PSR B1937+21

PSR B1937+21
Vulpecula constellation map with PSR B1937+21.png
Vulpecula konstellation, med positionen för PSR B1937+21 markerad i rött.

Observationsdata Epoch J2000 Equinox J2000
Konstellation Vulpecula
Rätt uppstigning 19 h 39 m 38,560210 s
Deklination +21° 34′ 59,14166″
Egenskaper
Spektral typ Pulsar
Astrometri
Korrekt rörelse (μ)
RA: -0,130 mas / år Dec.: -0,464 mas / år
Parallax (π) <0,28 ± 0,08 mas
Distans >3600 st
Detaljer
Rotation 1,5578065 ms
Ålder 2,29 × 10 8 år
Övriga beteckningar
PSR B1937+214, 4C21.53, PSR J1939+213
Databasreferenser
SIMBAD B1937+21 data

PSR B1937+21 är en pulsar som ligger i stjärnbilden Vulpecula några grader på himlen bort från den först upptäckta pulsaren, PSR B1919+21 . Namnet PSR B1937+21 kommer från ordet "pulsar" och deklinationen och den högra uppstigningen där det är beläget, med "B" som indikerar att koordinaterna är för 1950.0-epoken . PSR B1937+21 upptäcktes 1982 av Don Backer , Shri Kulkarni , Carl Heiles , Michael Davis och Miller Goss.

Det är den första upptäckta millisekundpulsaren , med en rotationsperiod på 1,557708 millisekunder , vilket betyder att den fullbordar nästan 642 varv per sekund. Denna period var mycket kortare än astronomer ansåg att pulsarer kunde nå, och ledde till förslaget att pulsarer kan spinnas upp genom att samla massa från en följeslagare.

Rotationen av PSR B1937+21, tillsammans med andra millisekundspulsarer som upptäckts senare, är mycket stabila i sin rotation. De är kapabla att hålla tid såväl som atomur . PSR B1937+21 är ovanlig genom att den är en av få pulsarer som emellanåt avger särskilt starka pulser. Fluxtätheten för de jättepulser som sänds ut av PSR B1937+21 är den ljusaste radioemission som någonsin observerats. Dessa egenskaper hos PSR B1937+21, och dess oväntade upptäckt, är krediterade för att hjälpa till att vitalisera forskning om pulsarer.

Bakgrund

Schematisk bild av en pulsar. Sfären i mitten representerar neutronstjärnan, kurvorna indikerar magnetfältslinjerna och de utskjutande konerna representerar emissionsstrålarna.

Den första pulsaren upptäcktes 1967 av Jocelyn Bell och hennes doktorandhandledare Antony Hewish med hjälp av Interplanetary Scintillation Array . Kort efter upptäckten av pulsarer Franco Pacini och Thomas Gold oberoende av varandra att pulsarer är starkt magnetiserade roterande neutronstjärnor , som bildas som ett resultat av en supernova i slutet av livets stjärnor som är mer massiva än cirka 10 gånger solens massa . Strålningen som sänds ut av pulsarer orsakas av interaktion mellan plasman som omger neutronstjärnan och dess snabbt roterande magnetfält. Denna växelverkan leder till emission "i mönstret av en roterande beacon", eftersom emission flyr längs neutronstjärnans magnetiska poler. Pulsarernas "roterande beacon"-egenskap uppstår från felinriktningen av deras magnetiska poler med deras rotationspoler.

Upptäckt

I slutet av 1970-talet fångade radiokällan 4C21.53 radioastronomers uppmärksamhet, "på grund av dess onormalt höga nivå av interplanetär scintillation ." Eftersom interplanetär scintillation är förknippad med kompakta radiokällor, antydde de interplanetära scintillationsobservationerna att 4C21.53 kan vara en supernovarest , men en pulsarundersökning utförd vid Arecibo Observatory 1974 av Russell Hulse och Joseph Taylor i regionen upptäckte inte en pulsar associerad med 4C21.53. Med bristen på framgång med att hitta en pulsar i regionen, undersöktes andra förklaringar till scintillationen, inklusive förslag på helt nya klasser av föremål. Efter att ha insett 1982 att tidigare sökningar efter en pulsar i området 4C21.53 inte var känsliga för perioder som var tillräckligt korta för att producera den observerade scintillationen, inledde Don Backer en sökning i området som skulle vara känsligt för ett brett spektrum av pulsperioder och spridningsåtgärder , inklusive mycket korta perioder. Den ursprungliga sökplanen var att sampla med en hastighet av 500 Hz, vilket skulle ha varit otillräckligt snabbt för att upptäcka en pulsar som snurrade vid 642 Hz. För att förenkla sökapparaten samplade Backers dåvarande elev, Shri Kulkarni , så snabbt som möjligt, och tiden tog ett medelvärde av signalen under en period av 0,4 millisekunder, och samplade således effektivt vid 2500 Hz. Som ett resultat har Backer et al. fastställde i november 1982 att källan var en pulsar som roterade var 1,558:e millisekund, en hastighet långt över allt som astronomer som studerade pulsarer hade förväntat sig.

Egenskaper

Ålder och spin down rate

När Backer et al. rapporterade sitt fynd i november 1982 fann de att rotationsperioden för PSR B1937+21 ökade med en hastighet av 3 × 10 -14 sekunder per sekund. Pulsarer förväntas sakta ner med tiden, eftersom energin som de avger i slutändan hämtas från pulsarens rotationsenergi. Med användning av de initialt observerade värdena för perioden och spin down-hastigheten, och med antagande av en minimiperiod på 0,5 millisekunder för pulsarer, visade sig den maximala åldern för PSR B1937+21 vara cirka 750 miljoner år gammal. Uppskattningen av den minsta möjliga perioden erhålls från centrifugalbrytningsgränsen , som är den rotationsperiod vid vilken pulsarens centrifugalkraft och självgravitation är lika. Värdet på den minsta rotationsperioden beror på neutronstjärnans tillståndsekvation , där olika modeller ger värden mellan 0,3 och 1 millisekund, vilket motsvarar en rotationsfrekvens 1-3 kilohertz . Det kan finnas mekanismer som gravitationsstrålning som hindrar pulsaren från att nå denna absoluta gräns, men pulsarerna kan inte snurra snabbare.

En ålder på högst 750 miljoner år för PSR B1937+21 var i strid med observationerna av regionen i andra våglängder . Ingen optisk supernova , eller ljus röntgenkälla , hade observerats i närheten av PSR B1937+21. Om PSR B1937+21 var så ung skulle den inte ha hunnit flytta långt från platsen där den bildades. Eftersom neutronstjärnor bildas som ett resultat av supernovaexplosioner borde bevis på explosionen finnas i närheten för en ung pulsar. Om det var så ungt skulle det också förväntas att det fortfarande var varmt, i så fall värmestrålningen från PSR B1937+21 kunna observeras vid röntgenvåglängder. Venkatraman Radhakrishnan och G. Srinivasan använde avsaknaden av observerade supernovarester för att hävda att PSR B1937+21 inte hade bildats med en så snabb period, utan istället hade "snurrats upp" av en medföljande stjärna som i huvudsak gav pulsaren dess vinkelmomentum , en mekanism som nu allmänt används för att förklara millisekundspulsarer. De gjorde också en teoretisk uppskattning av den nödvändiga snurrhastigheten till 1 × 10 -19 sekunder per sekund. Backer et al. reviderade sin uppskattning av den övre gränsen för snurrhastigheten bara en månad efter den första upptäckten, till 1 × 10 -15 sekunder per sekund, men det för närvarande uppmätta värdet är nästan i linje med den teoretiska uppskattningen, på 1,05 × 10 - 19 sekunder per sekund. Åldern för PSR B1937+21 bestämdes också senare till 2,29 × 10 8 år, ett värde som överensstämmer med observationsbevisen.

Den följeslagare som ska ha spunnen PSR B1937+21 är inte längre närvarande, vilket gör den till en av få millisekunderspulsarer som inte har en följeslagare av stjärnmassan . Den generellt höga förekomsten av följeslagare till millisekundspulsar är att förvänta, med tanke på att en följeslagare är nödvändig för att spinna upp millisekundspulsarer till deras korta perioder. samlar millisekundpulsarer inte aktivt materia från en följeslagare, utan behöver istället bara ha gjort detta någon gång i det förflutna, och därför ses bristen på följeslagare för PSR B1937+21 inte som en varelse i oenighet med spinn -up modell. Möjliga mekanismer för att skapa isolerade millisekundspulsarer inkluderar förångning av givarstjärnan eller tidvattenavbrott i systemet.

Pulsar

  Under en rotationsperiod för PSR B1937+21 observeras två toppar, kända som puls och interpuls. PSR B1937+21 är ovanlig bland pulsarer genom att den ibland producerar pulser mycket ljusare än en genomsnittlig puls. Fram till 1995 var den enda andra pulsar som var känd för att producera jättepulsar Crab pulsar , och 2006 fanns det 11 pulsarer som hade observerats producera jättepulsar av mer än 1500 kända pulsarer. De gigantiska pulserna av PSR B1937+21 observerades första gången 1984, kort efter upptäckten, men svårigheter att observera enstaka pulser av PSR B1937+21 på grund av dess snabba period gjorde att pulserna inte studerades mer djupgående förrän ett decennium efter att de observerades först. I nyare uppföljningsobservationer har fler jättepulser hittats. Dessa jättepulser har observerats inträffa vid bakkanten av både pulsen och interpulsen. Varaktigheten av dessa jättepulser är kort jämfört med pulsarens period, och varar i storleksordningen 10 nanosekunder. Fluxtätheten för observerade pulser är något varierande, men har observerats vara så hög som 6,5 × 10 −22 W m −2 Hz −1 (6,5 × 10 4 janskys ) . Ljushetstemperaturen för en puls med så hög flödestäthet och så låg varaktighet överstiger 5 × 10 39 kelvin , vilket gör pulserna för PSR B1937+21 till den ljusaste radioemission som någonsin observerats. PSR B1937+21 är i sig den mest lysande millisekundpulsaren. Utöver de observerade radiopulserna har pulser detekterats vid röntgenvåglängder , som visar samma puls- och interpulsmönster.

Bevis för följeslagare

Efter upptäckten av planetariska massföljeslagare runt PSR B1257+12 1990 av Aleksander Wolszczan , data för PSR B1937+21 och andra pulsarer [ när? ] analyserades med avseende på närvaron av liknande följeslagare. År 1994 bestämdes en övre gräns på ungefär en tusendel av jordens massa för varje följeslagare till PSR B1937+21 inom 2 astronomiska enheter . 1999 Aleksander Wolszczan variationer i ankomsttider för pulser från PSR B1937+21, liksom tidigare analys av Tokio Fukushima som antydde att dessa tidsvariationer kan orsakas av en dvärgplanet runt pulsaren. Uppgifterna överensstämde med en följeslagare med en massa som liknar Ceres och belägen vid 2,71 astronomiska enheter från pulsaren, men data över en längre tidsperiod krävs för att verifiera den föreslagna följeslagaren. Nyare observationer har inte detekterat någon regelbunden periodisk signal associerad med denna följeslagare, men hävdar att de små variationerna i pulsankomsttider överensstämmer med ett asteroidbälte med en total massa som är mindre än 0,05 jordens, men erkänner att detekteringen av periodicitet i pulstiming variationer associerade med individuella asteroider är nödvändigt för att bekräfta det möjliga asteroidbältet.

Betydelse

Fram till upptäckten av PSR J1748-2446ad 2006, som snurrar 716 gånger per sekund, var PSR B1937+21 den snabbast snurrande neutronstjärnan man känner till. Vid tidpunkten för dess upptäckt utökade PSR B1937+21 intervallet för perioder som observerades i pulsarer med en faktor 20, den utökade också intervallet för magnetiska fält som observerades med en faktor på 100, med ett magnetfält på 4,2 × 10 8 gauss (42 kT ).

Som den första upptäckta millisekundspulsaren , utlöste PSR B1937+21 en "teorifrenesi" genom att tillhandahålla ett nytt laboratorium för att studera pulsarer, neutronstjärnor mer allmänt och kanske till och med några andra astrofysiska problem som gravitationsvågor . Till exempel, eftersom densiteten som krävs för att snurra med så höga hastigheter är jämförbar med kärndensiteter , är de snabbast snurrande millisekundspulsarerna viktiga för att förstå hur materia beter sig vid sådana tätheter. Den initialt höga uppskattningen av snurrhastigheten var också spännande, eftersom den antydde en signal som direkt kunde detekteras av gravitationsvågsdetektorer, men den faktiska snurrhastigheten satte den förväntade signalen under känsligheten för strömdetektorer. Den för närvarande accepterade värdespin-down-hastigheten motsvarar en förändring av rotationsperioden på 1,5 Hz under loppet av en miljon år. Rotationsstabiliteten för PSR B1937+21 är av samma storleksordning som stabiliteten hos de bästa atomklockorna , och är således ett verktyg som används för att fastställa efemertid .

Upptäckten av B1937+21 lanserade "omfattande pulsarundersökningar vid alla större radioobservatorier" och "råkade återuppliva pulsarastronomin vid en tidpunkt då de flesta trodde att fältet var döende."