الفلك

كيف نعرف أن النجوم النابضة لها شعاعتان؟

كيف نعرف أن النجوم النابضة لها شعاعتان؟

النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية تنبعث منها حزمة من الإشعاع الكهرومغناطيسي لا تتماشى مع محور دورانها. لذلك يمكننا فقط رؤية النجم النيوتروني كنجم نابض إذا عبر الشعاع مسار الأرض.

التمثيل الشائع هو أن هناك حزمتين ، واحدة على كل جانب ، ولكن ما لم يكن المحور المغناطيسي ومحور الدوران عند 90 درجة ، يمكننا فقط رؤية أحد الشعاعين. كيف نعرف أن هناك شعاعين وليس واحد أو أربعة أو أي رقم آخر؟


لا يجب أن تكون المحاور المغناطيسية والدورانية كذلك بالضبط 90 درجة لبعضها البعض لرؤية كلا الشعاعين. يجب أن تكون عند 90 درجة فقط تقريبًا (اعتمادًا على "زاوية فتح" مخروط الانبعاث).

لذلك هناك الكثير من النجوم النابضة التي ترضي هذا ولديها قمتان في ملامحها (عندما نلاحظ انبعاثها) والتي تفصل بينهما نصف فترة دوران تقريبًا. تبدو كل قمة مختلفة عن الأخرى ، لذا فإن أفضل تخمين حاليًا هو أننا نرى الشعاع من أحد القطبين ثم الآخر.


يتعلق هذا حقًا بطبيعة النظريات الفيزيائية - لدينا أدلة رصدية وتم طرح نظرية (قابلة للدحض) لشرح ما يحدث. وقد عملت الأدلة منذ طرح تلك النظرية على تعزيز ادعاءاتها بشأن الصحة.

(لكن جميع المغناطيسات التي لاحظناها هي ثنائيات أقطاب - نظريًا توجد أحادي القطب ولكن لم يتم ملاحظتها أبدًا. ولكن لم يتم افتراض أي نظرية أن النجوم النيوترونية أحادية القطب - أنا متأكد من أن الطاقة المطلوبة لإنشاء مثل هذا الاحتكار ستكون أكبر من التي تم إطلاقها في سوبرنوفا.)


العديد من النجوم النابضة لها ملامح مزدوجة الذروة: تحصل على قمتين في كل دورة ، مع ذروة واحدة أقوى من الأخرى. مثال على ذلك هو Crab Pulsar. يشير هذا إلى أن بعض النجوم النابضة على الأقل لها حزمتان. تذكر أن الانحناء الثقالي للضوء بالقرب من النجم النيوتروني يجعل من الممكن رؤية جزء أكبر من السطح ، مما يزيد من فرصة رؤية كلا القطبين.

من المحتمل أن تمثل منحنيات الضوء أحادية القمة الحالة التي يكون فيها القطب الثاني غير مرئي. بالطبع ، إذا أردت أن تلعب دور محامي Devil ، فيمكنك أن تجادل بأنه قد تكون هناك نجوم نابضة أحادية الحزمة تكمن في تلك العينة ... ربما تحتاج إلى التوصل إلى نوع من الآلية الفيزيائية التي يمكن من خلالها أن يوجد مثل هذا الكائن ، بالنظر إلى تتنبأ النظريات الفيزيائية التي استخدمت حتى الآن لشرح النجوم النابضة بشعاعين.


النجوم النابضة

الأقزام الحمراء ، والأقزام البيضاء ، والنجوم النيوترونية ، والثقوب السوداء: هذه قائمة بالأجسام التي يكون كل منها أصغر ، وأكثر كثافة ، وأكثر قسوة في ظروفه الفيزيائية من سابقه. إن الضغط هو نتيجة لقوة الجاذبية المألوفة ، لكن النجوم المكثفة التي تنتج هي خارج خبرتنا المشتركة. ستحتوي قطعة من مادة قزم أبيض بحجم علبة الثقاب على نفس كتلة سفينة حربية ، بينما تشغل نفس الكتلة من مادة النجم النيوتروني مساحة رأس الدبوس. لقد انهار الثقب الأسود لدرجة أن الحجم والكثافة لم يعد لهما أي معنى.

يُمنع القزم الأبيض ، وهو نجم بحجم الأرض تقريبًا ولكن كتلته مماثلة لكتلة الشمس ، من الانكماش أكثر بسبب "ضغط الإلكترون المتدهور" - فلا يمكن تجميع الإلكترونات الحرة معًا بشكل وثيق. في بعض النجوم ، التي عادة ما تكون أكبر كتلة من الأقزام البيضاء ، يتم التغلب على هذا الحاجز من خلال الجمع بين الإلكترونات والبروتونات لتكوين نيوترونات ، والتي تتجمع معًا بشكل أكثر قربًا ، مما يعطي نجمًا نيوترونيًا. النجم النيوتروني له نفس كتلة الشمس تقريبًا ، لكن قطره لا يتجاوز 30 كيلومترًا. نجم صغير جدًا لديه مساحة سطح صغيرة ، ولا يمكنه أن ينبعث الكثير من الإشعاع الحراري الذي يجعل النجوم العادية تتألق ، ومع ذلك يمكن ملاحظة بعض النجوم النيوترونية على مسافات كبيرة بواسطة نوع مختلف تمامًا من الإشعاع ، إشارة راديو نابضة بانتظام. هذه هي النجوم النابضة.

تم اكتشاف النجوم النابضة في عام 1967 من قبل أنتوني هيويش وجوسلين بيل في مرصد علم الفلك الراديوي (الآن مرصد Nuffield الراديوي الفلكي) في كامبريدج. انبعاثها الراديوي المميز هو سلسلة منتظمة من النبضات ، متباعدة بدقة كبيرة في فترات تتراوح بين بضعة أجزاء من الألف من الثانية وعدة ثوان. أكثر من 300 معروفة ، لكن اثنين فقط ، وهما Crab Pulsar و Vela Pulsar ، ينبعثان نبضات مرئية قابلة للاكتشاف. ومن المعروف أيضًا أن هذين النوعين ينبعثان من نبضات أشعة جاما ، ويطلق أحدهما ، وهو سرطان البحر ، أيضًا نبضات الأشعة السينية.

إن انتظام النبضات استثنائي: يمكن للمراقبين الآن التنبؤ بأوقات وصول النبضات في العام المقبل بدقة أفضل من ميلي ثانية.
كيف يمكن لنجم أن يتصرف مثل هذه الساعة الدقيقة؟
الاحتمال الوحيد للتكرار السريع والدقيق للغاية هو أن يدور النجم بسرعة ويصدر شعاعًا من الإشعاع الذي يجتاح السماء مثل المنارة ، مشيرًا نحو الراصد مرة واحدة في كل دورة. النوع الوحيد من النجوم الذي يمكن أن يدور بسرعة كافية دون أن ينفجر بقوته الطاردة المركزية هو النجم النيوتروني.

النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية ممغنطة بقوة ، مع مجالات قوة تصل إلى 100 مليون تسلا (مليون مليون غاوس ، مقارنة بأقل من 1 غاوس للمجال المغناطيسي للأرض). لذلك فإن الدوران السريع يجعلها مولدات كهربائية قوية قادرة على تسريع الجسيمات المشحونة إلى طاقات تبلغ ألف مليون مليون فولت. هذه الجسيمات المشحونة ، بطريقة ما غير معروفة حتى الآن ، مسؤولة عن شعاع الإشعاع في الراديو والضوء والأشعة السينية وأشعة جاما. تأتي طاقتهم من دوران النجم ، والذي يجب بالتالي أن يتباطأ. يمكن اكتشاف هذا التباطؤ كإطالة في فترة النبض. عادةً ما يتباطأ معدل دوران النجم النابض بمقدار جزء واحد في المليون كل عام: النجم النابض ، وهو أصغر النجوم وأكثرها نشاطًا ، يتباطأ بمقدار جزء في ألفي كل عام.


كم عدد النجوم النابضة في مجرتنا؟

تم العثور على النجوم النابضة بشكل رئيسي في مجرة ​​درب التبانة ، في غضون حوالي 500 سنة ضوئية من سطح المجرة. من المستحيل إجراء مسح كامل للنجوم النابضة في المجرة ، حيث لا يمكن اكتشاف النجوم النابضة الضعيفة إلا إذا كانت قريبة. غطت المسوحات الراديوية الآن السماء بأكملها تقريبًا ، وتم تحديد موقع أكثر من 300 نجم نابض. يمكن قياس المسافة بينهما من خلال التأخير في أوقات وصول النبضة التي يتم ملاحظتها عند الترددات الراديوية المنخفضة ، حيث يعتمد التأخير على كثافة الإلكترون في الغاز بين النجمي وعلى المسافة المقطوعة. بالاستقراء من هذه العينة الصغيرة من النجوم النابضة القابلة للاكتشاف ، تشير التقديرات إلى وجود ما لا يقل عن 200000 نجم نابض في مجرتنا بأكملها. السماح لتلك النجوم النابضة التي لا تكتسح أشعة مناراتها في اتجاهنا ، يجب أن يصل مجموع السكان إلى مليون.

يشع كل نجم نابض لمدة أربعة ملايين سنة بعد هذا الوقت ، فقد الكثير من طاقة الدوران بحيث لا يمكنه إنتاج نبضات راديوية قابلة للاكتشاف. إذا عرفنا إجمالي عدد السكان (1،000،000) ومدى الحياة (4،000،000 سنة) ، يمكننا أن نستنتج أنه يجب أن يولد نجم نابض جديد كل أربع سنوات (بافتراض أن عدد السكان لا يزال ثابتًا).

تم العثور مؤخرًا على النجوم النابضة في مجموعات كروية. يُعتقد أنها تشكلت هناك عن طريق تراكم المادة على نجوم قزم أبيض في أنظمة ثنائية. تولد النجوم النابضة الأخرى في انفجارات مستعر أعظم. إذا كانت كل النجوم النابضة قد ولدت من انفجارات مستعر أعظم يمكننا أن نتنبأ بوجود مستعر أعظم في مجرتنا كل أربع سنوات. هذه أحداث مذهلة ، ونتوقع أن نرى المزيد منها إذا حدث واحد كل أربع سنوات. كان آخر مستعر أعظم تمت ملاحظته مباشرة في مجرتنا هو مستعر أعظم كبلر عام 1604 بعد الميلاد ، لكننا نعلم أن هناك مستعرات أعظم أخرى أقل إثارة أو مخفية عنا بسحب الغبار البينجمي. لم يتضح بعد ما إذا كان يمكن التوفيق التام بين معدل ولادة النجوم النابضة ومعدل المستعرات الأعظمية أو عدد التجمعات الكروية الخارجية التي يمكن تشكيلها في الأنظمة الثنائية.

سديم السرطان هو البقايا المرئية لانفجار مستعر أعظم شهده علماء الفلك الصينيون واليابانيون عام 1054 بعد الميلاد. بالقرب من مركز السديم يوجد نجم السرطان النابض ، وهو أكثر النجوم النابضة نشاطاً. إنه يدور 30 ​​مرة في الثانية ، وهو ممغنط بشدة. لذلك فهي تعمل كمحطة طاقة سماوية ، تولد طاقة كافية لإبقاء السديم بأكمله يشع عمليا على كامل الطيف الكهرومغناطيسي.

يشع Crab Pulsar نبضتين في كل دورة: هذا الملف الشخصي للنبضة المزدوجة مشابه في جميع الترددات الراديوية من 30 ميجاهرتز إلى أعلى ، وفي الأجزاء البصرية والأشعة السينية وأشعة جاما من الطيف ، ويغطي ما لا يقل عن 49 أوكتافًا في الطول الموجي.

الضوء المرئي قوي بما يكفي ليظهر النجم النابض على صور السديم ، حيث يُنظر إليه على أنه نجم بحجم 16 تقريبًا. الصور العادية تعمل على تلطيف النبضات ، لكن تقنيات الاصطرابي يمكن أن تُظهر النجم بشكل منفصل في "إيقاف" و شروط "on".


النجم الثنائي والنسبية العامة:

العديد من النجوم هي أعضاء في الأنظمة الثنائية ، حيث يدور نجمان حول بعضهما البعض بفترات من بعض الأيام أو السنوات. إذا كان أحد النجوم نجمًا نيوترونيًا ، فيمكن للزوج المداري أن يكون قريبًا جدًا بحيث يكون الجاذبية بينهما مرتفعًا جدًا ، ويمكن ملاحظة بعض التأثيرات غير العادية. تُعرف عدة أنظمة ثنائية يكون فيها النجم الآخر عملاقًا في هذه الحالات ، حيث يمكن للنجم النيوتروني جذب الغاز من الأجزاء الخارجية من رفيقه ، ويسقط تيار من الغاز بطاقة كبيرة على سطح النجم النيوتروني. يتم ملاحظة هذه الأنظمة كمصادر للأشعة السينية. تُظهر بعض مصادر الأشعة السينية اختلافات دورية مع دوران النجم النيوتروني: هذه هي ما يسمى بـ "النجوم النابضة للأشعة السينية".

نظام ثنائي واحد ، يُعرف باسم PSR 1913 + 16 ، يتكون من نجمين نيوترونيين ، قريبين جدًا من بعضهما البعض لدرجة أن فترة مداريهما لا تتجاوز 775 ساعة. لا توجد تيارات غازية بين هذه النجوم ، والتي تتفاعل فقط من خلال جاذبيتها المتبادلة. يمكن وصف مدار أحدهم بتفصيل كبير ، لأنه نجم نابض.
تبلغ فترة هذا النجم النابض 59 مللي ثانية ، وينتج سلسلة مستقرة جدًا من النبضات بمعدل تباطؤ منخفض بشكل غير عادي. إنها ، في الواقع ، ساعة دقيقة تتحرك بسرعة كبيرة في مجال جاذبية قوي ، وهو الوضع الكلاسيكي المطلوب لاختبار نظرية النسبية العامة لأينشتاين.

وفقًا للنظرية الديناميكية غير النسبية أو النيوتونية ، يجب أن تكون مدارات كلا النجمين عبارة عن قطع ناقص ذات اتجاه ثابت ، ويجب أن تكون الفترة المدارية ثابتة. أظهرت قياسات وقت وصول النبضات اختلافات كبيرة عن المدارات النيوتونية البسيطة. الأكثر وضوحا هو أن المدار يتقدم بمقدار 42 درجة في السنة.
هناك أيضًا تأثير صغير ، لكنه مهم جدًا ، على الفترة المدارية ، والذي يُعرف الآن أنه يتقلص بمقدار 89 نانوثانية (أقل من واحد على عشرة ملايين من الثانية) لكل مدار.

تمثل الفترة المدارية المتناقصة فقدانًا للطاقة ، والذي لا يمكن حسابه إلا عن طريق إشعاع الجاذبية. على الرغم من أن الإشعاع الثقالي نفسه لم يُرصد بشكل مباشر مطلقًا ، إلا أن ملاحظات PSR 1913 + 16 قدمت دليلًا جيدًا على وجودها. من المناسب الإعلان عن هذا الاكتشاف ، الذي يعد تأكيدًا إضافيًا لتنبؤات النظرية النسبية العامة ، في عام 1979 ، وهو الذكرى المئوية لميلاد أينشتاين.

من إنتاج دائرة خدمات المعلومات في مرصد غرينتش الملكي.


حول

تُظهر هذه الخريطة موقع كل النجوم النابضة الراديوية المعروفة للباحثين المعاصرين. الخريطة عبارة عن إسقاط متساوي المستطيل لسماء الليل في إحداثيات مجرية ، تظهر السماء بأكملها كما هي مرئية من الأرض مع مجرة ​​درب التبانة التي تمر عبر المنتصف. يوضح حجم كل دائرة السطوع النسبي (كما يُرى من الأرض) لكل نجم نابض ، وتصدر كل دائرة نبضات عند التردد الحقيقي للنجم النابض. يتيح لك شريط التمرير الموجود أعلى الصفحة التنقل عبر الفضاء واستكشاف مسافات مختلفة من الأرض. انظر إلى العداد الموجود في الجزء العلوي الأيمن لمعرفة مدى المسافة المعروض حاليًا. انقر فوق أي نجم نابض لمعرفة المزيد عن هذا الكائن.

النجم النابض هو نوع محدد من النجوم النيوترونية شديدة الممغنطة ، يتم إنشاؤه عندما يخضع نجم ضخم لانهيار مستعر أعظم. النجوم النابضة صغيرة جدًا (بالنسبة للنجم) وتدور بسرعة كبيرة ، وتنبعث منها حزم إشعاع قوية وضيقة من أقطابها المغناطيسية. إذا وقعنا (على الأرض) في مسار هذا الشعاع وهو يدور حول السماء ، فإن النجم النابض يتصرف مثل المنارة حيث يمر شعاعه فوقنا بشكل دوري. تمامًا مثل المنارة ، فإن النتيجة التي يمكن ملاحظتها لنا على الأرض هي أن الجسم يصبح ساطعًا جدًا لفترة قصيرة من الوقت ويتلاشى بسرعة ، مرارًا وتكرارًا ، مما ينتج عنه نبضات قوية تم تسمية النجوم النابضة من أجلها. تتضمن هذه الخريطة النجوم النابضة المكتشفة بواسطة التلسكوبات الراديوية.

دأب الباحثون على البحث عن النجوم النابضة ودراستها منذ عام 1967 ، عندما تم اكتشاف النجم النابض B1919 + 21 لأول مرة. في البداية ، كان هذا الكائن لغزًا لأن نبضاته كانت متسقة جدًا ، تساءل بعض الباحثين (شبه مزاح) عما إذا كنا قد وجدنا منارة من سلالة غريبة. نحن نعلم الآن أن النجوم النابضة تحدث بشكل طبيعي ، على الرغم من أنها قد تساعدنا في التواصل مع الفضائيين: قامت وكالة ناسا بتضمين خريطة لموقعنا في المجرة باستخدام النجوم النابضة كمعالم على أقمار بايونير وفوييجر ، والتي هي الآن في طريقها للخروج من الشمس. النظام. هناك أسباب أخرى (أكثر عملية) لدراسة النجوم النابضة أيضًا: لقد ساعدوا علماء الفلك في اختبار نظرية النسبية العامة ، والتعرف على الغازات الرقيقة جدًا الموجودة بين النجوم ، وغير ذلك الكثير. جميع النجوم النابضة التي نعرفها تقريبًا موجودة في مجرتنا درب التبانة على الرغم من أن الباحثين على يقين من وجودها هناك ، وعادة ما تكون النجوم النابضة في المجرات الأخرى بعيدة جدًا وخافتة جدًا بحيث يتعذر على التلسكوبات تحديدها. الاستثناءات الوحيدة هي النجوم النابضة القليلة التي نجدها في المجرتين الفضائيتين الأكثر شهرة في مجرة ​​درب التبانة ، سحابة ماجلان. هذه المجرات الساتلية قريبة جدًا من مجرة ​​درب التبانة مما يسمح للباحثين بتحديد النجوم النابضة التي تأويها.

اتجاهات

هناك العديد من الاتجاهات المثيرة للاهتمام التي يمكنك تحديدها في الرسوم المتحركة أعلاه. على سبيل المثال ، تتشكل مجرتنا درب التبانة على شكل قرص كبير وسميك للغاية ، ونحن (على الأرض) خارجون باتجاه الحافة الشعاعية لذلك القرص ولكننا قريبون من المستوى الأوسط منه. هذا يعني أن النجوم النابضة (والنجوم الأخرى) القريبة نسبيًا مرئية في جميع الاتجاهات ، ولكن إذا نظرت فقط إلى الأشياء البعيدة ، فجميعها تقريبًا في مستوى المجرة. فيما يلي بعض الاتجاهات الأخرى التي يجب البحث عنها:

  • يمكنك أن تجد نطاقًا واسعًا في فترات النجوم النابضة المختلفة ، بدءًا من السريع جدًا إلى البطيء جدًا.
  • تحتوي مجرتنا على عدة تراكيز كثيفة من النجوم (والنجوم النابضة) تسمى العناقيد الكروية ، وهي نوع من المجرات الصغيرة. تميل هذه العناقيد الكروية إلى أن تكون المضيف للنجوم النابضة البعيدة غير الموجودة في مستوى المجرة. انظر هنا وهنا ، على سبيل المثال.
  • نظرًا لأنها أبعد النجوم النابضة التي نعرفها ، فمن السهل جدًا العثور على النجوم النابضة الموجودة في مجرات الأقمار الصناعية لدينا ، سحابة ماجلان الكبيرة والصغيرة.

شكر وتقدير

تم إنشاء هذا الموقع بواسطة إسحاق شيفرز ، أثناء حصوله على درجة الدكتوراه في الفيزياء الفلكية في جامعة كاليفورنيا في بيركلي. لا تتردد في الاتصال بي بأي أسئلة أو تعليقات على moc.liam[email protected] .

صورة الخلفية لسماء الليل مقدمة من ESO / S.Brunier ، وتم إنتاجها كجزء من مشروع GigaGalaxy Zoom التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي.

تم إنشاء موقع الويب نفسه باستخدام D3 و jQuery و Twitter Bootstrap و Python. شكرا جزيلا لجميع المطورين الذين يعملون على هذه المشاريع الرائعة!

أسئلة؟

هل لديك أسئلة حول ما تراه هنا ، أو أي اتجاهات قد لاحظتها؟
تحقق من صفحة حول لمزيد من المعلومات!


تحصل خريطة سطح النجم النابض على تحديث لطيف

كيف تبدو الحقول المغناطيسية للنجوم النابضة؟
النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية تدور بسرعة مع فترات دوران قصيرة ومنتظمة ، تُلاحظ من خلال حزم الإشعاع الكهرومغناطيسي الخاصة بها. هذه النبضات المرصودة مماثلة للضوء الوامض على المنارة حيث يمكن للمراقبين فقط رؤية نبضات الضوء مرة واحدة في كل دوران ، عندما يتم محاذاة الحزم على طول خط البصر. بالنسبة للنجوم النابضة التي تعمل بالدوران ، يتم تشغيل هذه النبضات الضوئية بواسطة الدورات السريعة للنجوم النيوترونية والمجالات المغناطيسية القوية للغاية ، ويمكن رؤية التصوير المتعارف عليه (القياسي) للمجالات المغناطيسية التي تؤدي إلى ظهور هذه النبضات أدناه في الشكل 1.

شكل 1. عرض كتابي لتكوين المجال المغناطيسي حول النجم النابض ، حيث يحتوي المجال المغناطيسي الخارجي واسع النطاق على تكوين ثنائي القطب متمركز في النجم النيوتروني. لا يتم محاذاة المحور المغناطيسي مع محور الدوران وبالتالي يمكن ملاحظة الحزم الكهرومغناطيسية (في هذا الشكل ، الحزم الراديوية) كنبضات ذات فترات دوران منتظمة. أسطوانة الضوء ، الموضحة باللون الأخضر المتقطع ، هي نصف القطر الذي تقترب منه سرعة الدوران المشترك للحقل المغناطيسي من سرعة الضوء. الاعتمادات: كتيب علم الفلك بولسار بقلم دنكان روس لوريمر ومايكل كرامر (https://www.cv.nrao.edu/course/astr534/Pulsars.html)

تعتمد هذه "النظرة الكتابية" للمجال المغناطيسي للنجم النابض إلى حد كبير على الافتراض المبسط بأن المجال المغناطيسي الخارجي واسع النطاق له تكوين ثنائي القطب متمركز في النجم النيوتروني. العديد من نماذج التكوين ثنائي القطب هذه تؤدي إلى ظهور بقع ساخنة على النجم النيوتروني ، حيث توجد المناطق الساخنة على أقطاب متقابلة ، تنبعث الأشعة السينية من هذه المناطق الساخنة أثناء دوران النجم النابض. ومع ذلك ، فإن هذه النماذج ثنائية القطب بعيدة كل البعد عن الشمولية ، ولا يزال فهم آليات انبعاث النجوم النابضة مجالًا نشطًا للبحث. في الواقع ، هناك دليل رصدي على لحظات متعددة الأقطاب عالية الترتيب (على سبيل المثال ، رباعية الأقطاب ، وثماني أقطاب ، إلخ) موجودة بالقرب من سطح النجوم النيوترونية. ومع ذلك ، فإن الجمع بين القدرة الحسابية المحدودة (مطلوب لمحاكاة هذه المجالات المغناطيسية الأكثر تعقيدًا عدديًا) ، ولا يوجد خيار واضح لـ الذي من شأن تكوينات المجال المغناطيسي البديلة أن تفسر بشكل أفضل انبعاث النجوم النابضة ، مما يجعل من الصعب دراسة النماذج الأكثر تعقيدًا من النماذج ثنائية القطب.

تطوير لطيف
مستكشف التكوين الداخلي للنجم النيوتروني (NICER) هو تلسكوب ناسا تم تركيبه على متن محطة الفضاء الدولية في عام 2017. بفضل دقة الوقت العالية وحساسيته غير المسبوقة في نطاق الأشعة السينية الناعم (0.2-12 كيلو فولت) ، حصل NICER على بعض من ملامح النبض عالية الجودة (شكل النبضات المرصودة) لنجوم الأشعة السينية المعروفة. تركز ورقة اليوم على بيانات NICER لأحد النجوم النابضة ، PSR J0030 + 0451. هذا النجم النابض هو نجم نابض معزول بالإضافة إلى نجم نابض ملي ثانية (حيث أن فترة دورانه هي

4.87 مللي ثانية). إنها واحدة من أقرب النجوم النابضة التي تمت ملاحظتها في ملي ثانية ، مع مسافة مقيدة نسبيًا تبلغ 329 ± 9 فرسخ فلكي (حوالي 1070 ± 30 سنة ضوئية) بعيدًا عن الأرض.

في هذه الورقة ، حقق المؤلفون في النماذج التي من شأنها أن تشرح بشكل أفضل ملف النبض المرصود لـ PSR J0030 + 0451. منذ أن لوحظ وجود عنصرين من مكونات النبض بشكل واضح ، تضمنت النماذج المختبرة منطقتين حارتين متميزتين على سطح النجم النيوتروني ، مع أشكال مثل البقع الدائرية ، والمناطق على شكل حلقة ، والهلال. تم أيضًا اختبار التكوين القياسي للمناطق الساخنة المتطابقة على أقطاب متقابلة للنجم النيوتروني ، بالإضافة إلى تكوينات أكثر تعقيدًا حيث كانت المنطقتان الحارتان مستقلتان ولم يكن & # 8217t موجودين في أقطاب متقابلة. تم أيضًا تضمين انتشار الإشعاع تجاه المراقب (إعادة بناء الانبعاث من المناطق الساخنة) والاستجابة الآلية (حساسية الجهاز) في النماذج.

تم استخدام طرق متعددة لتحديد التكوين المادي الأمثل ، بما في ذلك (على سبيل المثال لا الحصر) تقييم دليل النموذج (المعروف أيضًا باسم الاحتمال الهامشي) ، أي مدى جودة إجابة النموذج على السؤال & # 8220 بالنظر إلى النموذج ، ما مدى احتمالية ذلك أن البيانات المرصودة يمكن أن تأتي من هذا النموذج؟ & # 8221 بعد استكشاف نماذج مختلفة مختلفة ، وجد المؤلفون أن التكوين المادي الذي يبدو أنه يفسر بشكل أفضل البيانات المرصودة يحتوي على مناطق ساخنة على غرار بقعة دائرية صغيرة وهلال رقيق ممتد ، كلاهما يقع في نفس نصف الكرة الأرضية من PSR J0030 + 0451 (الشكل 2).

الشكل 2. منظر للمناطق الساخنة المستنبطة على سطح PSR J0030 + 0451 ، محاذاة مع خط الاستواء وعرضها في ثلاثة مواضع مختلفة في الدوران. في هذا النموذج ، المناطق الساخنة المستنتجة هي البقعة الدائرية الصغيرة والهلال الرقيق الممتد ، ولها نفس درجة الحرارة الفعالة تقريبًا. (الشكل 17 في جريدة اليوم).

الشكل 3. تصور آخر للمناطق الساخنة من PSR J0030 + 0451. يصور اللون الأزرق المناطق الساخنة في أقطاب متقابلة للنجم النيوتروني تم استنتاجه من دراسة سابقة (جونسون وآخرون. 2014) ، بينما يصور اللون الأحمر المناطق الساخنة في نفس نصف الكرة المستنتج من ورقة اليوم. (الشكل 2 في Bilous et al. 2019 ، ورقة مصاحبة لجريدة اليوم).

وجدت دراسة اليوم أن "عرض الكتاب المدرسي" المتعارف عليه لتكوينات المجال المغناطيسي للنجم النابض ، حيث تقع المناطق الساخنة الناتجة على أقطاب متقابلة للنجم النيوتروني ، كان نموذجًا غير مرغوب فيه بشدة لـ PSR J0030 + 0451. يمكن رؤية مقارنة بين المناطق الساخنة من تكوين المجال المغناطيسي المتعارف عليه (باستخدام أشعة غاما ونبضات الراديو) ، ومن التكوين الأمثل الموجود في ورقة اليوم ، في الشكل 3. هذا الاكتشاف غير العادي - حيث تكوين المناطق الساخنة للنجم النابض أكثر تعقيدًا بكثير مما تتنبأ به النماذج القياسية - تتفق مع دراسة مستقلة أخرى لبيانات NICER لـ PSR J0030 + 0451 ، والتي وجدت نتيجة مماثلة بشكل لافت للنظر. للحصول على تصور متحرك للمناطق الساخنة المستنتجة من كلتا الدراستين ، تحقق من الفيديو المضمن أدناه المقدم من وكالة ناسا!

الآثار الفيزيائية الفلكية
يجب أن يكون التكوين الغريب للمناطق الساخنة على نجم نابض قد تم إنشاؤه بواسطة تكوين مجال مغناطيسي غريب. مثل هذا التكوين المعقد للمجال المغناطيسي سيكون له آثار على دراسة آليات انبعاث النجوم النابضة ، مثل تعديل تفسير الانبعاث متعدد الأطوال الموجية من النجوم النابضة. بالإضافة إلى ذلك ، مع النموذج الأمثل من ورقة اليوم ، يستطيع المؤلفون تقديم تقدير لكتلة ونصف قطر النجم النيوتروني PSR J0030 + 0451 (تقريبًا 1.34 + 0.15 / -0.16 كتلة شمسية و 12.71 + 1.14 / -1.19 كم) ، على التوالى). القيود المفروضة على كتلة ونصف قطر النجم النيوتروني لا تقدر بثمن لدراسة تركيبته الداخلية ومعادلة الحالة ذات المادة الكثيفة ، والتي تعد لغزًا فيزيائيًا فلكيًا طويل الأمد. مع مهمة NICER ، من الممكن أخيرًا فهم معادلة المادة الكثيفة للحالة!


23.4 النجوم النابضة واكتشاف النجم النيوتروني

بعد أن يتلاشى انفجار مستعر أعظم من النوع الثاني ، كل ما تبقى هو إما نجم نيوتروني أو شيء أكثر غرابة ، ثقب أسود. سنصف خصائص الثقوب السوداء في الثقوب السوداء والزمكان المنحني ، ولكن في الوقت الحالي ، نريد أن نفحص كيف يمكن أن تصبح النجوم النيوترونية التي ناقشناها سابقًا قابلة للرصد.

النجوم النيوترونية هي الأجسام الأكثر كثافة في الكون ، حيث أن قوة الجاذبية على سطحها أكبر بمقدار 10 11 مرة مما نشهده على سطح الأرض. يتكون الجزء الداخلي من النجم النيوتروني من حوالي 95٪ نيوترونات ، مع اختلاط عدد قليل من البروتونات والإلكترونات. في الواقع ، النجم النيوتروني هو نواة ذرية عملاقة ، كتلتها حوالي 10 57 ضعف كتلة البروتون. قطرها يشبه حجم مدينة صغيرة أو كويكب أكثر منه نجم. (يقارن الجدول بين خصائص النجوم النيوترونية والأقزام البيضاء). ولأنه صغير جدًا ، فمن المحتمل أن يصيبك النجم النيوتروني باعتباره الجسم الأقل احتمالية للرصد من على بعد آلاف السنين الضوئية. ومع ذلك ، تمكنت النجوم النيوترونية من الإشارة إلى وجودها عبر خلجان شاسعة من الفضاء.

خصائص القزم الأبيض النموذجي والنجم النيوتروني
ملكية قزم ابيض النجم النيوتروني
الكتلة (الشمس = 1) 0.6 (دائمًا & lt1.4) دائمًا & gt1.4 و & lt3
نصف القطر 7000 كم 10 كم
كثافة 8 × 10 5 جم / سم 3 10 14 جم / سم 3

اكتشاف النجوم النيوترونية

في عام 1967 ، كانت جوسلين بيل ، وهي طالبة أبحاث في جامعة كامبريدج ، تدرس مصادر الراديو البعيدة باستخدام كاشف خاص تم تصميمه وبناؤه بواسطة مستشارها أنتوني هيويش للعثور على اختلافات سريعة في إشارات الراديو. أطلقت أجهزة الكمبيوتر الخاصة بالمشروع رزمًا من الورق توضح المكان الذي قام فيه التلسكوب بمسح السماء ، وكانت مهمة طلاب الدراسات العليا في Hewish أن يمروا بكل ذلك بحثًا عن ظواهر مثيرة للاهتمام. في سبتمبر 1967 ، اكتشفت بيل ما وصفته بـ "القليل من القفا" - إشارة راديو غريبة لا مثيل لها من قبل.

ما وجده بيل ، في كوكبة Vulpecula ، كان مصدر نبضات إشعاعية سريعة وحادة ومكثفة ومنتظمة للغاية من الإشعاع. مثل الدقات العادية للساعة ، كانت النبضات تصل بدقة كل 1.33728 ثانية. أدت هذه الدقة بالعلماء أولاً إلى التكهن بأنهم ربما وجدوا إشارات من حضارة ذكية. حتى أن علماء الفلك الراديويين أطلقوا نصف مازحا على المصدر "LGM" على أنه "الرجال الخضر الصغار". ومع ذلك ، سرعان ما تم اكتشاف ثلاثة مصادر مماثلة في اتجاهات متباعدة على نطاق واسع في السماء.

عندما أصبح من الواضح أن هذا النوع من المصادر الراديوية كان شائعًا إلى حد ما ، خلص علماء الفلك إلى أنه من غير المرجح أن تكون إشارات من حضارات أخرى. حتى يومنا هذا ، تم اكتشاف أكثر من 2500 مصدر من هذه المصادر يطلق عليها الآن النجوم النابضة ، وهي اختصار لـ "مصادر الراديو النابضة".

تتراوح فترات النبض للنجوم النابضة المختلفة من أطول قليلاً من 1/1000 من الثانية إلى ما يقرب من 10 ثوانٍ. في البداية ، بدت النجوم النابضة غامضة بشكل خاص لأنه لا يمكن رؤية أي شيء في موقعها على صور الضوء المرئي. ولكن بعد ذلك تم اكتشاف نجم نابض في وسط سديم السرطان ، وهو عبارة عن سحابة من الغاز أنتجها SN 1054 ، وهو مستعر أعظم سجله الصينيون عام 1054 (الشكل 1). تصل الطاقة من النجم النابض لسديم السرطان في دفعات حادة تحدث 30 مرة كل ثانية - بشكل منتظم يحسد عليه صانع ساعات سويسري. بالإضافة إلى نبضات الطاقة الراديوية ، يمكننا أن نلاحظ نبضات الضوء المرئي والأشعة السينية من سديم السرطان. حقيقة أن النجم النابض كان في منطقة بقايا المستعر الأعظم حيث نتوقع أن يتم تنبيه النجوم النيوترونية المتبقية على الفور علماء الفلك إلى أن النجوم النابضة قد تكون مرتبطة بهذه "الجثث" المراوغة من النجوم الضخمة.

سديم السلطعون.

شكل 1. تُظهر هذه الصورة انبعاث الأشعة السينية من سديم السرطان ، الذي يبعد حوالي 6500 سنة ضوئية. النجم النابض هو النقطة المضيئة في مركز الحلقات متحدة المركز. تظهر البيانات التي تم الحصول عليها على مدار عام تقريبًا أن الجسيمات تتدفق بعيدًا عن الحلقة الداخلية بحوالي نصف سرعة الضوء. التيار المتعامد مع هذه الحلقة عبارة عن تيار من المادة وإلكترونات المادة المضادة تتحرك أيضًا بنصف سرعة الضوء. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة NASA / CXC / SAO)

سديم السرطان هو كائن رائع. يتوهج السديم كله بالإشعاع بأطوال موجية عديدة ، ويبلغ إجمالي إنتاجه من الطاقة أكثر من 100000 مرة من الطاقة الشمسية - وهذه ليست خدعة سيئة لبقايا مستعر أعظم انفجر منذ ما يقرب من ألف عام. سرعان ما بدأ الفلكيون في البحث عن علاقة بين النجم النابض ومصدر الطاقة الكبير للسديم المحيط.

نموذج منارة الغزل

من خلال تطبيق مزيج من النظرية والملاحظة ، استنتج علماء الفلك في النهاية أن النجوم النابضة يجب أن تكون كذلك النجوم النيوترونية الغزل. وفقًا لهذا النموذج ، فإن النجم النيوتروني يشبه منارة على ساحل صخري (الشكل 2). لتحذير السفن في جميع الاتجاهات ، ومع ذلك لا يكلف الكثير لتشغيلها ، يتحول الضوء في منارة حديثة ، ويكتسح شعاعها عبر البحر المظلم. من وجهة نظر السفينة ، ترى نبضة من الضوء في كل مرة يشير الشعاع في اتجاهك. وبنفس الطريقة ، فإن الإشعاع القادم من منطقة صغيرة على نجم نيوتروني يكتسح محيطات الفضاء ، مما يعطينا نبضة من الإشعاع في كل مرة يشير الشعاع نحو الأرض.

منارة.

الشكل 2. منارة في كاليفورنيا تحذر السفن في المحيط من الاقتراب من الخط الساحلي الخطير. يدور الجزء المضاء في الأعلى بحيث يمكن أن تغطي شعاعها جميع الاتجاهات. (الائتمان: أنيتا ريتنور)

تعتبر النجوم النيوترونية مرشحة مثالية لمثل هذه الوظيفة لأن الانهيار جعلها صغيرة جدًا بحيث يمكنها الدوران بسرعة كبيرة. أذكر مبدأ الحفاظ على الزخم الزاوي من التركيب العظيم لنيوتن: إذا أصبح الجسم أصغر ، يمكن أن يدور بسرعة أكبر. حتى لو كان النجم الأصل يدور ببطء شديد عندما كان في التسلسل الرئيسي ، كان لا بد من تسريع دورانه حيث انهار ليشكل نجمًا نيوترونيًا. بقطر يتراوح من 10 إلى 20 كيلومترًا فقط ، يمكن للنجم النيوتروني أن يكمل دورة واحدة كاملة في جزء من الثانية فقط. هذه هي الفترة الزمنية التي نلاحظها بين النبضات النابضة.

أي مجال مغناطيسي كان موجودًا في النجم الأصلي سيتم ضغطه بشدة عندما ينهار اللب ليصبح نجمًا نيوترونيًا. على سطح النجم النيوتروني ، في الطبقة الخارجية المكونة من مادة عادية (وليس فقط نيوترونات نقية) ، يتم التقاط البروتونات والإلكترونات في هذا المجال الدوار وتسريعها تقريبًا إلى سرعة الضوء. في مكانين فقط - القطبين المغناطيسيين الشمالي والجنوبي - يمكن للجسيمات المحاصرة الهروب من قبضة المجال المغناطيسي القوية (الشكل 3). يمكن رؤية نفس التأثير (في الاتجاه المعاكس) على الأرض ، حيث توجد الجسيمات المشحونة من الفضاء أبقى في الخارج بواسطة المجال المغناطيسي لكوكبنا في كل مكان ما عدا بالقرب من القطبين. ونتيجة لذلك ، يمكن رؤية الشفق القطبي (الناتج عن اصطدام الجسيمات المشحونة بالغلاف الجوي بسرعة عالية) بالقرب من القطبين.

نموذج بولسار.

الشكل 3. رسم بياني يوضح كيف يمكن أن تؤدي حزم الإشعاع عند الأقطاب المغناطيسية لنجم نيوتروني إلى ظهور نبضات انبعاث أثناء دوران النجم. عندما تجتاح كل شعاع الأرض ، مثل شعاع منارة يجتاح سفينة بعيدة ، نرى نبضة إشعاع قصيرة. يتطلب هذا النموذج أن تكون الأقطاب المغناطيسية موجودة في أماكن مختلفة عن أقطاب الدوران. (الائتمان "النجوم": تعديل العمل بواسطة توني هيسجيت)

لاحظ أنه في النجم النيوتروني ، لا يجب أن يكون القطبان المغناطيسيان الشمالي والجنوبي قريبًا من القطبين الشمالي والجنوبي المحدد بواسطة دوران النجم. بالطريقة نفسها ، ناقشنا في الفصل الخاص بالكواكب العملاقة أن الأقطاب المغناطيسية على الكواكب أورانوس ونبتون ليست مصطفة مع أقطاب دوران الكوكب. يوضح الشكل 3 أقطاب المجال المغناطيسي عموديًا على أقطاب الدوران ، ولكن يمكن لنوعين من الأقطاب تكوين أي زاوية.

في الواقع ، يلعب اختلال محور الدوران مع المحور المغناطيسي دورًا مهمًا في توليد النبضات المرصودة في هذا النموذج. عند القطبين المغناطيسيين ، تتركز الجسيمات من النجم النيوتروني في حزمة ضيقة وتخرج من المنطقة المغناطيسية الدائرية بسرعات هائلة. تبعث الطاقة على مدى واسع من الطيف الكهرومغناطيسي. يقتصر الإشعاع نفسه أيضًا على حزمة ضيقة ، وهو ما يفسر سبب عمل النجم النابض مثل المنارة. نظرًا لأن الدوران يحمل أولاً واحدًا ثم القطب المغناطيسي الآخر للنجم في رؤيتنا ، فإننا نرى نبضة إشعاع في كل مرة.

اختبارات النموذج

This explanation of pulsars in terms of beams of radiation from highly magnetic and rapidly spinning neutron stars is a very clever idea. But what evidence do we have that it is the correct model? First, we can measure the masses of some pulsars, and they do turn out be in the range of 1.4 to 1.8 times that of the Sun—just what theorists predict for neutron stars. The masses are found using Kepler’s law for those few pulsars that are members of binary star systems.

But there is an even-better confirming argument, which brings us back to the Crab Nebula and its vast energy output. When the high-energy charged particles from the neutron star pulsar hit the slower-moving material from the supernova, they energize this material and cause it to “glow” at many different wavelengths—just what we observe from the Crab Nebula. The pulsar beams are a power source that “light up” the nebula long after the initial explosion of the star that made it.

Who “pays the bills” for all the energy we see coming out of a remnant like the Crab Nebula? After all, when energy emerges from one place, it must be depleted in another. The ultimate energy source in our model is the rotation of the neutron star, which propels charged particles outward and spins its magnetic field at enormous speeds. As its rotational energy is used to excite the Crab Nebula year after year, the pulsar inside the nebula slows down. As it slows, the pulses come a little less often more time elapses before the slower neutron star brings its beam back around.

Several decades of careful observations have now shown that the Crab Nebula pulsar is not a perfectly regular clock as we originally thought: instead, it is gradually slowing down. Having measured how much the pulsar is slowing down, we can calculate how much rotation energy the neutron star is losing. Remember that it is very densely packed and spins amazingly quickly. Even a tiny slowing down can mean an immense loss of energy.

To the satisfaction of astronomers, the rotational energy lost by the pulsar turns out to be the same as the amount of energy emerging from the nebula surrounding it. In other words, the slowing down of a rotating neutron star can explain precisely why the Crab Nebula is glowing with the amount of energy we observe.

The Evolution of Pulsars

From observations of the pulsar s discovered so far, astronomers have concluded that one new pulsar is born somewhere in the Galaxy every 25 to 100 years, the same rate at which supernovae are estimated to occur. Calculations suggest that the typical lifetime of a pulsar is about 10 million years after that, the neutron star no longer rotates fast enough to produce significant beams of particles and energy, and is no longer observable. We estimate that there are about 100 million neutron stars in our Galaxy, most of them rotating too slowly to come to our notice.

The Crab pulsar is rather young (only about 960 years old) and has a short period, whereas other, older pulsars have already slowed to longer periods. Pulsars thousands of years old have lost too much energy to emit appreciably in the visible and X-ray wavelengths, and they are observed only as radio pulsars their periods are a second or longer.

There is one other reason we can see only a fraction of the pulsars in the Galaxy. Consider our lighthouse model again. On Earth, all ships approach on the same plane—the surface of the ocean—so the lighthouse can be built to sweep its beam over that surface. But in space, objects can be anywhere in three dimensions. As a given pulsar’s beam sweeps over a circle in space, there is absolutely no guarantee that this circle will include the direction of Earth. In fact, if you think about it, many more circles in space will ليس include Earth than will include it. Thus, we estimate that we are unable to observe a large number of neutron stars because their pulsar beams miss us entirely.

At the same time, it turns out that only a few of the pulsars discovered so far are embedded in the visible clouds of gas that mark the remnant of a supernova. This might at first seem mysterious, since we know that supernovae give rise to neutron stars and we should expect each pulsar to have begun its life in a supernova explosion. But the lifetime of a pulsar turns out to be about 100 times longer than the length of time required for the expanding gas of a supernova remnant to disperse into interstellar space. Thus, most pulsars are found with no other trace left of the explosion that produced them.

In addition, some pulsars are ejected by a supernova explosion that is not the same in all directions. If the supernova explosion is stronger on one side, it can kick the pulsar entirely out of the supernova remnant (some astronomers call this “getting a birth kick”). We know such kicks happen because we see a number of young supernova remnants in nearby galaxies where the pulsar is to one side of the remnant and racing away at several hundred miles per second ( Figure 4 ).

Speeding Pulsar.

الشكل 4. This intriguing image (which combines X-ray, visible, and radio observations) shows the jet trailing behind a pulsar (at bottom right, lined up between the two bright stars). With a length of 37 light-years, the jet trail (seen in purple) is the longest ever observed from an object in the Milky Way. (There is also a mysterious shorter, comet-like tail that is almost perpendicular to the purple jet.) Moving at a speed between 2.5 and 5 million miles per hour, the pulsar is traveling away from the core of the supernova remnant where it originated. (credit: X-ray: NASA/CXC/ISDC/L.Pavan et al, Radio: CSIRO/ATNF/ATCA Optical: 2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF)

TOUCHED BY A NEUTRON STAR

On December 27, 2004, Earth was bathed with a stream of X-ray and gamma-ray radiation from a neutron star known as SGR 1806-20. What made this event so remarkable was that, despite the distance of the source, its tidal wave of radiation had measurable effects on Earth’s atmosphere. The apparent brightness of this gamma-ray flare was greater than any historical star explosion.

The primary effect of the radiation was on a layer high in Earth’s atmosphere called the ionosphere. At night, the ionosphere is normally at a height of about 85 kilometers, but during the day, energy from the Sun ionizes more molecules and lowers the boundary of the ionosphere to a height of about 60 kilometers. The pulse of X-ray and gamma-ray radiation produced about the same level of ionization as the daytime Sun. It also caused some sensitive satellites above the atmosphere to shut down their electronics.

Measurements by telescopes in space indicate that SGR 1806-20 was a special type of fast-spinning neutron star called a magnetar. Astronomers Robert Duncan and Christopher Thomson gave them this name because their magnetic fields are stronger than that of any other type of astronomical source—in this case, about 800 trillion times stronger than the magnetic field of Earth.

A magnetar is thought to consist of a superdense core of neutrons surrounded by a rigid crust of atoms about a mile deep with a surface made of iron. The magnetar’s field is so strong that it creates huge stresses inside that can sometimes crack open the hard crust, causing a starquarke. The vibrating crust produces an enormous blast of radiation. An astronaut 0.1 light-year from this particular magnetar would have received a fatal does from the blast in less than a second.

Fortunately, we were far enough away from magnetar SGR 1806-20 to be safe. Could a magnetar ever present a real danger to Earth? To produce enough energy to disrupt the ozone layer, a magnetar would have to be located within the cloud of comets that surround the solar system, and we know no magnetars are that close. Nevertheless, it is a fascinating discovery that events on distant star corpses can have measurable effects on Earth.

Key Concepts and Summary

At least some supernovae leave behind a highly magnetic, rapidly rotating neutron star, which can be observed as a pulsar if its beam of escaping particles and focused radiation is pointing toward us. Pulsars emit rapid pulses of radiation at regular intervals their periods are in the range of 0.001 to 10 seconds. The rotating neutron star acts like a lighthouse, sweeping its beam in a circle and giving us a pulse of radiation when the beam sweeps over Earth. As pulsars age, they lose energy, their rotations slow, and their periods increase.


A second discovery

Bell Burnell would later report that Hewitt called a meeting without her, in which he discussed with other members of the department how they should handle presenting their results to the world. While their fellow scientists might practice restraint and skepticism, it was likely that the possible detection of an intelligent alien civilization could create chaos among the public, the scientists said. The press would very likely blow the story out of proportion and descend on the Cambridge researchers. According to Hewitt, one person even suggested (perhaps only partly joking) that they burn their data and forget the whole thing.

Years later, Burnell wrote that she was rather annoyed at the appearance of the strange signal for another reason. As a graduate student, she was trying to get her thesis work done before her funding ran out, but work on the pulsar was taking away from her primary pursuit.

"Here I trying to get a Ph.D. out of a new technique, and some silly lot of little green men had to choose my aerial and my frequency to communicate with us," she wrote in the article for Cosmic Search Magazine.

But then, Bell Burnell resolved the problem. She went back through some of the data from the radio array and found what looked like a similar, regularly repeating signal, this one coming from an entirely different part of the galaxy. That second signal indicated that this was a family of objects, rather than a single civilization trying to make contact.

"It finally scotched the little green men hypothesis," Bell Burnell said in the a BBC documentary filmed in 2010. "Because it's highly unlikely there's two lots of little green men, on opposite sides of the universe, both deciding to signal to a rather inconspicuous planet, Earth, at the same time, using a daft technique and a rather commonplace frequency."

"It had to be some new kind of star, not seen before," she said. "And that then cleared the way for us publishing, going public."

In 1974, the Nobel Prize in Physics was awarded to Hewish, along with radio astronomer Martin Ryle, "for their pioneering research in radio astrophysics: Ryle for his observations and inventions, in particular of the aperture-synthesis technique, and Hewish for his decisive role in the discovery of pulsars." The omission of Bell Burnell's name as a contributor to the pulsar discovery has stirred controversy among scientists and members of the public, though Bell Burnell has not publicly contested the Nobel committee's decision.


Astronomers Use Pulsars to Listen for Gravitational Waves

One of the most spectacular achievements in physics so far this century has been the observation of gravitational waves, ripples in space-time that result from masses accelerating in space. So far, there have been five detections of gravitational waves, thanks to the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) and, more recently, the European Virgo gravitational-wave detector. Using these facilities, scientists have been able to pin down the extremely subtle signals from relatively small black holes and, as of October, neutron stars.

But there are merging objects far larger whose gravitational wave signals have not yet been detected: supermassive black holes, more than 100 million times more massive than our Sun. Most large galaxies have a central supermassive black hole. When galaxies collide, their central black holes tend to spiral toward each other, releasing gravitational waves in their cosmic dance. Much as a large animal like a lion produces a deeper roar than a tiny mouse’s squeak, merging supermassive black holes create lower-frequency gravitational waves than the relatively small black holes LIGO and similar ground-based experiments can detect.

“Observing low-frequency gravitational waves would be akin to being able to hear bass singers, not just sopranos,” said Joseph Lazio, chief scientist for NASA’s Deep Space Network, based at NASA’s Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California, and co-author of a new study in Nature Astronomy.

To explore this uncharted area of gravitational wave science, researchers look not to human-made machines, but to a natural experiment in the sky called a pulsar timing array. Pulsars are dense remnants of dead stars that regularly emit beams of radio waves, which is why some call them “cosmic lighthouses.” Because their rapid pulse of radio emission is so predictable, a large array of well-understood pulsars can be used to measure extremely subtle abnormalities, such as gravitational waves. The North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGrav), a Physics Frontier Center of the National Science Foundation, is one of the leading groups of researchers using pulsars to search for gravitational waves.

The new Nature Astronomy study concerns supermassive black hole binaries — systems of two of these cosmic monsters. For the first time, researchers surveyed the local universe for galaxies likely to host these binaries, then predicted which black hole pairs are the likeliest to merge and be detected while doing so. The study also estimates how long it will take to detect one of these mergers.

“By expanding our pulsar timing array over the next 10 years or so, there is a high likelihood of detecting gravitational waves from at least one supermassive black hole binary,” said Chiara Mingarelli, lead study author, who worked on this research as a Marie Curie postdoctoral fellow at Caltech and JPL, and is now at the Flatiron Institute in New York.

Mingarelli and colleagues used data from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS), which surveyed the sky from 1997 to 2001, and galaxy merger rates from the Illustris simulation project, an endeavor to make large-scale cosmological simulations. In their sample of about 5,000 galaxies, scientists found that about 90 would have supermassive black holes most likely to merge with another black hole.

While LIGO and similar experiments detect objects in the final seconds before they merge, pulsar timing arrays are sensitive to gravitational wave signals from supermassive black holes that are spiraling toward each other and will not combine for millions of years. That’s because galaxies merge hundreds of millions of years before the central black holes they host combine to make one giant supermassive black hole.

Researchers also found that while bigger galaxies have bigger black holes and produce stronger gravitational waves when they combine, these mergers also happen fast, shortening the time period for detection. For example, black holes merging in the large galaxy M87 would have a 4-million-year window of detection. By contrast, in the smaller Sombrero Galaxy, black holes mergers typically take about 160 million years, offering more opportunities for pulsar timing arrays to detect gravitational waves from them.

Black hole mergers generate gravitational waves because, as they orbit each other, their gravity distorts the fabric of space-time, sending ripples outward in all directions at the speed of light. These distortions actually shift the position of Earth and the pulsars ever so slightly, resulting in a characteristic and detectable signal from the array of celestial lighthouses.

“A difference between when the pulsar signals should arrive, and when they do arrive, can signal a gravitational wave,” Mingarelli said. “And since the pulsars we study are about 3,000 light-years away, they act as a galactic-scale gravitational-wave detector.”

Because all supermassive black holes are so distant, gravitational waves, which travel at the speed of light, take a long time to arrive at Earth. This study looked at supermassive black holes within about 700 million light-years, meaning waves from a merger between any two of them would take up to that long to be detected here by scientists. By comparison, about 650 million years ago, algae flourished and spread rapidly in Earth’s oceans — an event important to the evolution of more complex life.

Many open questions remain about how galaxies merge and what will happen when the Milky Way approaches Andromeda, the nearby galaxy that will collide with ours in about 4 billion years.

“Detecting gravitational waves from billion-solar-mass black hole mergers will help unlock some of the most persistent puzzles in galaxy formation,” said Leonidas Moustakas, a JPL research scientist who wrote an accompanying “News and Views” article in the journal.

2MASS was funded by NASA’s Office of Space Science, the National Science Foundation, the U.S. Naval Observatory and the University of Massachusetts. JPL managed the program for NASA’s Office of Space Science, Washington. Data was processed at IPAC at Caltech in Pasadena, California.

Publication: Chiara M. F. Mingarelli, et al., “The local nanohertz gravitational-wave landscape from supermassive black hole binaries,” Nature Astronomy (2017) doi:10.1038/s41550-017-0299-6


Part-time Pulsar Yields New Insight Into Inner Workings Of Cosmic Clocks

Astronomers using the 76-m Lovell radio telescope at the University of Manchester's Jodrell Bank Observatory have discovered a very strange pulsar that helps explain how pulsars act as 'cosmic clocks' and confirms theories put forward 37 years ago to explain the way in which pulsars emit their regular beams of radio waves - considered to be one of the hardest problems in astrophysics. Their research, now published in Science Express, reveals a pulsar that is only 'on' for part of the time. The strange pulsar is spinning about its own axis and slows down 50% faster when it is 'on' compared to when it is 'off'.

Pulsars are dense, highly magnetized neutron stars that are born in a violent explosion marking the death of massive stars. They act like cosmic lighthouses as they project a rotating beam of radio waves across the galaxy. Dr. Michael Kramer explains, "Pulsars are a physicist's dream come true. They are made of the most extreme matter that we know of in the Universe, and their highly stable rotation makes them super-precise cosmic clocks. But, embarrassingly, we do not know how these clocks work. This discovery goes a long way towards solving this problem."

The research team, led by Dr. Michael Kramer, found a pulsar that is only periodically active. It appears as a normal pulsar for about a week and then "switches off" for about one month before emitting pulses again. The pulsar, called PSR B1931+24, is unique in this behaviour and affords astronomers an opportunity to compare its quiet and active phases. As it is quiet the majority of the time, it is difficult to detect, suggesting that there may be many other similar objects that have, so far, escaped detection.

Prof. Andrew Lyne points out that, "After the discovery of pulsars, theoreticians proposed that strong electric fields rip particles out of the neutron star surface into a surrounding magnetised cloud of plasma called the magnetosphere. But, for nearly 40 years, there had been no way to test whether our basic understanding was correct."

The University of Manchester astronomers were delighted when they found that this pulsar slows down more rapidly when the pulsar is on than when it is off. Dr. Christine Jordan points out the importance of this discovery, "We can clearly see that something hits the brakes when the pulsar is on."

This breaking mechanism must be related to the radio emission and the processes creating it and the additional slow-down can be explained by a wind of particles leaving the pulsar's magnetosphere and carrying away rotational energy. "Such a braking effect of the pulsar wind was expected but now, finally, we have observational evidence for it" adds Dr Duncan Lorimer.

The amount of braking can be related to the number of charges leaving the pulsar magnetosphere. Dr. Michael Kramer explains their surprise when it was found that the resulting number was within 2% of the theoretical predictions. "We were really shocked when we saw these numbers on our screens. Given the pulsar's complexity, we never really expected the magnetospheric theory to work so well."

Prof. Andrew Lyne summarized the result: "It is amazing that, after almost 40 years, we have not only found a new, unusual, pulsar phenomenon but also a very unexpected way to confirm some fundamental theories about the nature of pulsars."


How do we know pulsars have two beams? - الفلك

Pulsars are, at least in my opinion 1 , some of the most interesting objects in the universe. They are extremely dense stars, supported by neutron degeneracy pressure, shooting out beams of radiation along their magnetic axes. These extreme behaviors can both serve as tools, helping astronomers get a better sense of their surroundings, as well as laboratories, allowing astronomers to study extreme situations that may not be as easily observable in other locations in the universe. I recently wrote a post detailing briefly some of the important and interesting characteristics of pulsars. This post goes beyond that relatively simple look at pulsars. Instead, it focuses on a few of the neatest phenomena that take place in the lives of some very special pulsars that have orbiting companion stars, helping deviate their behaviors from those of ordinary pulsars.

A Shocking Discovery

The first millisecond pulsar discovery (known as PSR B1937+21) took place in 1982 by Don Backer and Shrinivas Kulkarni from the Radio Astronomy Lab at UC Berkeley. Previous observations had suggested two different objects in this position of the sky, with the compact object out of these two possibly being a pulsar with a period shorter than 10 ms. To hunt out the pulsar, the team of radio astronomers implemented subsequently higher and higher sampling rates to increase the frequency range of their search. Ultimately, a pulsar was discovered, with a period of just 1.558 ms.

To truly appreciate how shocking this result appeared at the time (and still is), recall that pulsars are neutron stars with masses on the order of that of the Sun, and have radii on the order of 10 km. The fastest pulsars known at the time had periods of a little less than a second, spinning just a few times every second. To create pulses less than every 10 ms, one of these stars has to be spinning more than hundred times a second. Even more mind-blowing is the fact that on the surface of the neutron star, matter is traveling at velocities of 0.13c (that&rsquos 0.13 times the speed of light!) Furthermore, the short period puts it very close to the spin rate limit of 2000 Hz (the pulsar&rsquos rate is 642 Hz) where centrifugal forces would begin to exceed the gravitational force on the star&rsquos surface and rip it apart.

The biggest questions resulting from the discovery centered around how the pulsar was formed and what gave it its millisecond period. Pulsars&rsquo spin rates slow down over time as they lose energy (known as their spin-down rates), and this can be determined by measuring changes in the period of the pulses coming from pulsars. Just using this pulsar&rsquos spin-down rate and assuming a maximum possible spin rate of 2000 Hz, the pulsar would only have been about 750 years old! Yet, no supernova remnants could be found in the area, as would have been expected for a pulsar this young. All of this suggests that the pulsar, and its millisecond period, was not the direct result of a supernova. Something else must have resulted in giving it its short period.

The Current Picture

The model for the formation of millisecond pulsars most widely supported today centers around binary objects. In a binary star system, the more massive star first undergoes a supernova. In the process, the star system could disrupt, meaning that the less massive star could be ejected due to the supernova, if the collapse is not symmetrical or due to its position in orbit. This case results in an ordinary, isolated pulsar, the same result as if there were just a solitary heavy star rather than a binary star system.

More interesting is if the binary system is not disrupted, and instead resulting in a young pulsar and its ordinary (main sequence) companion star. As time progresses, the pulsar evolves like all pulsars and its rotation period gets longer as it loses energy. However, the companion star is also aging alongside the pulsar, and eventually it reaches the red giant phase, with a dense, white dwarf core and an atmosphere that extends out to a further distance as it becomes older. The pulsar&rsquos gravitational attraction begins to pick off matter off of the companion star&rsquos atmosphere, and this material starts accreting onto the neutron star. The gravitational energy of the accreting matter is released through thermal emission in X-ray, while the angular momentum of the orbiting companion star is converted into the angular momentum of the pulsar&rsquos rotation. This causes the pulsar&rsquos rotation to speed up, rotating hundreds of times every second, and making it a millisecond pulsar.

The process gives millisecond pulsars their other name: recycled pulsars. If not for a orbiting companion, a pulsar would rotate more slowly and eventually lose brightness as it ages, eventually becoming non-observable. However, the presence of a companion makes the pulsar spin up again, this time much faster, and results in a greater brightness.

Going back to our binary star system again, something interesting can happen at this stage as well as the system encounters another fork in the road. The companion to the pulsar itself could be massive enough to undergo a supernova explosion, and become a second pulsar in the system. Again, if the explosion is not symmetrical enough, the two pulsars can get separated. However, if the system isn&rsquot disrupted, we can expect to find two pulsars orbiting one another: one of them being an ordinary young pulsar (with a relatively long period) and the other being a recycled (millisecond) pulsar. The exciting part of this result is that if the beams of both pulsars happened to hit the Earth, we could see two pulsars in the same spot of the sky, each with different periods. It turns out that we do have observational evidence for the existence of a system like this. The double pulsar system PSR J0737-3039 has an ordinary pulsar and a millisecond pulsar with beams that happen to both point towards the Earth. Typically, though, the younger pulsar fades away quickly, so we aren&rsquot always lucky enough to be able to view both. In fact, the younger component of the PSR J0737-3039 faded away in 2010 and is no longer observable.

A Bit of Stamp Collecting 2

One useful way to organize discovered pulsars is to plot them by two of their most easily observed characteristics: their periods and period derivatives (the rate at which the period is changing). This diagram (shown above), a (P-dot

) diagram, is especially useful to gain a sort of visualization of a pulsar&rsquos life cycle. The diagram plots discovered pulsars based on the two characteristics. The period is plotted along the horizontal axis, while the period derivative is on the vertical axis. It turns out that these characteristics are enough to determine a pulsar&rsquos age and their energy output, both of which are plotted in the diagram as diagonal dotted lines.

Pulsars typically begin life in the big clump in the upper portion of the diagram, starting with high energy outputs (left side of the big clump) and often with observable supernova remnants associated with them. As they get older, they migrate towards the right side of the clump, slowly diminishing their energy output and entering the portion of the diagram affectionately labelled the &lsquoGraveyard&rsquo. However, if the pulsars are in binary systems, they can cheat death and avoid the Graveyard by the accretion of matter. This speeds up their spins, and the resulting pulsars migrate towards the bottom left of the diagram, where the recycled millisecond pulsars reside. Notice that most of these are found in binary systems, helping support the binary system model for their formation.

Black-Widows

There&rsquos one subset of the millisecond pulsar population that is extremely interesting: the black-widow pulsars. These pulsars have very low mass companion stars, masses on the order of 1 percent of the Sun&rsquos mass. A companion&rsquos atmosphere spreads out to large distances, and leads to large portions of the companion star&rsquos mass to be absorbed by the pulsar. Since the pulsar is &ldquoeating&rdquo its companion, they have been named black-widow pulsars 3 . This can be seen in optical wavelengths since the side of a companion star facing the pulsar is much brighter and leads to measurable changes in brightness as the companion and pulsar orbit around each other. Most of these black-widows are found in globular clusters, which have high densities of stars, suggesting that their system formations are due to the original companion stars being swapped for much less massive companions.

What&rsquos more interesting about these stars is that they can serve as useful scientific laboratories. The black-widow pulsars for which masses can be measured tend to be very massive 4 . PSR B1957+20 is believed to have a mass of 2.40 solar masses, while the newly discovered PSR J1311-3430 is thought to come in at around 2.7 solar masses. These values are about double of most other pulsars. The massive, and dense stars, can help provide some clues about how matter behaves at very extreme densities, one of the areas of physics which is still not very well understood. Conditions with densities a little higher than those found in atomic nuclei and very high temperatures can be created with particle colliders, but even higher densities at low temperatures can only be found inside neutron stars so far. Studying the behavior of these black-widows could provide valuable constraints on the Equation of State of dense matter, and either support or disprove some of the theories describing matter in that realm.

It isn&rsquot often that astronomy can provide constraints on physics. Often, to test new physics theories, experiments are constructed on the ground. Ground experiments can be better and more easily controlled while measurements are often easier to obtain. Pulsars themselves are often just used as scientific tools. They are often implemented as probes to determine the density of the interstellar medium, or used as very precise clocks to help conduct tests on relativity or detect gravitational waves. While those are exciting, the high densities inside neutron stars can make them one of the few areas of astronomy that can help give back to physics, making them laboratories as well as tools. This is an opportunity where instead of using physical laws to understand more about the universe, astronomers could help define those very laws.

Sources and Further Exploration

  • Backer, D. C., Kulkarni, Shrinivas R., and Heiles, Carl. &ldquoA millisecond pulsar&rdquo, 1982, Nature 300:615-618.
  • Lyne, Andrew and Francis Graham-Smith. &ldquoPulsar Astronomy&rdquo, 2012 (4th Ed.), Cambridge University Press.
  • van Kerkwijk, M.H., Breton, R.P., Kulkarni, S.R. &ldquoEvidence for a massive neutron star from a radial-velocity study of the companion to the black-widow pulsar PSR B1957+20&rdquo, 2011, ApJ 728:95-102.
  • Kramer, M. and Stairs, I.H.. &ldquoThe Double Pulsar&rdquo, 2004, Annu. Rev. Astron. الفلك. 46:541-72.
  • Phinney, E. S. and Kulkarni, S.R. &ldquoBinary and Millisecond Pulsars&rdquo, 1994, Annu. Rev. Astron. الفلك. 32:591-639.
  • Pletsch, H.J., Guillemot, L., Fehrmann, H., et al. &ldquoBinary millisecond pulsar discovery via gamma-ray pulsations&rdquo, 2012, Science 338:1314-1317.
  • Radhakrishnan, V. and Srinivasan, G. &ldquoOn the origin of the recently discovered ultra-rapid pulsar&rdquo, 1982, Current Science 51:1096-1099.
  • Romani, Roger W., Filippenko, Alexei V., Silverman, Jeffrey M., et al. &ldquoPSR J1311-3430: A heavyweight neutron star with a flyweight helium companion&rdquo, 2012, ApJ 760:L36-41.
  • Stairs, Ingrid H. &ldquoPulsars in Binary Systems: Probing Binary Stellar Evolution and General Relativity&rdquo, 2004, Science 304:547-552.

Image Credits

I may be a little biased by my current research project at Berkeley. I&rsquom working on an automatic pipeline to search and study pulsars in the same field of view as the Kepler spacecraft and around the galactic center. ↩︎

Although astronomy is mostly physics, stamp collecting tends to creep in a little bit. ↩︎

I have to abandon one of my original premises when starting the blog: astronomers do not give very imaginative names. Writing on this blog has given me plenty of evidence to the contrary (another notable example: the Musket Ball Cluster). ↩︎

There isn&rsquot a very well supported explanation yet why black-widow pulsars tend to be more massive. ↩︎


What's a double pulsar?

You would not be wrong if you thought that a "pulsar" sounds like a great addition to your weekend rave. (You live in 1995.) A pulsar does kind of resemble a big, galactic strobe light and — with its steady rhythm — it could even allow you to keep time as you trip the light fantastic. But you probably wouldn't want one at your weekend party — let alone two.

Before we trip even harder imagining double pulsars, let's talk about how a pulsar works in general. When a massive star collapses, it goes out in a giant explosion called a supernova. Now if the star is big enough, it'll collapse into itself to form a black hole — end of the story, as we know it. But if it's just a little smaller (and we're still talking massive stars here, several times bigger than our sun), a pretty cool phenomenon will occur.

Instead of collapsing upon itself into a super-dense point source (the black-hole scenario), the protons and electrons at the sun's core will crush into each other until they actually combine to form neutrons. What you get is a neutron star that might be just a few miles across but has as much mass as our sun [source: JPL]. That means that the tough little star is so dense that a teaspoon full of its neutrons would weigh 100 million tons (90,719,000 metric tons) here on Earth [source: Goodier].

But let's not forget the "pulsing" part of pulsars. A pulsar might also emit beams of visible light, radio waves — even gamma and X-rays. If they are oriented just right, the beams can sweep toward Earth like a lighthouse signal, in an extremely regular pulse — perhaps more accurate than even an atomic clock. Pulsars also spin very quickly — as often as hundreds of times per second [source: Moskowitz]. But let's get to the good stuff — what's a double pulsar?

As a close and astute reader, you've probably already figured out that a double pulsar is two pulsars. And while it's not unusual to find a binary pulsar — where a pulsar is orbiting around another object, like a star or white dwarf — it's a lot more unusual to find two pulsars orbiting each other. In fact, we only know of one of these systems, discovered in 2003 [source: University of Manchester].

One of the coolest things about double pulsars is that they can help us understand or even confirm some huge, theoretical physics principles. Because they are such reliable astrophysical clocks, scientists immediately set to work testing parts of Einstein's Theory of General Relativity.

One section of that theory suggests that huge events, like merging two enormous black holes, could create ripples in space-time (called gravitational waves) that spread throughout the universe.

Thanks to pulsars, scientists have discovered that stars wobble like tops in the curved space-time of their orbit, as predicted by Einstein. They have also observed that the orbits are becoming smaller as energy is lost because of gravitational waves carting it away – another Einstein prediction proved correct [sources: University of Manchester, Weisberg].


شاهد الفيديو: وأنه هو رب الشعرى. أعظم نجوم السماء. خفايا واسرار عن الشعرى اليمانية (شهر اكتوبر 2021).