PSR J1906+0746

PSR J1906+0746 este un pulsar binar descoperit în 2004 în constelația Aquila . În acest sistem , un pulsar radio ( stea cu neutroni ) se rotește în jurul unui centru de masă comun cu o stea însoțitoare ceva mai grea, care este, de asemenea, o stea compactă - o pitică albă sau o altă stea neutronică. Distanța dintre aceste stele este mică - perioada orbitală de revoluție este de 3,98 ore (0,166 zile). Acesta este al doilea cel mai mic dintre indicatorii cunoscuți la începutul anului 2015 [2] . Efectele relativiste joacă un rol important în astfel de sisteme binare . În special, precesia geodezică schimbă axa de rotație a pulsarului radio, drept urmare fasciculul de emisie radio, care a călătorit de-a lungul axei sale magnetice și a ajuns în Sistemul Solar în momentul descoperirii , s-a deplasat până în 2010 într-un asemenea mod. că radiotelescoapele de pe pământ nu l-au mai fixat.

Descoperire și descriere

Pulsarul a fost descoperit în 2004 în timpul analizei observațiilor radio care au fost efectuate la Observatorul Arecibo din Puerto Rico folosind sistemul Arecibo L-band Feed Array (ALFA) la frecvențe de 1,2-1,7 GHz [1] . Datele, a căror analiză a dus la descoperirea pulsarului, au fost colectate pe 27 septembrie 2004. Dovezile existenței unui pulsar au fost apoi descoperite în timpul unei analize retrospective a observațiilor acestei părți a cerului, obținute încă din 3 august 1998 în cadrul programului Parkes Millibeam Pulsar Survey . Anunțul descoperirii a fost făcut în 2005 și publicat în 2006 [1] .

Ca urmare a comparării datelor obținute pe parcursul a cinci ani de observații ale pulsarului (din 2005 până la sfârșitul anului 2009, adică într-o perioadă de timp care acoperă mai mult de un miliard de rotații ale PSR J1906 + 0746 în jurul axei sale) în cel mai mare observatoare - Nancy( Franța ), Lavelle ( Marea Britanie ), Green Bank ( SUA ), Westerbrook( Olanda ) au fost înregistrate câteva zeci de mii de cicluri cu măsurarea timpului de sosire a pulsului pulsar [3] . S-a demonstrat că acest sistem, format după o explozie de supernovă , constă fie din două stele neutronice , fie a doua componentă este o pitică albă . Perioada de revoluție a componentelor în jurul centrului comun de masă este de 0,16599304686(11) zile (sau 3,9838331246 ore), ele se mișcă pe orbită cu o excentricitate egală cu 0,0852996(6) - cea mai mică dintre toate perechile care includ stele neutronice [ 4 ] ] . Rata de rotație relativistă a liniei absidale este de 7,5841(5) grade pe an, ocupându-se pe locul al doilea dintre toate perechile relativiste observate vreodată [1] .

Un pulsar care se rotește în jurul axei sale cu o perioadă de 144,1 milisecunde emite unde radio de-a lungul axei sale magnetice, care este înclinată față de axa sa de rotație; ca urmare, observatorul pământesc vede explozii periodice de emisie radio. Vârsta caracteristică a pulsarului este de aproximativ 112 mii de ani, cel mai mic dintre toți pulsarii dubli cunoscuți la momentul descoperirii sale. Totuși, această valoare este formală, este o extrapolare a ratei de decelerare măsurată în prezent a pulsarului [1] . În realitate, vârsta sistemului diferă aparent de cea indicată.

Este de așteptat ca din cauza pierderii de energie de către sistem din cauza emisiei undelor gravitaționale, ambele stele ale sistemului se vor fuziona în aproximativ 300 de milioane de ani [1] [5] [6] [7] .

Calculele arată că astfel de sisteme apar în Galaxie în medie de aproximativ 60 de ori pe 1 milion de ani [1] , drept urmare pulsarul poate fi cel mai tânăr dintre cele găsite [5] [8] . Sistemul este situat la aproximativ 25.000 de ani lumină de Pământ [9] în clusterul de stele globulare Terzan 5 , în constelația Acvila [10] . Dintre pulsarii binari, PSR J1906+0746 are a doua cea mai scurtă perioadă orbitală cunoscută după PSR J0737−3039 . Masa pulsarului este 1,291(11) M ⊙ , iar cea a stelei însoțitoare este 1,322(11) M ⊙ . Sistemul este similar cu alte sisteme binare relativiste observate, fiind similar atât cu sistemele de două stele neutronice, cât și cu sistemele unei stele neutronice și a unei pitici albe (de exemplu, o pereche formată dintr-un pulsar tânăr J1906+0746 și o pitică albă este similar) [11] . Perioada de rotație a pulsarului crește cu o rată de aproximativ 2×10 −14 secunde pe secundă [12] . Perioada orbitală a sistemului scade cu o rată de 0,56(3)×10 -12 secunde pe secundă, care este cauzată de emisia de unde gravitaționale și este pe deplin în concordanță cu predicțiile teoriei generale a relativității (0,56498(15) ×10 −12 secunde pe secundă) [12 ] .

Distanța până la pulsar, determinată folosind măsura de dispersie , este de 5,40+0,56
-0,60 kpc [12] . Distanța măsurată prin metoda absorbției în linii neutre de hidrogen este de 7,4+2,5
−1,4kpc [12] .

Câmpul magnetic de suprafață pe pulsar este de 1,73×10 12 G [12] .

Observațiile cu raze X pe telescopul orbital „Chandra” nu au înregistrat radiații de la pulsar în intervalul 0,5-8 keV . De aici rezultă că luminozitatea bolometrică termică a pulsarului nu depășește 10 32 erg/s. Aceasta este cea mai mică luminozitate dintre toate pulsarile radio cu o rată similară de scădere a cuplului [13] . În plus, a fost găsită o structură asemănătoare unui inel înclinat centrat pe un pulsar, cu o rază unghiulară de 1,6 minute de arc; luminozitatea sa în intervalul 0,5-8 keV este de 1,2×10 32 erg/s, aproximativ 0,045% din rata totală de pierdere de energie a pulsarului [13] .

Deriva fasciculului

Conform relativității generale, stelele neutronice (ca orice obiect care se rotește în general) trebuie să experimenteze precesia (o rotație treptată a axei de rotație, ca o rotiță rotativă), trecând printr-un potențial gravitațional profund format de o stea însoțitoare. Acest efect relativist, care apare în spațiu-timp curbat, se numește precesie geodezică; a fost observat atât la alți pulsari binari (J0737−3039B; J1141−6545 ; B1534+12 ; B1913+16 ) [12] , cât și, la o scară mult mai mică, în mișcarea giroscoapelor din misiunea satelitului Gravity Probe B pe Pământ. orbită. Datorită precesiei geodezice, axa de rotație a pulsarului se deplasează cu 2,2 grade pe an [3] [10] . Din 2005 până în 2009, razele pulsarului de la ambii poli au lovit Pământul . În 1998 și după 2009, un singur fascicul a lovit. Începând cu anul 2010 a plecat și el, drept urmare pulsarul a încetat să fie observat de radiotelescoapele terestre. Fluxul radio total de la pulsar din 2006 până în 2009 a scăzut de la 0,8 la 0,2 mJy [12] . Posibilitatea ca fasciculul să părăsească direcția către Pământ din cauza precesiei geodezice a fost remarcată încă din 2006, în prima lucrare dedicată descoperirii acestui pulsar [1] .

Cu toate acestea, precesia geodezică continuă și pulsarul poate deveni din nou vizibil pentru Pământ în jurul anului 2170 [14] . Joery van Leuwen a remarcat că, ca urmare a „atracției gravitaționale reciproce enorme, axa de rotație a pulsarului se rotește atât de repede încât fasciculele de radiație încetează să cadă pe Pământ. Pulsarul a devenit invizibil chiar și pentru cele mai mari telescoape. Este prima dată când un pulsar atât de tânăr a „dispărut” ca urmare a precesiunii. Din fericire, se preconizează că precesiunea va aduce pulsarul înapoi la vedere, dar acest lucru ar putea dura cel puțin 160 de ani” [3] .

6 noiembrie 2014 în arhiva de preprinturi de la Universitatea Cornell , iar pe 8 ianuarie 2015 în The Astrophysical Journal a fost publicată o nouă lucrare cu rezultatele cercetărilor asupra pulsarului [4] [12] . În aceeași zi (8 ianuarie 2015), rezultatul a fost prezentat la cea de-a 225-a întâlnire a Societății Americane de Astronomie din Seattle [15] . Lucrarea raportează că precesia geodezică gravitațională a dus la plecarea fasciculului radio pulsar dincolo de raza telescoapelor terestre [16] .

Note

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 D. R. Lorimer et al. Arecibo Pulsar Survey folosind ALFA. II. Pulsarul binar tânăr, extrem de relativist J1906+0746  //  The Astrophysical Journal . — Editura IOP . — Vol. 640 , iss. 1 . — P. 428-434 . - doi : 10.1086/499918 . - . — arXiv : astro-ph/0511523 .
2. ↑ Cea mai mică perioadă orbitală cunoscută, 2,45 ore, este observată pentru un sistem care include pulsarul radio PSR J0737-3039 B și o altă stea neutronică.
3. ↑ 1 2 3 Dispariția topului cosmic (downlink) . ASTRON (5 ianuarie 2015). Consultat la 11 ianuarie 2015. Arhivat din original pe 11 ianuarie 2015. (nedefinit) 
4. ↑ 1 2 J. van Leeuwen și colab. The Binary Companion of Young, Relativist Pulsar J1906+0746  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2015. - Vol. 798 , nr. 2 . — P. 118 . - doi : 10.1088/0004-637X/798/2/118 . - arXiv : 1411.1518 .
5. ↑ 1 2 Pulsarul binar tânăr, foarte relativist, J1906+0746 . Universitatea Cornell (17 noiembrie 2005). Preluat la 11 ianuarie 2015. Arhivat din original la 6 iulie 2019. (nedefinit)
6. ↑ Pulsar binar renunță la secrete, apoi dispare . EarthSky (8 ianuarie 2015). Consultat la 11 ianuarie 2015. Arhivat din original pe 11 ianuarie 2015. (nedefinit)
7. ↑ Astronomii folosesc steaua neutronica care dispare pentru a măsura deformarea spațiu-timp . Science Daily (8 ianuarie 2015). Consultat la 11 ianuarie 2015. Arhivat din original pe 11 ianuarie 2015. (nedefinit)
8. ↑ The Binary Companion of Young, Relativistic Pulsar J1906+0746 . Universitatea Cornell (6 noiembrie 2014). Data accesului: 11 ianuarie 2015. Arhivat din original pe 7 noiembrie 2015. (nedefinit)
9. ↑ Deformarea spațiu-timp măsurată în J1906 - Apoi a dispărut steaua neutronică (link indisponibil) . Science 2.0 (8 ianuarie 2015). Consultat la 11 ianuarie 2015. Arhivat din original pe 11 ianuarie 2015. (nedefinit) 
10. ↑ 1 2 Cercetătorii măsoară deformarea spațiu-timp în gravitația stelei binare . Sci-News.com (9 ianuarie 2015). Consultat la 11 ianuarie 2015. Arhivat din original pe 11 ianuarie 2015. (nedefinit)
11. ↑ The Binary Companion of Young, Relativistic Pulsar J1906+0746 . Institutul de Fizică (10 ianuarie 2015). Data accesului: 11 ianuarie 2015. (nedefinit)
12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Joeri van Leeuwen și colab. Companionul binar al Pulsarului tânăr, relativist J1906+0746 (arXiv:1411.1518) . Universitatea Cornell (6 noiembrie 2014). Consultat la 12 ianuarie 2015. Arhivat din original la 7 noiembrie 2015. (nedefinit)
13. ↑ 1 2 Kargaltsev, O.; Pavlov, GG Chandra Observarea binarului relativist J1906+0746  (engleză)  // The Astrophysical Journal . — Editura IOP . — Vol. 702 , iss. 1 . - P. 433-440 . - doi : 10.1088/0004-637X/702/1/433 . - Cod biblic . - arXiv : 0904.2219 .
14. ↑ J1906+0746 Comunicat de presă Media (link indisponibil) . ASTRON . Consultat la 11 ianuarie 2015. Arhivat din original pe 11 ianuarie 2015. (nedefinit) 
15. ↑ A 225-a întâlnire AAS . Societatea Americană de Astronomie (8 ianuarie 2015). Consultat la 11 ianuarie 2015. Arhivat din original pe 11 ianuarie 2015. (nedefinit)
16. ↑ Pulsar dispare din vedere din cauza deformarii timpului . BBC Russian (10 ianuarie 2015). Data accesului: 11 ianuarie 2015. Arhivat din original la 13 ianuarie 2015. (nedefinit)