermassive black holes in feeding mode---when she stumbled upon a repeating radio blip. It blipped too fast to be any regular star. Was it aliens? Human technology? A planet? A mistake? It wasn’t until she found another blipper that she felt confident it was part of the natural universe at all. Then, when she and her advisor found two more, the blippers became a Thing. After they went public, people proposed more explanations, including the correct one---pulsars, the fast-spinning neutron stars left over after supernova explosions.

Gamma-ray bursts, too, are in encyclopedias because of an accident. In the 1960s, US government satellites were hanging out, watching for the high-energy indications of Soviet nuclear tests. They picked up 16 weird bursts of gamma rays that didn’t match up with nukes’ characteristics. In 1973, the government declassified the discovery and declared that the bursts must have come from space.

But after Lorimer saw his first burst, he didn’t get more of the same from the sky, as Bell and the Soviet-watchers did. No one saw any more fast radio bursts, from anywhere in the sky, for years. People doubted the astronomical origin of the original specimen, suggesting it came from Earth---and, indeed, astronomers in Australia accidentally produced a set of similar radio bursts by opening their microwave door before cooking was complete. There wasn't even a *category *for that kind of behavior.


Pulsar or Black Hole?

ULX M82 X-2 is the catchy name of a pulsar located in M82, otherwise known as the Cigar Galaxy, by NuSTAR and Chandra. What has X-2 done to be on our list of notable stars? Well, based on the x-rays that were coming off of it scientists had thought for years that it was a black hole eating at a companion star, formally classifying the source as an ultra-luminous x-ray source (ULX). But a study led by Fiona Harrison of the California Institute of Technology found that this ULX was pulsing at a rate of 1.37 seconds per pulse. Its energy output is 10 million suns worth which is 100 times as much as current theory allows for a black hole. At since it comes in at 1.4 solar masses, it is just barely a star based on that mass (for it is close to its Chandrasekhar limit, the point of no return for a supernova), which may account for the extreme conditions witnessed. The signs point to a pulsar, for while these conditions mentioned challenge it being that, the magnetic field around one would allow for these observed properties. With that in account, the Eddington limit for in falling matter would allow for the observed output (Ferron, Rzetelny).

A different pulsar, PSR J1023+0038, is for sure a neutron star but it exhibits jets that rival the output of a black hole. Normally, the pulses are much weaker simply because of the lack of strength that gravitational tidal forces and magnetic fields are found at around a black hole, plus all the material around a neutron star further inhibits jet flow. So why did it begin to jet at levels comparable to a black hole so suddenly? Adam Deller (from the Netherlands Institute for Radio Astronomy), the man behind the study, is not sure but feels additional observations with the VLA will reveal a scenario to match observations (NRAO "Neutron").

J0030+0451, the first mapped pulsar!


Theories

Many hydrodynamical theories have been proposed, all of which attempt to explain the asymmetry in supernova using convection or mechanical instabilities in the presupernova star. Perhaps the easiest to understand is the "overstable g-mode". In this theory, we first assume that the core is pushed slightly to one side, off center from the star. This increases the pressure in the nearby silicon and oxygen shells of the star. Since the rate of nuclear reactions in these shells is very sensitively dependent on pressure, the added pressure results in a large release of energy, and the core is pushed back the other way. This in turn adds greater pressure on the other side, and we find that the core begins to oscillate. It has been shown that many such modes are overstable in heavy stars, that is, a small perturbation becomes large over time. When the star explodes, the core has additional momentum in some direction, which we observe as the kick. It has been proposed that hydrodynamical models can explain the bimodal distribution, through a "dichotomous kick scenario" in which the envelope of the presupernova star is stolen by a binary companion, dampening mechanical instabilities and thus reducing the resulting kick.

There are two main neutrino driven kick scenarios, relying on the parity violation of neutrino interactions to explain an asymmetry in neutrino distribution. The first uses the fact that in the presence of a magnetic field, the direction that a neutrino is scattered off a nucleus is biased in some direction. So if neutrino emission happened in the presence of a strong magnetic field, we might expect the average neutrino drift to align in some way with that field, and thus the resulting explosion would be asymmetric. A main problem with this theory is that to have sufficient asymmetry the theory requires fields of order 10 15 G, much stronger than is expected in a heavy star. Another neutrino based theory uses the fact that the cross section for neutrino scattering depends weakly on the strength of the ambient magnetic field. Thus, if the magnetic field is itself anisotropic, then there could be dark spots which are essentially opaque to neutrinos. This however requires anisotropies of order 10 16 G, which is even more unlikely.

The final main proposal is known as the electromagnetic rocket scenario. In this theory, we assume the pulsar's magnetic dipole to be offcenter and offaxis from the pulsar's spin axis. This results in an asymmetry in the magnitude of the dipole oscillations, as seen from above and below, which in turn means an asymmetry in the emission of radiation. The radiation pressure then slowly rockets the pulsar away. Notice that this is a postnatal kick, and has nothing to do with asymmetries in the supernova itself. Also notice that this process steals energy from the pulsar's spin, and so a main observational constraint on the theory is the observed rate of rotation for pulsar's throughout the galaxy. A major bonus to this theory is that it actually predicts the spin-kick correlation. However, there is some contention as to whether this can generate sufficient energy to explain the full range of kick velocities.


Theories

Many hydrodynamical theories have been proposed, all of which attempt to explain the asymmetry in supernova using convection or mechanical instabilities in the presupernova star. Perhaps the easiest to understand is the "overstable g-mode". In this theory, we first assume that the core is pushed slightly to one side, off center from the star. This increases the pressure in the nearby silicon and oxygen shells of the star. Since the rate of nuclear reactions in these shells is very sensitively dependent on pressure, the added pressure results in a large release of energy, and the core is pushed back the other way. This in turn adds greater pressure on the other side, and we find that the core begins to oscillate. It has been shown that many such modes are overstable in heavy stars, that is, a small perturbation becomes large over time. When the star explodes, the core has additional momentum in some direction, which we observe as the kick. It has been proposed that hydrodynamical models can explain the bimodal distribution, through a "dichotomous kick scenario" in which the envelope of the presupernova star is stolen by a binary companion, dampening mechanical instabilities and thus reducing the resulting kick.

There are two main neutrino driven kick scenarios, relying on the parity violation of neutrino interactions to explain an asymmetry in neutrino distribution. The first uses the fact that in the presence of a magnetic field, the direction that a neutrino is scattered off a nucleus is biased in some direction. So if neutrino emission happened in the presence of a strong magnetic field, we might expect the average neutrino drift to align in some way with that field, and thus the resulting explosion would be asymmetric. A main problem with this theory is that to have sufficient asymmetry the theory requires fields of order 10 15 G, much stronger than is expected in a heavy star. Another neutrino based theory uses the fact that the cross section for neutrino scattering depends weakly on the strength of the ambient magnetic field. Thus, if the magnetic field is itself anisotropic, then there could be dark spots which are essentially opaque to neutrinos. This however requires anisotropies of order 10 16 G, which is even more unlikely.

The final main proposal is known as the electromagnetic rocket scenario. In this theory, we assume the pulsar's magnetic dipole to be offcenter and offaxis from the pulsar's spin axis. This results in an asymmetry in the magnitude of the dipole oscillations, as seen from above and below, which in turn means an asymmetry in the emission of radiation. The radiation pressure then slowly rockets the pulsar away. Notice that this is a postnatal kick, and has nothing to do with asymmetries in the supernova itself. Also notice that this process steals energy from the pulsar's spin, and so a main observational constraint on the theory is the observed rate of rotation for pulsar's throughout the galaxy. A major bonus to this theory is that it actually predicts the spin-kick correlation. However, there is some contention as to whether this can generate sufficient energy to explain the full range of kick velocities.


How NS-Capture Theory explains the P/P-dot diagram

This page describes how NS-Capture Theory is used to explain the P/P-dot diagram.

The following is an example of the standard P/P-dot diagram taken from the book “Essential Radio Astronomy” by James J. Condon and Scott M. Ransom (2016), see book excerpt at: “Chapter 6: Pulsars“, which also includes in depth information about the diagram.

Figure 0. The standard P/P-dot diagram

The above diagram, figure 0, gives data points of spin period (P) and rate of change of spin period (P-dot) for most of the pulsars known in 2016.

This page describes at a high level of how the NS-Capture Theory explains the major features of the P/P-dot diagram. More information about the details of data on the P/P-dot diagram is described on the “Classification of the Pulsars” page.

This page also makes the assumption that the NS-Capture theory is correct and that there are probably more neutron stars than regular stars in the Milky Way Galaxy, and uses that as a basis for explaining the properties of the P/P-dot diagram.

Spinning-down isolated pulsars

We will start by describing at a high level the groups of pulsars on the standard P/P-dot diagram, Figure 0, above.

The following diagram is a summary sketch of the P/P-dot diagram which shows the major clusters of points and how to characterize the properties of each cluster.

Figure 1. Spinning-down pulsars

Note that all the pulsars on the standard P/P-dot diagram are “spinning down” pulsars. i.e. the length of time for one full rotation, the period, is getting longer as the pulsar slows down. That means that the pulsars are all moving from left to right on the diagram as time goes by. In addition, the pulsars appear to be moving vertically downward with time, which may be due to pulsar’s magnetic field weakening caused by residual accretion of material left over from the supernova explosion. The rate at which they are slowing down is on the vertical axis, with the pulsars that are slowing down the fastest are at the top of the diagram, and those that are hardly slowing down at all are at the bottom.

It is believed that the slow-down rate is a function of the strength of the magnetic field associated with the pulsar with the fastest slowing pulsar having the strongest magnetic field and the slowest slowing down pulsars having the weakest magnetic field. This is because a pulsar with a strong magnetic field will emit more energy with each rotation at a specific period, than a pulsar with a weak magnetic field rotating at the same period. i.e. a pulsar at a specific “P” will have a weaker magnetic field than a pulsar at the same “P”, but directly above it on the diagram.

Spinning-up pulsars: part of a binary star system

There is a second type of pulsar that is also found, which is quite different from the spinning down pulsars, but these pulsars do not appear on the standard P/P-dot diagram. These are the neutron star spinning-up pulsars, which are always found as part of a binary system, unlike the spinning down pulsars which are not in binaries, except for a specific class of millisecond pulsar that will be discussed later. These are spinning-up pulsars are high energy x-ray pulsars that emit on the order of 100,000 times the energy emitted by the Sun. The emission is not coming from the neutron star, itself, but from the material falling into its gravitational and magnetic fields, which is drawn in from the atmosphere of the companion star.

The process of pulling material from the companion to the neutron star is called “accretion”. During the accretion process, material is pulled by the neutron star’s gravitational field and directed along the magnetic field lines toward the pole axes (north and south), so that it flows in two funnels: one in toward the north pole, and the other toward the south pole. During the fall in the material, which is made of charged particles, is accelerated both in a spiral motion with a declining radius by the magnetic field and a vertical motion toward the NS surface by the gravitational field. Radiation is emitted out of both funnels in a directed beam of x-rays which can be observed at great distances, such as at Earth, when the beam passes through the Earth’s line of sight.

The combination of the material flowing in along the funnels, and the general orbital motion of the NS around the companion results in a torque pulling on the two funnels, which causes the NS to begin to rotate with a spin axis perpendicular to the magnetic axis which results in a lighthouse-like beam of radiation rotating in and out of an observer’s line of sight. This is how a pulsar is created from an otherwise non-rotating neutron star. (At least non-rotating with respect to its magnetic field axis.)

The following diagram, figure 2, while not as detailed as the standard p/p-dot spinning down diagram, is the “p/p-dot spinning-up diagram” which we will see below has an important correspondence to the spinning-down diagram in figure 1.

Figure 2. Spinning-up Pulsars

Under the assumption that the NS-Capture Theory is correct, we expect there to be occasional binding collisions between some random neutron star and a random regular star, which result in a bound binary star system consisting of the neutron star plus the regular star it collided with. During the collision, enough energy was lost from the neutron star’s orbit with respect to the target regular star, such that the neutron star (NS) did not have enough energy to achieve escape velocity and thus remained bound to the regular star (RS).

Upon becoming bound by this initial collision, the newly bound neutron star, begins its life as a pulsar at the lower right of the diagram in figure 2. Its initial spin period will effectively be infinity, but once the magnetic field begins interaction with the atmosphere of the regular star companion, the NS will begin to be twisted by the atmosphere of the RS interaction with magnetic field of the NS. Once the twisting begins, the NS will have a non-zero rotation rate with a component perpendicular to the magnetic field pole axis, which gives it a finite spin period that gets faster (shorter) as the magnetic field of the NS continues to interact with the atmosphere of the companion RS.

At this point the NS will keep colliding with the RS each time the orbit reaches the distance of closest approach, during which time the NS loses more energy to the RS through tidal interaction, and the elliptical orbit becomes smaller, but the NS will keep returning to the distance of closest approach and lose more orbital energy each time. The NS will also have an increasing spin rate perpendicular to the magnetic pole axis which is the initial stage of the NS becoming a measurable pulsar.

After many such orbits and collisions the orbit will become nearly circular with the radius between the NS and RS continuing to shrink as the NS continues to lose orbital energy while in constant collision in the atmosphere of the RS.

During this process the NS will emit x-rays when it is in contact with the RS through the process of accretion, which is when the particles of the RS atmosphere are pulled toward the NS by the NS’s gravitational field. In addition, the particles interact with the NS’s magnetic field and spiral down to the NS surface along the magnetic field lines which brings the particles to the north and south magnetic poles of the NS. The x-rays are typically emitted by a synchrotron or bremsstrahlung process where decelerated charged particles can emit x-rays.

The streams of infalling particles act as a torque on the NS causing it to begin rotating as a pulsar. As the process continues the pulsar spins faster and faster.

We can view the spin rate of the pulsar as a function of time and therefore we can have a p/p-dot diagram where because the spin is increasing, the change in period is decreasing, therefore p-dot, or dp/dt, is negative which places the p/p-dot points below the p-axis of the p/p-dot diagram.

Correlation between spinning-up and spinning-down pulsars

We now have 2 collections of spinning pulsars: the usual collection of pulsars on the positive p-dot axis, above the line between the 2 collections that are all spinning down, and a new collection below the line that are spinning up in binary systems.

Note that the spinning up pulsars first become visible at much longer rotation periods than the spinning down pulsars. This is because there is much more energy emitted when the pulsar hits its companion at the distance of closest approach and the x-rays are visible by satellite, while at other points of the orbit, the emission is primarily by radio waves and is not generally strong enough to be observed.

The following diagram, figure 3, shows both the spinning-up and spinning-down pulsars on a single graph with a shared spin period, P, axis. Note that both the top half and bottom half of the diagram are logarithmic P-dot values, and both the upper and lower P-dot axes approach zero as they hit the midline joining the 2 collections. In absolute terms the positive and negative parts of the P-dot axis will never meet, but asymptotically get smaller and smaller as they approach each other. We therefore simply truncate the axes at the spin-down and spin-up rates of 10^-24 sec/sec. There are no measurements currently at smaller P-dot values, so we do not lose any known data by truncating each half axis at this point. We simply assume that there is a non-zero gap between the 2 halves of the diagram, but that nothing is measurable nor physically significant within that gap. Another way to look at this is to imagine a spinning-up pulsar loses its source of accretion fuel. It will then have no force causing it to spin up any further and will begin to spin down.

Figure 3. Correspondence between spinning-up pulsars and spinning-down pulsars

We then have the phenomenon that when a pulsar stops spinning up, that it will instantaneously start spinning down, and thus cross the gap to the top half of the diagram joining the other spinning down pulsars. Therefore, on the far left of the diagram, we have binary millisecond pulsars, some of which may be slightly spinning up and some slightly spinning down. Some may intermittently go thru spin-up and spin-down phases due to the presence or absence of fuel from the mostly burned out companion. This would result in a “hovering” above and below the “P-dot = zero” horizontal axis. This axis is the asymptotic limit of both the logarithmic positive and negative axes along the y-direction. One could make an analogy with plotting the diminishing negative acceleration of a ball thrown in the air to the point where the acceleration becomes positive when the ball just passes its peak and starts to fall down.

Transitions between spinning-up and spinning-down pulsars

This section will explain the full picture of the both the upper (positive dP/dt) spinning-down isolated pulsars and the lower (negative dP/dt) spinning-up binary pulsars. As we will see, all pulsars begin their existence upon being captured by a regular star (RS) on the lower right portion of Figure 4, which contains the spinning-up binary pulsars.

The final diagram, Figure 4, shows how a spinning up binary pulsar transitions to a spinning down pulsar. There are 2 distinct cases:

  1. A spinning up binary pulsar can cause its companion to blow up in a supernova explosion at which time it will become a spinning-down isolated pulsar amidst the supernova remnants.
  2. A spinning up binary pulsar can exhaust the companion’s atmosphere leaving only a dense core behind while remaining in close binary orbit with the core. Since there is no more fuel or very little fuel left, and the long period of accretion has caused the neutron star’s magnetic field to decay, it will very slowly slow down as a millisecond binary pulsar.

The main difference between these cases is that the pulsars on the far left of the diagram generally remain as binary pulsars with pulsar component spinning at millisecond rates and its companion being simply a burned-out RS of which nothing is left except its core.

How NS-Capture explains the Magnetic Fields of Pulsars

The general theory of pulsars makes a correlation between the magnitude of the spin-down rate (dP/dt) of pulsars and the intensity of the pulsar’s magnetic field. It says that the stronger the magnetic field corresponds to the fastest spin-down rates, which appear at the upper right of the standard P/P-dot diagram, Figure 0. The question is then asked why different pulsars have different magnetic fields. In particular, the binary millisecond pulsars (MSP) in the lower left of the spin-down portion of the diagram have the weakest fields.

The generally accepted reason for the weakened magnetic fields is that the accretion process that spins the MSP’s up to their extremely fast spin rate causes the magnetic field to weaken, so that by the time the pulsar has accreted all the material available to it from its companion, that the magnetic field has been so weakened that the spin-down rate is extremely slow. This then explains why the MSP’s are expected to last hundreds of millions, or billions of years as MSP’s retaining the high spin rate, because the magnetic field radiates so little energy with each rotation that the change in spin rate is tiny and therefore the MSP will remain with a high spin rate for an extremely long time.

The NS-Capture Theory is consistent with this explanation, and, in fact, takes the explanation further as will now be described.

NS-Capture assumes that all neutron stars, that have never been in a binary system, have extremely strong magnetic fields, on the order of 10^14 Gauss or more as shown in the upper right of the standard P/P-dot diagram, Figure 0.

Therefore, when an NS is first captured by an RS, the NS’s magnetic field is at its strongest. However, once captured and accretion begins, the magnetic field starts to weaken as a result of the accretion, as is commonly expected to be the case. Therefore, in the lower half of the dual P/P-dot diagram in Figure 4, the NS will enter at the lower right with a very slow initial spin rate and very long period (P).

(Note: spin rate is rotations per second, and spin period is seconds per rotation, as distinct from P-dot, which is rate of change of spin period, measured in seconds per second, i.e. the difference in seconds that the period has from one second to the next.)

As time goes by, the spin rate increases and the spin period decreases, which causes the spinning-up pulsar to move to the left of the lower diagram. In addition, as the process of accretion of material from the RS to the NS continues with each orbit of the NS around the RS, the magnetic field will begin to decay (become weaker). As the magnetic field becomes weaker, the rate of change of the spin rate (P-dot, or dP/dt) will also decrease, causing the spinning-up pulsar to move up on the lower half diagram.

We therefore end up with a general tendency on the lower half diagram for the pulsar spin properties (P, dP/dt) to move up and to the left consistent with a decaying magnetic field.

Now comes the interesting part:

The RS’s that become bound in a binary with an NS can be any kind of RS: normal stars like the Sun or giant or super-giant stars. The general rule is that the bigger and more massive that the RS is, the more likely it is that it will become bound to a passing NS, simply because its larger gravitational field will increase the cross-section that a passing NS needs to enter in order to become bound. Basically, the bigger the target, the easier it is to hit.

Figure 4 shows 3 wide vertical arrows pointing from different positions on the lower half diagram to positions on the upper half diagram.

These arrows generally correspond to 3 major categories of RS’s that are captured to a binary system with an NS.

  1. The first category is the right hand vertical arrow, which corresponds to an RS that once bound with an NS, rapidly becomes unstable and explodes in an SNE leaving a pulsar with a strong magnetic field (has not done enough accretion to decay very much) and a long spin period (P). Such a pulsar will appear at the upper right of the upper half of Figure 4, where we find the magnetars with their strong magnetic fields and very slow spin periods.
  2. The second category is the middle vertical arrow, which corresponds to more stable RS’s, which include giants and normal stars of various sorts, that enter into long term close binary systems typical of the eccentric orbit BeXB’s and circular orbit, such as Cen X-3 and Her X-1, which represent a supergiant companion and an RS companion, respectively. These companions explode in major SNE’s leaving behind a well spun-up pulsar with a partially decayed magnetic field that places the now-isolated pulsar in the main center section of the standard P/P-dot diagram, figure 0, with the initial being in the upper left of the spin-down group with periods between 0.01 and 1 second. As the pulsar spins down it will continue to accrete from the supernova remnants (SNR’s) which will weaken the magnetic field and cause the pulsar to move down in the upper half of the diagram, and also the spin period will become longer, which will cause the pulsar to move to the right of the upper half of the diagram.
  3. The third category is the millisecond pulsars, which continue to accrete and spin up until the material for accretion has been used up at which point it will be at the upper left of the lower half diagram, and begin to spin down very slowly which will cause it the then be part of the upper half diagram as shown by the third vertical arrow on the left side of figure 4.

In summary, the above descriptions are how the NS-Capture theory explains both the standard P/P-dot diagram for spinning-down isolated pulsars, Figures 0 and 1, plus the spinning-up binary pulsars shown in figure 2.


Pulsars

The universe contains many strange and wonderful astronomical phenomena, and pulsars are extraordinary in many ways. This essay will examine pulsars, including their formation, general characteristics, modern theories about pulsars, and the discovery of the unique characteristics of a millisecond pulsar. This discussion will demonstrate that pulsars are neutron stars that send regular bursts of electromagnetic radiation towards Earth and provide a great deal of information about the death of stars. Although new characteristics of pulsars are still being discovered, new theories are difficult to test due to the nature of tracking, analyzing and observing these astronomical phenomena.

Pulsars are formed through a series of astronomical events that begin with a star destroys itself in an explosion called a supernova. This explosion releases more energy in ten seconds than our Sun will produce in its entire lifetime, and expands outward as a gaseous remnant for the next 100,000 or more years at a 100 miles per second. The expansion of the supernova scatters heavy elements that are believed to be the beginnings of new stars and planets, while its core collapses into a super-dense ball called a neutron star, which measures ten miles across and 100 trillion times denser than lead.

This neutron star may spin in a number of different ways. If the star spins with an orientation that causes regular pulses of electromagnetic radiation to be sent toward Earth, it is a pulsar. There is a neutron star at the center of every supernova remnant, but the majority have either an off-center neutron star or no star. The Crab Nebula has a pulsar at its center that spins at a rate of thirty-three times every second.

It has been difficult for astronomers to produce theoretical simulations of the perfectly symmetrical explosion required to maintain a neutron star within a supernova. The blast propels the neutron star away from the center of the supernova remnant . Astronomical findings have shown that this theory of traveling neutron stars may be valid. By tracking a pulsar named B1951+32, astronomers have found that it is moving away from the center of its remnant at a velocity of approximately 550,000 miles per hour.

In July 2002 the characteristics of unique millisecond pulsars were discovered through observing several pairs of stars in the Milky Way . Millisecond pulsars can spin up to several hundred times per second and broadcast electromagnetic waves through the sky. These observations supported a theory that these aging stars don't always spin incredibly fast, but increase their spin rate as they combine with another orbiting star.


Pulsars in the Galactic Plane

The derivation of a pulsar's distance through its dispersion measure enables us to see the distribution of pulsars in three dimensions. The young radio pulsars constitute a thick disk that envelopes the Galactic disk of stars. While main-sequence stars and red giant are confined to a relatively narrow disk of 100 parsecs thickness, the pulsars form a disk that extends to 1 kpc on either side of the Galactic plane, with most pulsars confined within the central 1 kpc of this disk.

The motion of the pulsars within this disk is much different that of the main sequence stars within their disk. The fusion-powered stars in the Galactic disk orbit the galactic center in nearly-circular orbits at a velocity of 20816 km s -1 . This velocity applies to all star in the Galactic disk regardless of distance form the Galactic center. The velocities of these stars perpendicular to the plane is very smaller, typically around 10 km s -1 . This velocity permits no more than a 100 pc excursion above the galactic plane by a star before gravitational forces pull the star back to the Galactic plane. Because the stars are confined to the Galactic disk, we find star in equal numbers that are moving away from and moving towards the galactic plane. In contrast, the young radio pulsars are all moving away from the galactic plane with velocities of several hundred km s -1 . Even though the radio pulsar disk is an order of magnitude larger than the disk of the fusion-powered stars, the velocities of the pulsars are so high that they can travel much farther than 1 kpc above the galactic disk. These factors imply that a pulsar's life of radio emission ends before it leaves the 1 kpc pulsar disk beyond the radio pulsar disk there should be many neutron stars that are too old to generate radio emission.

This picture of radio pulsars moving away from the galactic plane at high velocity fits within the theory that a radio pulsar receives a considerable kick when it is born in a supernova. The progenitors of neutron stars, the blue giants, are confined to the Galactic disk. If core collapse gave no kick to the resulting neutron star, all the radio pulsars see near supernova remnants would be sitting at the centers of their remnants this is not the case. We see pulsars with large offsets from the centers of their supernovae, and we see pulsars that have left their remnants behind entirely. What we can say is that pulsars are born in the Galactic disk. We can derive a ?kinetic age? for a pulsar by setting its birthplace to the Galactic plane. For pulsars hundreds of parsecs away from the Galactic plane, this kinetic age should be close to the true age of the pulsar. One finds that the radio pulsars have kinetic ages of no more than 10 million years.

For the youngest pulsars, the kinetic age of the pulsar is in close agreement with the ?characteristic age? the age derived from the slowing of the pulsar's rotation. As the kinetic age of a pulsar exceeds 1 million years, the two methods of estimating an age diverge, with the kinetic age being smaller than the characteristic age by a factor ranging from 10 to 100. This divergence in value is taken as evidence that the magnetic field of a pulsar weakens over time. As the magnetic field weakens, the pulsar loses rotational energy more slowly. This slowing of energy loss causes the timescale for the pulsar to lose half of its energy to lengthen, causing the characteristic age to lengthen.


شاهد الفيديو: سرع نجم على الإطلاق ينطلق عبر مجرتنا (شهر اكتوبر 2021).