Astronomie

Woher wissen wir, dass Pulsare zwei Strahlen haben?

Woher wissen wir, dass Pulsare zwei Strahlen haben?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Pulsare sind Neutronensterne, die einen Strahl elektromagnetischer Strahlung aussenden, der nicht auf ihre Rotationsachse ausgerichtet ist. Wir können einen Neutronenstern also nur dann als Pulsar sehen, wenn der Strahl die Erdbahn kreuzt.

Die übliche Darstellung ist, dass es zwei Strahlen gibt, einen auf jeder Seite, aber wenn die magnetische Achse und die Rotationsachse nicht auf 90° stehen, können wir immer nur einen der beiden Strahlen sehen. Woher wissen wir, dass es zwei Strahlen gibt und nicht einen oder vier oder irgendeine andere Zahl?


Die Magnet- und Drehachse müssen nicht sein genau um 90 Grad zueinander, um beide Strahlen zu sehen. Sie müssen nur ungefähr 90 Grad betragen (abhängig vom 'Öffnungswinkel' des Emissionskegels).

Es gibt also viele Pulsare, die dies erfüllen und zwei Peaks in ihren Profilen haben (wenn wir ihre Emission beobachten), die ungefähr eine halbe Spinperiode auseinander liegen. Jeder Gipfel sieht anders aus als der andere, daher ist die beste Vermutung derzeit, dass wir den Strahl von einem Pol und dann vom anderen sehen.


Hier geht es wirklich um die Natur physikalischer Theorien – wir haben Beobachtungsbeweise und eine (falsifizierbare) Theorie wurde aufgestellt, um zu erklären, was passiert. Die Beweise, seit diese Theorie aufgestellt wurde, haben dazu gedient, ihren Anspruch auf Korrektheit zu untermauern.

(Aber alle Magnete, die wir beobachtet haben, sind Dipole - theoretisch existieren Monopole, wurden aber noch nie beobachtet. Aber es wurde keine Theorie aufgestellt, dass Neutronensterne Monopole sind - die Energie, die erforderlich ist, um einen solchen Monopol zu erzeugen, wäre sicher, aber noch größer als das in einer Supernova freigesetzt wurde.)


Mehrere Pulsare haben Profile mit zwei Spitzen: Sie erhalten zwei Spitzen pro Umdrehung, wobei eine Spitze stärker ist als die andere. Ein Beispiel dafür ist der Krebspulsar. Dies legt nahe, dass zumindest einige Pulsare zwei Strahlen haben. Denken Sie daran, dass die Gravitationsbiegung des Lichts in der Nähe des Neutronensterns es ermöglicht, einen größeren Teil der Oberfläche zu sehen, was die Wahrscheinlichkeit erhöht, dass beide Pole sichtbar sind.

Die Lichtkurven mit einer einzigen Spitze repräsentieren wahrscheinlich den Fall, in dem der zweite Pol nicht sichtbar ist. Wenn Sie den Advokaten des Teufels spielen wollten, könnten Sie natürlich argumentieren, dass in diesem Sample einstrahlige Pulsare lauern könnten ... Sie müssten sich wahrscheinlich einen physikalischen Mechanismus einfallen lassen, durch den ein solches Objekt existieren könnte, vorausgesetzt die physikalischen Theorien, die bisher zur Erklärung von Pulsaren verwendet wurden, sagen zwei Strahlen voraus.


Pulsare

Rote Zwerge, Weiße Zwerge, Neutronensterne, Schwarze Löcher: Dies ist eine Liste von Objekten, von denen jedes kleiner, dichter und in seinen physikalischen Bedingungen extremer ist als das vorherige. Die Verdichtung ist ein Ergebnis der bekannten Schwerkraft, aber die daraus resultierenden verdichteten Sterne liegen außerhalb unserer üblichen Erfahrung. Ein Stück weißes Zwergenmaterial in Streichholzschachtelgröße würde die gleiche Masse wie ein Schlachtschiff enthalten, während die gleiche Masse an Neutronensternmaterial den Platz eines Stecknadelkopfes einnimmt. Ein Schwarzes Loch ist so kollabiert, dass Größe und Dichte keine Bedeutung mehr haben.

Ein Weißer Zwerg, ein Stern etwa von der Größe der Erde, aber mit sonnenähnlicher Masse, wird durch "entarteten Elektronendruck" daran gehindert, weiter zu schrumpfen --- freie Elektronen können nicht dichter zusammengepackt werden. Bei einigen Sternen, die normalerweise massereicher sind als Weiße Zwerge, wird diese Barriere durch die Kombination der Elektronen mit Protonen zu Neutronen überwunden, die sich noch enger zusammenpacken und einen Neutronenstern ergeben. Ein Neutronenstern hat etwa die gleiche Masse wie die Sonne, ist aber nur etwa 30 Kilometer groß. Ein so kleiner Stern hat eine winzige Oberfläche und kann nicht viel von der Wärmestrahlung aussenden, die normale Sterne zum Leuchten bringt, dennoch können einige Neutronensterne auf große Entfernungen mit einer ganz anderen Strahlungsart beobachtet werden, einem regelmäßig pulsierenden Radiosignal. Das sind die Pulsare.

Pulsare wurden 1967 von Anthony Hewish und Jocelyn Bell am Radioastronomie-Observatorium (heute Nuffield Radio Astronomy Observatory) in Cambridge entdeckt. Ihre charakteristische Radioemission ist eine gleichförmige Folge von Impulsen, die mit hoher Präzision in Zeiträumen zwischen wenigen Millisekunden und mehreren Sekunden verteilt sind. Über 300 sind bekannt, aber nur zwei, der Krebs-Pulsar und der Vela-Pulsar, emittieren sichtbare sichtbare Impulse. Von diesen beiden ist auch bekannt, dass sie Gammastrahlenpulse emittieren, und einer, der Krebs, emittiert auch Röntgenpulse.

Die Regelmäßigkeit der Pulse ist phänomenal: Beobachter können jetzt die Ankunftszeiten von Pulsen ein Jahr im Voraus mit einer Genauigkeit von besser als einer Millisekunde vorhersagen.
Wie kann sich ein Stern als eine so genaue Uhr verhalten?
Die einzige Möglichkeit für eine so schnelle und präzise Wiederholung besteht darin, dass der Stern sich schnell dreht und einen Strahlungsstrahl aussendet, der wie ein Leuchtturm um den Himmel streicht und einmal pro Umdrehung auf den Beobachter gerichtet ist. Die einzige Art von Stern, die schnell genug rotieren kann, ohne durch ihre eigene Fliehkraft zu platzen, ist ein Neutronenstern.

Pulsare sind sehr stark magnetisierte Neutronensterne mit Feldstärken von 100 Millionen Tesla (1 Million Gauss, verglichen mit weniger als 1 Gauss für das Erdmagnetfeld). Die schnelle Rotation macht sie daher zu leistungsstarken elektrischen Generatoren, die geladene Teilchen auf Energien von einer Milliarde Millionen Volt beschleunigen können. Diese geladenen Teilchen sind in gewisser Weise noch unbekannt für das Strahlenbündel von Radio, Licht, Röntgen- und Gammastrahlen verantwortlich. Ihre Energie stammt aus der Rotation des Sterns, der sich daher verlangsamen muss. Diese Verlangsamung kann als Verlängerung der Pulsperiode erkannt werden. Normalerweise verlangsamt sich die Rotationsrate eines Pulsars jedes Jahr um einen Teil von einer Million: Der Krebspulsar, der jüngste und energiereichste bekannte, verlangsamt sich jedes Jahr um einen Teil von zweitausend.


Wie viele Pulsare in unserer Galaxie?

Pulsare kommen hauptsächlich in der Milchstraße vor, innerhalb von etwa 500 Lichtjahren um die Ebene der Galaxie. Eine vollständige Vermessung der Pulsare in der Galaxis ist unmöglich, da schwache Pulsare nur in ihrer Nähe entdeckt werden können. Radiodurchmusterungen haben inzwischen fast den gesamten Himmel erfasst und über 300 Pulsare geortet. Ihre Entfernung kann aus einer Verzögerung der Pulsankunftszeiten gemessen werden, die bei niedrigen Hochfrequenzen beobachtet werden. Die Verzögerung hängt von der Elektronendichte im interstellaren Gas und von der zurückgelegten Entfernung ab. Aus dieser kleinen Stichprobe nachweisbarer Pulsare wird geschätzt, dass es in unserer gesamten Galaxie mindestens 200.000 Pulsare gibt. Wenn man die Pulsare berücksichtigt, deren Leuchtturmstrahlen nicht in unsere Richtung streichen, muss die Gesamtbevölkerung eine Million erreichen.

Jeder Pulsar strahlt etwa vier Millionen Jahre lang, danach hat er so viel Rotationsenergie verloren, dass er keine nachweisbaren Radiopulse erzeugen kann. Wenn wir die Gesamtbevölkerung (1.000.000) und die Lebensdauer (4.000.000 Jahre) kennen, können wir ableiten, dass alle vier Jahre ein neuer Pulsar geboren werden muss (vorausgesetzt, die Population bleibt konstant).

Vor kurzem wurden Pulsare in Kugelsternhaufen gefunden. Es wird angenommen, dass sie dort durch Anlagerung von Materie auf weiße Zwergsterne in Doppelsternsystemen entstanden sind. Andere Pulsare werden in Supernova-Explosionen geboren. Wenn alle Pulsare aus Supernova-Explosionen geboren würden, könnten wir vorhersagen, dass es alle vier Jahre eine Supernova in unserer Galaxie geben sollte. Dies sind spektakuläre Ereignisse, und wir würden erwarten, dass sie alle vier Jahre mehr sehen werden. Die letzte direkt beobachtete Supernova in unserer Galaxis war Keplers Supernova von 1604 n. Chr., aber wir wissen, dass andere vorkommen, die weniger spektakulär sind oder die von interstellaren Staubwolken vor uns verborgen sind. Es ist noch nicht klar, ob die Geburtenrate von Pulsaren und die von Supernovae vollständig in Einklang gebracht werden können oder wie viele äußere Kugelsternhaufen in Doppelsternsystemen gebildet werden können.

Der Krebsnebel ist der sichtbare Überrest einer Supernova-Explosion, die 1054 n. Chr. von chinesischen und japanischen Astronomen beobachtet wurde. In der Nähe des Zentrums des Nebels befindet sich der Krebspulsar, der der energiereichste bekannte Pulsar ist. Es dreht sich 30 Mal pro Sekunde und ist sehr stark magnetisiert. Es fungiert daher als himmlisches Kraftwerk, das genug Energie erzeugt, um den gesamten Nebel praktisch über das gesamte elektromagnetische Spektrum zu strahlen.

Der Crab Pulsar strahlt zwei Pulse pro Umdrehung ab: Dieses Doppelpulsprofil ist bei allen Funkfrequenzen ab 30 MHz aufwärts und im optischen, Röntgen- und Gammastrahlenbereich des Spektrums ähnlich und umfasst mindestens 49 Oktaven Wellenlänge.

Sein sichtbares Licht ist stark genug für den Pulsar, um auf Fotografien des Nebels zu erscheinen, wo er als Stern mit einer Größe von etwa 16 zu sehen ist. Normale Fotografien glätten die Pulse, aber stroboskopische Techniken können den Stern separat in seinem "Aus" zeigen und 'auf'-Bedingungen.


Der binäre Pulsar und die allgemeine Relativitätstheorie:

Viele Sterne sind Mitglieder von Doppelsternsystemen, in denen sich zwei Sterne mit Perioden von einigen Tagen oder Jahren umkreisen. Wenn einer der Sterne ein Neutronenstern ist, kann das umlaufende Paar so nahe sein, dass die Gravitationsanziehung zwischen ihnen sehr hoch ist und einige ungewöhnliche Effekte beobachtet werden können. Es sind mehrere Doppelsternsysteme bekannt, in denen der andere Stern ein Riese ist. In diesen Fällen kann der Neutronenstern Gas aus den äußeren Teilen seines Begleiters anziehen, und ein Gasstrom fällt mit großer Energie auf die Oberfläche des Neutronensterns. Diese Systeme werden als Röntgenquellen betrachtet. Einige der Röntgenquellen zeigen bei der Rotation des Neutronensterns periodische Veränderungen: das sind die sogenannten „Röntgenpulsare“.

Ein Doppelsternsystem, bekannt als PSR 1913+16, besteht aus zwei Neutronensternen, die so nah beieinander liegen, dass ihre Umlaufzeit nur 775 Stunden beträgt. Keine Gasströme zwischen diesen Sternen, die nur durch ihre gegenseitige Anziehungskraft interagieren. Die Umlaufbahn eines von ihnen kann sehr detailliert beschrieben werden, da es sich um einen Pulsar handelt.
Die Periode dieses Pulsars beträgt 59 Millisekunden und erzeugt eine sehr stabile Impulsfolge mit einer ungewöhnlich niedrigen Verlangsamungsrate. Es ist tatsächlich eine genaue Uhr, die sich in einem starken Gravitationsfeld sehr schnell bewegt, was die klassische Situation ist, die für einen Test von Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie erforderlich ist.

Nach der nichtrelativistischen oder Newtonschen dynamischen Theorie sollten die Bahnen beider Sterne Ellipsen mit fester Orientierung sein und die Umlaufzeit sollte konstant sein. Messungen der Ankunftszeit der Pulse haben deutliche Unterschiede zu den einfachen Newtonschen Bahnen gezeigt. Am offensichtlichsten ist, dass die Umlaufbahn um 42 Grad pro Jahr präzediert.
Es gibt auch einen kleinen, aber sehr wichtigen Effekt auf die Umlaufperiode, von der jetzt bekannt ist, dass sie sich bei jeder Umlaufbahn um 89 Nanosekunden (weniger als ein Zehnmillionstel einer Sekunde) verringert.

Die abnehmende Umlaufzeit stellt einen Energieverlust dar, der nur durch Gravitationsstrahlung erklärt werden kann. Obwohl die Gravitationsstrahlung selbst nie direkt beobachtet wurde, haben die Beobachtungen von PSR 1913+16 gute Beweise für ihre Existenz geliefert. Es ist angemessen, dass diese Entdeckung, die eine weitere Bestätigung der Vorhersagen der Allgemeinen Relativitätstheorie darstellt, 1979, dem 100. Geburtstag von Einstein, bekannt gegeben wurde.

Erstellt von der Abteilung für Informationsdienste des Royal Greenwich Observatory.


Über

Diese Karte zeigt die Position von fast jedem Radiopulsar, der modernen Forschern bekannt ist. Die Karte ist eine äquirektanguläre Projektion des Nachthimmels in galaktischen Koordinaten, die den gesamten Himmel als von der Erde aus sichtbar zeigt, wobei unsere Milchstraße durch die Mitte verläuft. Die Größe jedes Kreises zeigt die relative Helligkeit (von der Erde aus gesehen) für jeden Pulsar, und jeder Kreis emittiert Pulse mit der wahren Frequenz des Pulsars. Mit dem Schieberegler oben auf der Seite können Sie sich durch den Weltraum bewegen und verschiedene Entfernungen von der Erde erkunden. Schauen Sie auf den Zähler oben rechts, um zu sehen, welcher Entfernungsbereich derzeit angezeigt wird. Klicken Sie auf einen Pulsar, um mehr über dieses Objekt zu erfahren.

Ein Pulsar ist eine spezielle Art von hochmagnetisiertem Neutronenstern, der entsteht, wenn ein massereicher Stern eine Kernkollaps-Supernova durchläuft. Pulsare sind sehr klein (für einen Stern) und rotieren sehr schnell, wobei sie starke und schmale Strahlungsstrahlen von ihren magnetischen Polen emittieren. Wenn wir (auf der Erde) zufällig in die Bahn dieses Strahls geraten, während er um den Himmel streicht, verhält sich der Pulsar wie ein Leuchtturm, dessen Strahl periodisch über uns hinwegstreicht. Wie bei einem Leuchtturm ist das beobachtbare Ergebnis für uns auf der Erde, dass das Objekt für kurze Zeit sehr hell wird und immer wieder schnell verblasst, wodurch die starken Impulse erzeugt werden, nach denen Pulsare benannt sind. Diese Karte enthält Pulsare, die von Radioteleskopen entdeckt wurden.

Forscher suchen und studieren Pulsare seit 1967, als der Pulsar B1919+21 erstmals entdeckt wurde. Zuerst war dieses Objekt ein Rätsel, weil seine Pulse so konsistent waren, dass sich einige Forscher (halb im Scherz) fragten, ob wir ein Leuchtfeuer von einer außerirdischen Rasse gefunden hatten. Jetzt wissen wir, dass Pulsare natürlich vorkommen, obwohl sie uns vielleicht noch helfen, mit Außerirdischen zu kommunizieren: Die NASA hat eine Karte unserer Position in der Galaxie mit Pulsaren als Orientierungspunkte auf den Pioneer- und Voyager-Satelliten hinzugefügt, die gerade auf dem Weg aus unserer Sonne sind System. Es gibt noch andere (praktischere) Gründe, Pulsare zu studieren: Sie haben Astronomen geholfen, die Allgemeine Relativitätstheorie zu testen, etwas über die sehr dünnen Gase zwischen den Sternen zu erfahren und vieles mehr. Fast alle Pulsare, die wir kennen, befinden sich in unserer eigenen Milchstraße, obwohl die Forscher sicher sind, dass sie dort draußen sind. Pulsare in anderen Galaxien sind normalerweise zu weit entfernt und zu schwach, als dass unsere Teleskope sie identifizieren könnten. Die einzigen Ausnahmen sind die wenigen hellen Pulsare, die wir in den beiden bekanntesten Satellitengalaxien der Milchstraße, den Magellanschen Wolken, finden. Diese Satellitengalaxien sind der Milchstraße sehr nahe, was es den Forschern ermöglicht, die Pulsare zu identifizieren, die sie beherbergen.

Trends

In der obigen Animation können Sie einige interessante Trends erkennen. Zum Beispiel hat unsere Milchstraße die Form einer sehr großen und dicken Scheibe, und wir (auf der Erde) befinden uns am radialen Rand dieser Scheibe, aber nahe der Mittelebene davon. Das bedeutet, dass die relativ nahen Pulsare (und andere Sterne) in alle Richtungen sichtbar sind, aber wenn man nur weiter entfernte Objekte betrachtet, befinden sie sich fast alle in der Ebene der Galaxie. Hier sind einige andere Trends, nach denen Sie suchen sollten:

  • Sie können eine breite Palette in den Perioden verschiedener Pulsare finden, die von sehr schnell bis hin zu ziemlich langsam reichen.
  • Unsere Galaxie hat mehrere dichte Konzentrationen von Sternen (und Pulsaren), die als Kugelsternhaufen bezeichnet werden, ähnlich wie Minigalaxien. Diese Kugelsternhaufen neigen dazu, die Wirte für die fernen Pulsare zu sein, die sich nicht in der Ebene der Galaxie befinden. Siehe zum Beispiel hier und hier.
  • Da sie die am weitesten entfernten Pulsare sind, die wir kennen, ist es sehr einfach, die Pulsare in unseren Satellitengalaxien, der Großen und der Kleinen Magellanschen Wolke, zu finden.

Danksagung

Diese Website wurde von Isaac Shivvers erstellt, während er seinen Doktor in Astrophysik an der UC Berkeley machte. Bei Fragen oder Anmerkungen könnt ihr mich gerne kontaktieren unter [email protected] .

Das Hintergrundbild des Nachthimmels ist mit freundlicher Genehmigung von ESO/S.Brunier und wurde im Rahmen des GigaGalaxy Zoom-Projekts der Europäischen Südsternwarte produziert.

Die Website selbst wurde mit D3, jQuery, Twitter Bootstrap und Python erstellt. Vielen Dank an alle Entwickler, die an diesen großartigen Projekten arbeiten!

Fragen?

Haben Sie Fragen zu dem, was Sie hier sehen, oder haben Sie Trends bemerkt?
Weitere Informationen finden Sie auf der About-Seite!


Die Oberflächenkarte eines Pulsars erhält ein SCHÖNERES Update

Wie sehen die Magnetfelder von Pulsaren aus?
Pulsare sind schnell rotierende Neutronensterne mit kurzen und regelmäßigen Rotationsperioden, die über ihre elektromagnetischen Strahlen beobachtet werden. Diese beobachteten Pulse sind analog zum Lichtblitzen eines Leuchtturms, bei dem Beobachter die Lichtpulse nur einmal pro Umdrehung sehen können, wenn die Strahlen entlang der Sichtlinie ausgerichtet sind. Bei rotationsbetriebenen Pulsaren werden diese Lichtpulse durch die schnellen Rotationen der Neutronensterne und extrem starke Magnetfelder angetrieben. Die kanonische (Standard-) Darstellung der Magnetfelder, die diese Pulse verursachen, ist unten in Abbildung 1 zu sehen.

Abbildung 1. Eine Lehrbuchansicht der Magnetfeldkonfiguration um einen Pulsar, wobei das großräumige externe Magnetfeld eine Dipolkonfiguration hat, die um den Neutronenstern zentriert ist. Die magnetische Achse ist nicht mit der Rotationsachse ausgerichtet und somit können elektromagnetische Strahlen (in dieser Abbildung Funkstrahlen) als Pulse mit regelmäßigen Rotationsperioden beobachtet werden. Der grün gestrichelt umrandete Lichtzylinder ist der Radius, bis zu dem sich die Mitrotationsgeschwindigkeit des Magnetfelds der Lichtgeschwindigkeit annähert. Credits: Handbook of Pulsar Astronomy von Duncan Ross Lorimer und Michael Kramer (https://www.cv.nrao.edu/course/astr534/Pulsars.html)

Diese „Lehrbuchansicht“ des Magnetfelds eines Pulsars hängt weitgehend von der vereinfachenden Annahme ab, dass das großräumige externe Magnetfeld eine Dipolkonfiguration hat, die um den Neutronenstern zentriert ist. Viele dieser Dipolkonfigurationsmodelle führen zu erhitzten Flecken auf dem Neutronenstern, wo sich die heißen Regionen auf gegenüberliegenden Polen befinden. Röntgenstrahlen werden von diesen heißen Regionen emittiert, wenn sich der Pulsar dreht. Diese Dipolmodelle sind jedoch bei weitem nicht umfassend, und das Verständnis der Mechanismen der Pulsaremission ist immer noch ein aktives Forschungsgebiet. Tatsächlich gibt es Beobachtungen für Multipolmomente höherer Ordnung (z. B. Quadrupole, Oktupole usw.), die nahe der Oberfläche von Neutronensternen vorhanden sind. Die Kombination aus begrenzter Rechenleistung (erforderlich für die numerische Simulation dieser komplexeren Magnetfelder) und keine offensichtliche Wahl von welche alternative Magnetfeldkonfigurationen würden die beobachtete Pulsaremission besser erklären, was es schwierig macht, Modelle zu studieren, die komplexer sind als die Dipolmodelle.

Eine SCHÖNERE Entwicklung
Der Neutron star Interior Composition Explorer (NICER) ist ein NASA-Teleskop, das 2017 an Bord der Internationalen Raumstation ISS installiert wurde. Mit seiner hohen Zeitauflösung und beispiellosen Empfindlichkeit im weichen Röntgenbereich (0,2–12 keV) hat NICER einige der Pulsprofile höchster Qualität (Form der beobachteten Pulse) bekannter Röntgenpulsare. Der heutige Artikel konzentriert sich auf NICER-Daten eines solchen Pulsars, PSR J0030+0451. Dieser Pulsar ist sowohl ein isolierter Pulsar als auch ein Millisekundenpulsar (da seine Rotationsperiode period

4,87ms). Es ist einer der nächsten beobachteten Millisekunden-Pulsare mit einem relativ engen Abstand von 329 ± 9 Parsec (etwa 1070 ± 30 Lichtjahre) von der Erde entfernt.

In diesem Artikel untersuchten die Autoren Modelle, die das beobachtete Pulsprofil von PSR J0030+0451 am besten erklären würden. Da zwei deutlich auftretende Pulskomponenten beobachtet wurden, umfassten die getesteten Modelle zwei verschiedene heiße Regionen auf der Oberfläche des Neutronensterns mit Formen wie kreisförmigen Flecken, ringförmigen Regionen und Halbmonden. Getestet wurde auch die Standardkonfiguration identischer heißer Regionen an gegenüberliegenden Polen des Neutronensterns sowie komplexere Konfigurationen, bei denen die beiden heißen Regionen unabhängig waren und sich nicht an gegenüberliegenden Polen befinden mussten. Die Ausbreitung der Strahlung zum Beobachter (Rekonstruktion der Emission aus den heißen Regionen) und die instrumentelle Reaktion (die Empfindlichkeit des Instruments) wurden ebenfalls in die Modelle einbezogen.

Es wurden mehrere Methoden verwendet, um zu bestimmen, welche physikalische Konfiguration optimal war, einschließlich (aber nicht beschränkt auf) die Bewertung der Modellbeweise (auch als marginale Wahrscheinlichkeit bekannt), dh wie gut das Modell die Frage beantwortet “ ein Modell gegeben, wie wahrscheinlich ist es? dass die beobachteten Daten von diesem Modell stammen könnten?” Nach der Untersuchung verschiedener Modelle fanden die Autoren heraus, dass die physikalische Konfiguration, die die beobachteten Daten am besten zu erklären schien, heiße Regionen aufweist, die als kleiner kreisförmiger Fleck und ausgedehnter dünner Halbmond modelliert wurden. beide befinden sich in der gleiche Hemisphäre von PSR J0030+0451 (Abbildung 2).

Figur 2. Eine Ansicht der abgeleiteten heißen Regionen auf der Oberfläche von PSR J0030+0451, ausgerichtet auf den Äquator und betrachtet an drei verschiedenen Positionen in der Rotation. In diesem Modell sind die abgeleiteten heißen Regionen der kleine kreisförmige Fleck und der ausgedehnte dünne Halbmond, und sie haben ungefähr die gleiche effektive Temperatur. (Abbildung 17 im heutigen Papier.)

Figur 3. Eine weitere Visualisierung der heißen Regionen aus PSR J0030+0451. Die Farbe Blau zeigt heiße Regionen an gegenüberliegenden Polen des Neutronensterns, die aus einer früheren Studie abgeleitet wurden (Johnson et al. 2014), während die Farbe Rot heiße Regionen in derselben Hemisphäre darstellt, die aus der heutigen Arbeit abgeleitet wurden. (Abbildung 2 in Bilous et al. 2019, einem Begleitpapier zum heutigen Papier.)

Die heutige Studie ergab, dass die kanonische „Lehrbuchansicht“ von Pulsar-Magnetfeldkonfigurationen, bei denen sich die resultierenden heißen Regionen an gegenüberliegenden Polen des Neutronensterns befinden, ein stark missbilligtes Modell für PSR J0030+0451 war. Ein Vergleich zwischen heißen Regionen aus einer kanonischen Magnetfeldkonfiguration (unter Verwendung von Gammastrahlen und Radiopulsen) und der optimalen Konfiguration, die in der heutigen Arbeit gefunden wurde, ist in Abbildung 3 zu sehen. Dieses außergewöhnliche Ergebnis – bei dem die Konfiguration der heißen Regionen des Pulsars ist viel komplexer, als Standardmodelle vorhersagen – stimmt mit einer anderen unabhängigen Studie der NICER-Daten von PSR J0030+0451 überein, die ein auffallend ähnliches Ergebnis ergab. Für eine animierte Visualisierung der abgeleiteten heißen Regionen aus beiden Studien, sehen Sie sich das unten eingebettete Video der NASA an!

Astrophysikalische Implikationen
Die seltsame Konfiguration heißer Regionen auf einem Pulsar müsste durch eine seltsame Magnetfeldkonfiguration erzeugt worden sein. Solch eine komplexe Magnetfeldkonfiguration hätte Auswirkungen auf die Untersuchung von Pulsar-Emissionsmechanismen, wie etwa eine Modifizierung der Interpretation der Multi-Wellenlängen-Emission von Pulsaren. Darüber hinaus können die Autoren mit dem optimalen Modell aus der heutigen Arbeit eine Abschätzung der Masse und des Radius des Neutronensterns der PSR J0030+0451 (ca. 1,34 +0,15/-0,16 Sonnenmassen und 12,71 +1,14/-1,19 km .) , beziehungsweise). Beschränkungen der Masse und des Radius eines Neutronensterns sind von unschätzbarem Wert für die Untersuchung seiner inneren Zusammensetzung und der Zustandsgleichung der dichten Materie, die ein seit langem bestehendes astrophysikalisches Mysterium ist. Mit der NICER-Mission ist es möglich, dass die Zustandsgleichung der dichten Materie endlich verstanden wird!


23.4 Pulsare und die Entdeckung des Neutronensterns

Nachdem eine Supernova-Explosion vom Typ II abgeklungen ist, bleibt entweder nur ein Neutronenstern oder etwas noch seltsameres, ein Schwarzes Loch, zurück. Wir werden die Eigenschaften von Schwarzen Löchern in Schwarzen Löchern und in der gekrümmten Raumzeit beschreiben, aber vorerst wollen wir untersuchen, wie die zuvor besprochenen Neutronensterne beobachtbar werden könnten.

Neutronensterne sind die dichtesten Objekte im Universum, die Schwerkraft an ihrer Oberfläche ist 10 11 mal größer als die, die wir auf der Erdoberfläche erleben. Das Innere eines Neutronensterns besteht zu etwa 95 % aus Neutronen, in die eine kleine Anzahl von Protonen und Elektronen eingemischt ist. Tatsächlich ist ein Neutronenstern ein riesiger Atomkern mit einer Masse von etwa 10 57 Mal der Masse eines Protons. Sein Durchmesser entspricht eher der Größe einer Kleinstadt oder eines Asteroiden als eines Sterns. (Die Tabelle vergleicht die Eigenschaften von Neutronensternen und Weißen Zwergen.) Da er so klein ist, erscheint Ihnen ein Neutronenstern wahrscheinlich als das Objekt, das aus Tausenden von Lichtjahren Entfernung am wenigsten beobachtet werden kann. Dennoch schaffen es Neutronensterne, ihre Anwesenheit über weite Abgründe des Weltraums zu signalisieren.

Eigenschaften eines typischen Weißen Zwergs und eines Neutronensterns
Eigentum Weißer Zwerg Neutronenstern
Masse (Sonne = 1) 0,6 (immer <1.4) Immer >1.4 und <3
Radius 7000 km 10 km
Dichte 8 × 10 5 g/cm 3 10 14 g/cm3

Die Entdeckung von Neutronensternen

1967 untersuchte Jocelyn Bell, eine Forschungsstudentin an der Universität Cambridge, entfernte Radioquellen mit einem speziellen Detektor, der von ihrem Berater Antony Hewish entwickelt und gebaut worden war, um schnelle Veränderungen in Radiosignalen zu finden. Die Computer des Projekts spuckten Papierstapel aus, die zeigten, wo das Teleskop den Himmel vermessen hatte, und es war die Aufgabe von Hewishs Doktoranden, alles durchzugehen und nach interessanten Phänomenen zu suchen. Im September 1967 entdeckte Bell, was sie „ein bisschen Schrott“ nannte – ein seltsames Funksignal, wie es noch nie zuvor gesehen wurde.

Was Bell im Sternbild Vulpecula gefunden hatte, war eine Quelle schneller, scharfer, intensiver und extrem regelmäßiger Radiostrahlungsimpulse. Wie beim regelmäßigen Ticken einer Uhr trafen die Impulse genau alle 1,33728 Sekunden ein. Diese Genauigkeit führte die Wissenschaftler zunächst zu der Vermutung, dass sie vielleicht Signale einer intelligenten Zivilisation gefunden hatten. Radioastronomen nannten die Quelle sogar halb im Scherz „LGM“ für „kleine grüne Männer“. Bald jedoch wurden drei ähnliche Quellen in weit voneinander entfernten Himmelsrichtungen entdeckt.

Als sich herausstellte, dass diese Art von Radioquelle ziemlich verbreitet war, kamen die Astronomen zu dem Schluss, dass es sich höchstwahrscheinlich nicht um Signale anderer Zivilisationen handelt. Bis heute wurden mehr als 2500 solcher Quellen entdeckt, die heute als Pulsare bezeichnet werden, kurz für „pulsierende Radioquellen“.

Die Pulsperioden verschiedener Pulsare reichen von etwas länger als 1/1000 Sekunde bis fast 10 Sekunden. Zunächst wirkten die Pulsare besonders mysteriös, weil auf Fotografien mit sichtbarem Licht an ihrem Standort nichts zu sehen war. Doch dann wurde mitten im Zentrum des Krebsnebels ein Pulsar entdeckt, eine Gaswolke, die von SN 1054 produziert wurde, einer Supernova, die 1054 von den Chinesen aufgezeichnet wurde (Abbildung 1). Die Energie des Krebsnebel-Pulsars kommt in scharfen Stößen an, die 30 Mal pro Sekunde auftreten – mit einer Regelmäßigkeit, um die ein Schweizer Uhrmacher beneiden würde. Zusätzlich zu Radioenergieimpulsen können wir sichtbare Lichtimpulse und Röntgenstrahlen des Krebsnebels beobachten. Die Tatsache, dass sich der Pulsar gerade in der Region des Supernova-Überrests befand, wo wir erwarten, dass der übrig gebliebene Neutronenstern sofort Astronomen alarmiert, dass Pulsare mit diesen schwer fassbaren „Leichen“ massereicher Sterne in Verbindung stehen könnten.

Krabbennebel.

Abbildung 1. Dieses Bild zeigt Röntgenemissionen des etwa 6500 Lichtjahre entfernten Krebsnebels. Der Pulsar ist der helle Fleck im Zentrum der konzentrischen Ringe. Daten, die über etwa ein Jahr aufgenommen wurden, zeigen, dass Teilchen mit etwa halber Lichtgeschwindigkeit vom inneren Ring wegströmen. Der Strahl senkrecht zu diesem Ring ist ein Strom aus Materie und Antimaterie-Elektronen, die sich ebenfalls mit halber Lichtgeschwindigkeit bewegen. (Kredit: Änderung der Arbeit durch NASA/CXC/SAO)

Der Krebsnebel ist ein faszinierendes Objekt. Der gesamte Nebel leuchtet mit Strahlung vieler Wellenlängen und seine Gesamtenergieleistung ist mehr als 100.000 Mal höher als die der Sonne – kein schlechter Trick für die Überreste einer Supernova, die vor fast tausend Jahren explodierte. Schon bald begannen Astronomen, nach einem Zusammenhang zwischen dem Pulsar und der großen Energieabgabe des umgebenden Nebels zu suchen.

Ein sich drehendes Leuchtturmmodell

Durch die Anwendung einer Kombination aus Theorie und Beobachtung kamen die Astronomen schließlich zu dem Schluss, dass Pulsare sich drehende Neutronensterne. Nach diesem Modell ist ein Neutronenstern so etwas wie ein Leuchtturm an einer felsigen Küste ( Abbildung 2 ). Um Schiffe in alle Richtungen zu warnen und die Bedienung dennoch nicht zu teuer, dreht sich das Licht in einem modernen Leuchtturm und streicht seinen Strahl über das dunkle Meer. Aus der Sicht eines Schiffes sehen Sie jedes Mal einen Lichtimpuls, wenn der Strahl in Ihre Richtung zeigt. Auf die gleiche Weise fegt die Strahlung eines kleinen Bereichs auf einem Neutronenstern über die Ozeane des Weltraums und gibt uns jedes Mal, wenn der Strahl auf die Erde gerichtet ist, einen Strahlungsimpuls.

Leuchtturm.

Figur 2. Ein Leuchtturm in Kalifornien warnt Schiffe auf dem Ozean, sich der gefährlichen Küste nicht zu nahe zu nähern. Der beleuchtete Abschnitt oben dreht sich, sodass sein Strahl alle Richtungen abdecken kann. (Kredit: Anita Ritenour)

Neutronensterne sind ideale Kandidaten für einen solchen Job, weil sie durch den Kollaps so klein geworden sind, dass sie sich sehr schnell drehen können. Erinnern Sie sich an das Prinzip der Drehimpulserhaltung aus Newtons großer Synthese: Wenn ein Objekt kleiner wird, kann es sich schneller drehen. Selbst wenn sich der Mutterstern auf der Hauptreihe sehr langsam drehte, musste seine Rotation beschleunigt werden, als er zu einem Neutronenstern kollabierte. Mit einem Durchmesser von nur 10 bis 20 Kilometern kann ein Neutronenstern in Bruchteilen einer Sekunde einen vollen Spin vollziehen. Dies ist genau die Art von Zeitspanne, die wir zwischen Pulsarpulsen beobachten.

Jedes Magnetfeld, das im ursprünglichen Stern existierte, wird stark komprimiert, wenn der Kern zu einem Neutronenstern kollabiert. An der Oberfläche des Neutronensterns, in der äußeren Schicht aus gewöhnlicher Materie (und nicht nur aus reinen Neutronen), werden Protonen und Elektronen in diesem sich drehenden Feld gefangen und fast auf Lichtgeschwindigkeit beschleunigt. Nur an zwei Stellen – dem Nord- und Südpol – können die eingefangenen Teilchen dem starken Magnetfeld entkommen (Abbildung 3). Der gleiche Effekt ist (in umgekehrter Richtung) auf der Erde zu sehen, wo geladene Teilchen aus dem Weltraum sind heraus gehalten durch das Magnetfeld unseres Planeten überall außer in der Nähe der Pole. Infolgedessen sind die Polarlichter der Erde (verursacht, wenn geladene Teilchen mit hoher Geschwindigkeit auf die Atmosphäre treffen) hauptsächlich in der Nähe der Pole zu sehen.

Modell eines Pulsars.

Figur 3. Ein Diagramm, das zeigt, wie Strahlungsstrahlen an den magnetischen Polen eines Neutronensterns Emissionspulse erzeugen können, wenn sich der Stern dreht. Während jeder Strahl über die Erde streicht, wie ein Leuchtturm, der über ein weit entferntes Schiff streicht, sehen wir einen kurzen Strahlungsimpuls. Dieses Modell erfordert, dass sich die Magnetpole an anderen Stellen als die Rotationspole befinden. (Credit „Stars“: Modifikation der Arbeit von Tony Hisgett)

Beachten Sie, dass in einem Neutronenstern die magnetischen Nord- und Südpole nicht in der Nähe der durch die Rotation des Sterns definierten Nord- und Südpole liegen müssen. Auf die gleiche Weise haben wir im Kapitel über Die Riesenplaneten diskutiert, dass die magnetischen Pole auf den Planeten Uranus und Neptun nicht mit den Polen des Planetenspins ausgerichtet sind. Abbildung 3 zeigt die Pole des Magnetfelds senkrecht zu den Rotationspolen, aber die beiden Polarten können jeden beliebigen Winkel bilden.

Tatsächlich spielt die Fehlausrichtung der Rotationsachse mit der magnetischen Achse eine entscheidende Rolle bei der Erzeugung der beobachteten Pulse in diesem Modell. An den beiden Magnetpolen werden die Teilchen des Neutronensterns zu einem schmalen Strahl fokussiert und strömen mit enormen Geschwindigkeiten aus dem wirbelnden Magnetbereich. Sie emittieren Energie über einen weiten Bereich des elektromagnetischen Spektrums. Auch die Strahlung selbst ist auf einen schmalen Strahl beschränkt, was erklärt, warum der Pulsar wie ein Leuchtturm wirkt. Da die Rotation zuerst den einen und dann den anderen Magnetpol des Sterns in unser Blickfeld trägt, sehen wir jedes Mal einen Strahlungspuls.

Tests des Modells

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 nicht 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.

Figure 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.

Schlüsselkonzepte und Zusammenfassung

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? - Astronomie

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. Astrophys. 46:541-72.
  • Phinney, E. S. and Kulkarni, S.R. &ldquoBinary and Millisecond Pulsars&rdquo, 1994, Annu. Rev. Astron. Astrophys. 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 weißer Zwerg — 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].


Schau das Video: 3: Woher wissen wir, dass es einen Urknall gab? (November 2022).