Astronomi

Hızlı hareket eden pulsarların bu kadar hızlı hareket etmesinin nedeni nedir?

Hızlı hareket eden pulsarların bu kadar hızlı hareket etmesinin nedeni nedir?



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.

Bu makale, hızlı hareket eden pulsarların ISM'de bıraktığı izleri incelemektedir. Pulsarlara bu kadar hızlı hareket etmelerini sağlayan özel bir mekanizma var mı, yoksa bu kadar hızlı hareket eden yıldız var mı?

Makalede bundan da bahsediliyor

Birçok hızlı hareket eden pulsar, ev sahibi süpernova kalıntısından hızla kaçar

Bu, süpernova sırasında bir şeyin pulsarın hızlanmasına (veya kalıntının yavaşlamasına) neden olduğunu gösteriyor gibi görünüyor. Bu nasıl olur?


En olası senaryo, süpernova patlamasındaki bir asimetrinin çekirdeğindeki proto nötron yıldızına momentum kazandırmasıdır. Sorun çözülmedi.

Verbunt ve ark. (2017), genç pulsarların hız dağılımını, biri ortalama hız olan iki Maxwellian dağılımının toplamı olarak modeller. $sim 130$ km/s ve diğeri ortalama hızda $sim 520$ km/sn. Nüfusun yaklaşık %30'u düşük hızlı popülasyondadır ve yalnızca birkaç yüzdesi 60 km/sn'nin altında hızlara sahiptir… (Model) dağılımının bir grafiği bu kağıdın Şekil 9'da gösterilmiştir.

Bazı pulsarlar neden bu kadar hızlı hareket eder? Momentumun korunması. Pulsarlar, kütlesi yaklaşık olarak nötron yıldızlarıdır. 1,5 milyon ${dot}$, çekirdek çöküşü süpernovalarının kalbinde doğdu. 500 km/s'lik bir hız, yaklaşık olarak kinetik enerjiye karşılık gelir. $4 ime 10^{41}$ J ve lineer momentum 1,5$kez 10^{36}$ kg m/s, ancak süpernova sırasında yaklaşık olarak $10^{46}$ J, çekirdek yaklaşık Dünya büyüklüğünden 20 km çapında bir nötron topuna çöktüğünde kullanılabilir hale gelir. Bu nedenle, nötron yıldızını yüksek hızlara çıkarmak için bu enerjinin sadece küçük bir kısmının verilmesi gerekir.

Bir süpernovadaki enerjinin çoğu, çekirdekten neredeyse kütlesiz nötrinolar olarak salınır. Büyüklük terimleri sırasına göre, nötrinolar doğrusal bir momentum taşırlar. $sim E/c = 3,3 imes 10^{37}$ kg m/sn. Bu nötrinoların nasıl kaçtıklarında küçük bir asimetri olsaydı - yani bir yönde diğerinden daha fazla olsaydı, o zaman momentumun korunumu çekirdeğin zıt yönde hareket etmesini gerektirirdi. Hızlı hareket eden nötron yıldızlarının gözlemlenen doğrusal momentumunu eşleştirmek için, nötrino emisyonunun yönlü bir asimetrisi gerekir. $sim 5$%, (olası görünmüyor ve manyetik alanlar gerektirebilir $10^{12}$ T-Nardi & Zuluaga 2001). Daha iyi bir fikir, çöküşün ilk aşamalarında, çekirdek malzemenin nötrinolara karşı opak olması ve nötrinoların emici malzemeden ayrılma biçiminde bir asimetri olması olabilir (örn. Nordhaus ve diğerleri, 2012).

Alternatifler, çekirdek çöküşünden hemen önce nükleer yanmanın son aşamalarında kararsızlıkların olmasıdır. Bu kararsızlıklar çekirdeğin ileri geri sallanmasına neden olur ve süpernova meydana geldiğinde, çekirdek öyle ya da böyle hareket ediyor olur. Ayrıca pulsarın kendisinden gelen asimetrik radyasyonun onu yavaş yavaş gözlemlenen hızlara çıkarabileceğine dair öneriler de var.


Milisaniye Pulsarlar Nasıl Bu Kadar Hızlı Dönüyor?

Küresel yıldız kümesi 47 Tucanae'nin X-ışını tam alan görünümü. Resim kredisi: NASA/CXC/Northwestern U./C.Heinke ve ark. Büyütmek için tıklayın
Yeni Chandra gözlemleri, milisaniye pulsarları olarak adlandırılan bu tür nötron yıldızlarının neden bu kadar hızlı döndüklerine dair şimdiye kadarki en iyi bilgiyi veriyor. Anahtar, gayrimenkulde olduğu gibi, konum, konum, konumdur – bu durumda yıldızların bir ışık yılının onda birinden daha az olduğu küresel yıldız kümesi 47 Tucanae'nin kalabalık sınırları. Neredeyse iki düzine milisaniye pulsar orada bulunuyor. Bu büyük örnek, milisaniyelik pulsarların kökenine ilişkin teorileri test etmek isteyen gökbilimciler için bir nimettir ve 47 Tuc W gibi kritik bir geçiş nesnesi bulma şanslarını artırır.

47 Tuc W diğerlerinden daha yüksek enerjili X-ışınları ürettiği için diğerlerinden sıyrılıyor. Bu anormallik, X-ışınlarının farklı bir kökenine, yani bir yoldaş yıldızdan akan madde ile pulsardan ışık hızına yakın bir hızla uzaklaşan parçacıklar arasındaki çarpışmadan kaynaklanan bir şok dalgasına işaret eder. Yıldızların yörünge periyoduna karşılık gelen optik ve X-ışını ışığındaki düzenli değişimler bu yorumu desteklemektedir.

Cambridge, MA'daki Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'nden bir gökbilimciler ekibi, 47 Tuc W'den gelen ışığın X-ışını imzası ve değişkenliğinin, J1808 olarak bilinen bir X-ışını ikili kaynağından gözlemlenenlerle neredeyse aynı olduğuna dikkat çekti. Bilinen bir milisaniyelik pulsar ve bilinen bir X-ışını ikili dosyası arasındaki bu benzerliklerin, bu tür nesneler arasında uzun süredir aranan bağlantıyı sağladığını öne sürüyorlar.

Teoride, milisaniyelik bir pulsar üretmeye yönelik ilk adım, büyük bir yıldız süpernovaya gittiğinde bir nötron yıldızının oluşmasıdır. Nötron yıldızı küresel bir kümedeyse, kümenin merkezi etrafında düzensiz bir dans gerçekleştirecek ve daha sonra başka bir yıldızla değiştirebileceği bir yoldaş yıldız seçecektir.

Kalabalık bir dans pistinde olduğu gibi, küresel bir kümedeki tıkanıklık, nötron yıldızının yoldaşına yaklaşmasına veya daha sıkı bir çift oluşturmak için eşleri değiştirmesine neden olabilir. Eşleşme yeterince yakın olduğunda, nötron yıldızı maddeyi partnerinden uzaklaştırmaya başlar. Madde nötron yıldızına düştüğünde X-ışınları yayar. Bir X-ışını ikili sistemi oluşturuldu ve nötron yıldızı, milisaniyelik bir pulsar olma yolunda kritik ikinci adımı attı.

Nötron yıldızına düşen madde, bir çocuğun atlıkarıncasının her gelişinde itilerek döndürülebilmesi gibi, onu yavaşça döndürür. 10 ila 100 milyon yıllık itme işleminden sonra, nötron yıldızı birkaç milisaniyede bir dönüyor. Son olarak, nötron yıldızının hızlı dönüşü veya yoldaşının evrimi nedeniyle, maddenin girişi durur, X-ışını emisyonu azalır ve nötron yıldızı, radyo yayan milisaniyelik bir pulsar olarak ortaya çıkar.

47 Tuc W'deki yoldaş yıldızın, Güneş'in kütlesinin yaklaşık sekizde birinden daha büyük bir kütleye sahip normal bir yıldız –, pulsarı döndüren yoldaştan ziyade yeni bir ortak olması muhtemeldir. Bir önceki yoldaşı fırlatan bir takasta oldukça yakın zamanda edinilen yeni ortak, gözlemlenen şok dalgasını yaratarak, halihazırda bükülmüş olan pulsar üzerine atmaya çalışıyor. Buna karşılık, X-ışını ikili J1808 küresel bir kümede değildir ve büyük olasılıkla, Güneş'in kütlesinin %5'inden daha az bir kütleye sahip kahverengi bir cüce boyutuna kadar tükenmiş orijinal yoldaşı ile yetinmektedir.

Çoğu gökbilimci, X-ışını ikili sistemlerinde hızlanan nötron yıldızlarını gözlemledikleri ve neredeyse tüm radyo milisaniye atarcalarının ikili sistemlerde olduğu gözlemlendiğinden, milisaniyelik pulsarlar oluşturmak için ikili dönüş senaryosunu kabul eder. Şimdiye kadar, kesin kanıt eksikti, çünkü ikinci ve son adımlar arasındaki geçiş nesneleri hakkında çok az şey biliniyor.

Bu nedenle 47 Tuc W sıcaktır. Bir X-ışını ikili sisteminin birçok özelliğine sahip bir milisaniyelik pulsarı, birçok yönden bir milisaniye atarcası gibi davranan bir X-ışını ikili dosyası olan J1808'e bağlar ve böylece teoriyi desteklemek için güçlü bir kanıt zinciri sağlar.


İçindekiler

Açıklanacak ilk hızlı radyo patlaması, Lorimer Burst FRB 010724, 2007'de Parkes Gözlemevi tarafından 24 Temmuz 2001'de kaydedilen arşivlenmiş verilerde bulundu. O zamandan beri, daha önce kaydedilen verilerde birçok FRB bulundu. 19 Ocak 2015'te Avustralya'nın ulusal bilim ajansındaki (CSIRO) gökbilimciler, Parkes Gözlemevi tarafından ilk kez canlı olarak hızlı bir radyo patlamasının gözlemlendiğini bildirdi. [37] Nisan 2020'de Samanyolu içinden tespit edilen ilk FRB de dahil olmak üzere, 2018'de faaliyete geçtiğinden bu yana CHIME radyo teleskopu tarafından gerçek zamanlı olarak birçok FRB tespit edildi. [30] [38]

Hızlı radyo patlamaları, parlak, çözümlenmemiş (nokta kaynağı benzeri), geniş bant (çok çeşitli radyo frekanslarını kapsar), gökyüzünün bazı bölümlerinde bulunan milisaniyelik flaşlardır. Birçok radyo kaynağından farklı olarak, bir patlamadan gelen sinyal, gürültü tabanından sıyrılmak için yeterli güçte kısa bir süre içinde algılanır. Patlama genellikle zaman içinde gücünde herhangi bir değişiklik olmaksızın tek bir enerji artışı olarak görünür. Patlamalar birkaç milisaniye (saniyenin binde biri) sürer. Patlamalar gökyüzünün her yerinden geliyor ve Samanyolu düzleminde yoğunlaşmıyor. Bilinen FRB konumları, gökyüzünün gözlemevlerinin görüntüleyebildiği kısımları tarafından önyargılıdır.

Birçoğunun 1400 MHz civarında tespit edilen radyo frekansları vardır, birkaçı 400-800 MHz aralığında daha düşük frekanslarda tespit edilmiştir. [39] Her patlamanın bileşen frekansları, dalga boyuna bağlı olarak farklı zaman miktarlarıyla geciktirilir. Bu gecikme, dağılım ölçüsü (DM) olarak adlandırılan bir değer ile tanımlanır. [40] Bu, daha uzun dalga boyları daha fazla geciktirildiğinden, frekansı hızla aşağı doğru süpüren alınan bir sinyal ile sonuçlanır.

Ekstragalaktik köken Düzenle

UTMOST interferometresi, tespit ettiği FRB'lere olan mesafe için 10.000 kilometrelik bir alt sınır belirleyerek, karasal değil de astronomik bir köken için durumu destekledi (çünkü Dünya'daki sinyal kaynaklarının bu sınırdan daha yakın olduğu göz ardı edildi). Bu sınır, daha yakın kaynakların, interferometrenin çoklu antenleri tarafından algılanabilen kavisli bir dalga cephesine sahip olacağı gerçeğinden belirlenebilir. [41]

Hızlı radyo patlamaları, Samanyolu galaksisi içindeki bir kaynak için beklenenden çok daha büyük [43] ve iyonize bir plazma yoluyla yayılma ile tutarlı, >100 pc cm-3 [42] puls dağılım ölçümlerine sahiptir. [40] Ayrıca, dağılımları izotropiktir (özellikle galaktik düzlemden gelmez) [41] : şekil 3 sonuç olarak galaksi dışı kökenli oldukları varsayılır.

Gözlenen fenomenin izole doğası nedeniyle, kaynağın doğası spekülatif kalır. 2020 [güncelleme] itibariyle, olası bir kaynak olarak bir magnetar tanımlanmış olmasına rağmen, genel olarak kabul edilen tek bir açıklama yoktur. Patlamalar yalnızca birkaç milisaniye sürdüğü için kaynakların birkaç yüz kilometre veya daha küçük boyutta olduğu düşünülüyor. Nedensellik ışık hızı ile sınırlıdır, milisaniyede yaklaşık 300 km, bu nedenle kaynaklar yaklaşık 1000 km'den daha büyük olsaydı, patlamaların çok kısa olması için karmaşık bir senkronizasyon mekanizması gerekirdi. Patlamalar kozmolojik mesafelerden geliyorsa, kaynakları çok enerjik olmalıdır. [3]

Olası bir açıklama, karadeliklerin veya nötron yıldızlarının birleşmesi gibi çok yoğun nesneler arasında bir çarpışma olabilir. [44] [45] [46] Gama ışını patlamalarıyla bir bağlantı olduğu öne sürülmüştür. [47] [48] Bazıları, bu sinyallerin yapay kaynaklı olabileceğini, gerçek teknoimzaları gösteren dünya dışı zekanın işaretleri olabileceğini [49] [50] [51] öne sürdüler. [52] Benzer şekilde, ilk pulsar keşfedildiğinde, hızlı, düzenli atımların muhtemelen uzak bir uygarlıktan kaynaklanabileceği düşünüldü ve kaynak "LGM-1" ("küçük yeşil adamlar" için) olarak adlandırıldı. [53] 2007'de, ilk keşifle birlikte e-baskı'nın yayınlanmasından hemen sonra, hızlı radyo patlamalarının magnetarların aşırı parlamalarıyla ilişkili olabileceği öne sürüldü. [54] [55] 2015 yılında üç çalışma magnetar hipotezini destekledi. [43] [56] [57] [58] Magnetar SGR 1935+2154'ten kaynaklanan Samanyolu'ndan ilk FRB'nin tanımlanması, magnetarın bir FRB kaynağı olabileceğini gösterir. [30]

Özellikle enerjik süpernovalar bu patlamaların kaynağı olabilir. [59] Blitzarlar 2013 yılında bir açıklama olarak önerildi. [3] 2014'te, pulsarların karanlık madde kaynaklı çöküşünün ardından [60] pulsar manyetosferlerinin ortaya çıkan atılmasının hızlı radyo patlamalarının kaynağı olabileceği öne sürüldü. [61] 2015'te FRB'lerin, axion minikümelerinin patlayıcı bozunmalarından kaynaklandığı öne sürülmüştür. [62] Başka bir egzotik olası kaynak, erken Evren'e nüfuz eden plazma ile etkileşime girerken bu patlamaları üreten kozmik sicimlerdir. [59] 2016'da Kerr-Newman karadeliklerinin manyetosferlerinin çöküşü, FRB'lerin "ardıl parıltısının" ve GW 150914'ten 0,4 s sonra zayıf gama ışını geçişinin kökenini açıklamak için önerildi. [63] [64] ayrıca, hızlı radyo patlamaları kara delik patlamalarından kaynaklanırsa, FRB'lerin kuantum yerçekimi etkilerinin ilk tespiti olacağı öne sürüldü. [46] [65] 2017'nin başlarında, süper kütleli bir kara deliğin yakınındaki güçlü manyetik alanın, bir pulsarın manyetosferindeki mevcut tabakaların dengesini bozabileceği ve FRB'lere güç sağlamak için sıkışmış enerjiyi serbest bırakabileceği öne sürüldü. [66]

FRB 121102'nin tekrarlanan patlamaları, çoklu orijin hipotezlerini başlatmıştır. [67] Süper parlaklık olarak bilinen ve muhtemelen aktif galaktik çekirdekler gibi ortamlarda ortaya çıkan büyük ölçekli dolaşmış kuantum mekanik durumlarını içeren tutarlı bir emisyon fenomeni, bunları ve FRB'lerle ilgili diğer gözlemleri açıklamak için önerilmiştir (örn. yüksek olay hızı, tekrarlanabilirlik, değişken yoğunluk profilleri). [68] Temmuz 2019'da gökbilimciler şunu bildirdiler: tekrar etmeyen Hızlı Radyo Patlamaları bir kereye mahsus olaylar olmayabilir, ancak gerçekte tespit edilmeyen tekrar olayları olan FRB tekrarlayıcıları olabilir ve ayrıca FRB'ler henüz görülmemiş veya dikkate alınmamış olaylar tarafından oluşturulabilir. [69] [70] Ek olasılıklar arasında, FRB'lerin yakındaki yıldız parlamalarından kaynaklanabilmesi yer alır. [71]

Hızlı radyo patlamaları, sinyalin kaydedildiği tarihe göre "FRB YYMMDD" olarak adlandırılır.

2007 (Lorimer Burst) Düzenle

Tespit edilen ilk FRB, Lorimer Burst FRB 010724, 2007 yılında West Virginia Üniversitesi'nden Duncan Lorimer'in öğrencisi David Narkeviç'i Avustralya'daki Parkes radyo çanağı tarafından 2001 yılında alınan arşiv verilerini incelemesi için görevlendirmesiyle keşfedildi. [46] Anket verilerinin analizi, 24 Temmuz 2001'de, süresi 5 milisaniyeden kısa olan, Küçük Macellan Bulutu'ndan 3° uzaklıkta meydana gelen 30 jansky dağınık bir patlama buldu. Bildirilen patlama özellikleri, Samanyolu galaksisi veya Küçük Macellan Bulutu ile fiziksel bir ilişkiye karşı çıkıyor. Patlama Lorimer Patlaması olarak tanındı. [72] Kaşifler, Evrendeki serbest elektron içeriği için mevcut modellerin, patlamanın 1 gigaparsec'den daha az olduğunu ima ettiğini iddia ediyor. 90 saatlik ek gözlemlerde daha fazla patlama görülmemesi, bunun bir süpernova veya göreceli nesnelerin birleşmesi gibi tekil bir olay olduğunu ima ediyor. [40] Her gün yüzlerce benzer olayın meydana gelebileceği ve tespit edilirse kozmolojik sondalar olarak hizmet edebileceği ileri sürülmektedir. [1]

2010 Düzenle

2010 yılında, Parkes radyo teleskobu tarafından tespit edilen ve peryton adı verilen, açıkça karasal kökenli 16 benzer darbenin bir raporu vardı. [73] 2015'te mikrodalga fırın kapıları bir ısıtma döngüsü sırasında açıldığında perytonların üretildiği ve mikrodalga fırının magnetron tüpü tarafından kapatılırken tespit edilen emisyonun üretildiği gösterildi. [74]

2011 Düzenle

2015 yılında FRB 110523, 2011 yılında Green Bank Teleskobu'ndan toplanan arşiv verilerinde keşfedildi. [43] Lineer polarizasyonun tespit edildiği ilk FRB idi (Faraday rotasyonunun ölçümüne izin veriyor). Sinyalin yayılma gecikmesinin ölçümü, bu patlamanın, muhtemelen 6 milyar ışıkyılı kadar uzaklıkta, ekstragalaktik kökenli olduğunu gösterdi. [75]

2012 Düzenle

McGill Üniversitesi'nden Victoria Kaspi, tüm gökyüzünde günde 10.000 kadar hızlı radyo patlamasının meydana gelebileceğini tahmin ediyor. [76]

FRB 121102 Düzenle

2012'de kuzey yarımkürede Auriga yönünde hızlı bir radyo patlamasının (FRB 121102) [7] Arecibo radyo teleskobu kullanılarak bir gözlemi, plazma dağılımı olarak bilinen bir etkiyle hızlı radyo darbelerinin ekstragalaktik kökenini doğruladı.

Kasım 2015'te, Kanada'daki McGill Üniversitesi'nden gökbilimci Paul Scholz, Arecibo radyo teleskobu tarafından Mayıs ve Haziran 2015'te toplanan arşiv verilerinde on periyodik olmayan hızlı radyo darbesi buldu. [77] On patlama, 2012'de tespit edilen orijinal patlama FRB 121102 ile tutarlı dağılım ölçülerine ve gökyüzü konumlarına sahiptir. [77] 2012 patlaması gibi, 10 patlamanın da bir kaynak için mümkün olandan üç kat daha büyük bir plazma dağılım ölçüsü vardır. Samanyolu Galaksisinde. Ekip, bu bulgunun, iki nötron yıldızı arasındaki çarpışma gibi, yalnızca bir kez meydana gelebilecek kendi kendini yok eden, felaketli olayları dışladığını düşünüyor. [78] Bilim adamlarına göre, veriler genç bir dönen nötron yıldızında (pulsar) veya yüksek oranda manyetize olmuş bir nötron yıldızında (magnetar), [77] [78] [79] [80] [7] veya asteroit kuşakları boyunca hareket eden yüksek derecede manyetize edilmiş pulsarlardan [81] veya bir nötron yıldızı-beyaz cüce ikilisinde aralıklı bir Roche lobu taşmasından. [82]

16 Aralık 2016'da aynı yönde altı yeni FRB rapor edildi (biri 13 Kasım 2015'te, dördü 19 Kasım 2015'te ve biri 8 Aralık 2015'te alındı). [83] : Tablo 2 Ocak 2019 [güncelleme] itibariyle bu, bu sinyallerin uzayda aynı yerde iki kez bulunduğu yalnızca iki örnekten biridir. FRB 121102, insan yapımı bir kaynak olasılığı hariç, Dünya'dan en az 1150 AU uzaklıkta yer almaktadır ve doğası gereği neredeyse kesinlikle ekstragalaktiktir. [83]

Nisan 2018 itibariyle, FRB 121102'nin, Dünya'dan yaklaşık üç milyar ışıkyılı uzaklıkta, düşük parlaklıkta aktif galaktik çekirdeğe veya önceden bilinmeyen bir tür ekstragalaktik kaynağa veya enerji veren genç bir nötron yıldızına sahip bir cüce galakside birlikte bulunduğu düşünülmektedir. bir süpernova kalıntısı. [84] [85] [21] [86] [87] [88]

26 Ağustos 2017'de, Green Bank Teleskobu'ndan gelen verileri kullanan gökbilimciler, FRB 121102'den 5 ila 8 GHz'de gelen 15 ek tekrarlayan FRB tespit ettiler. Araştırmacılar ayrıca FRB 121102'nin şu anda bir "yüksek aktivite durumu ve takip eden gözlemler, özellikle daha yüksek radyo frekanslarında teşvik edilir". [89] [6] [90] Dalgalar, yalnızca aşırı güçlü bir manyetik alana sahip sıcak plazmadan geçerken oluşmuş olabilecek, "bükülen" enine dalgalar anlamına gelen oldukça polarizedir. [91] FRB 121102'nin radyo patlamaları, bugüne kadarki diğer FRB'lerinkilerden yaklaşık 500 kat daha fazla polarizedir. [91] Tekrar eden bir FRB kaynağı olduğundan, tek seferlik bir felaket olayından gelmediğini öne sürüyor, bu nedenle ilk olarak Ocak 2018'de geliştirilen bir hipotez, bu belirli tekrarlayan patlamaların yoğun bir yıldız çekirdeğinden gelebileceğini öne sürüyor. Nötron yıldızı, büyük bir kara deliğin yakınında [91] veya bir bulutsunun içine gömülmüş gibi son derece güçlü bir manyetik alanın yakınında. [92]

Nisan 2018'de FRB 121102'nin bir saate yayılan 21 patlamadan oluştuğu bildirildi. [93] Eylül 2018'de, evrişimli bir sinir ağı kullanılarak beş saate yayılan ilave 72 patlama tespit edildi. [94] [95] [96] Eylül 2019'da, Beş yüz metrelik Diyaframlı Küresel Teleskop (FAST) tarafından FRB 121102'den 3 Eylül 2019'da 20 darbe olan daha fazla yinelenen sinyalin tespit edildiği bildirildi. [97] Haziran 2020'de, Jodrell Bank Gözlemevi'nden gökbilimciler, FRB 121102'nin her 157 günde bir aynı radyo patlaması davranışını ("bir pencerede gözlemlenen yaklaşık 90 gün süren radyo patlamaları ve ardından 67 günlük sessiz bir süre") sergilediğini bildirdi. patlamaların "büyük bir yıldızın, bir nötron yıldızının ya da bir kara deliğin yörünge hareketi" ile ilişkili olabileceğini söyledi. [98] 17 Ağustos 2020'de gözlemlenen iki saat içinde 12 patlamadan oluşan FAST tarafından yapılan sonraki çalışmalar, 156,1 günlük aktif dönemler arasında güncellenmiş bir rafine periyodikliği desteklemektedir. [99]

2013 Düzenle

2013 yılında, ekstragalaktik kaynakların olasılığını destekleyen dört patlama tespit edildi. [100]

2014 Düzenle

2014 yılında FRB 140514 'canlı' olarak yakalandı ve %21 (±%7) dairesel polarize olduğu bulundu. [37]

2015 yılına kadar keşfedilen hızlı radyo patlamaları, 187.5 pc cm -3'ün katlarına yakın dağılım ölçülerine sahipti. [101] Ancak sonraki gözlemler bu modele uymamaktadır.

2015 Düzenle

FRB 150418 Düzenle

18 Nisan 2015'te FRB 150418, Parkes gözlemevi tarafından tespit edildi ve birkaç saat içinde, Avustralya Teleskop Kompakt Dizisi de dahil olmak üzere birkaç teleskop, parlamasının altı gün süren belirgin bir radyo "artı parıltısını" yakaladı. [102] [103] [104] Subaru teleskobu, ev sahibi galaksi olduğu düşünülen şeyi bulmak ve onun kırmızıya kaymasını ve patlamaya olan ima edilen mesafesini belirlemek için kullanıldı. [105]

Bununla birlikte, patlamanın art kıvılcım ile ilişkisi kısa süre içinde tartışıldı, [106] [107] [108] ve Nisan 2016'ya kadar, "akşam ışığının", süper kütleli bir kara delik tarafından desteklenen aktif bir galaktik çekirdekten kaynaklandığı tespit edildi. kara delikten dışarı doğru patlayan çift jetler. [109] Ayrıca, "sonradan parlama" olduğu düşünülen şeyin beklendiği gibi kaybolmadığı, yani AGN değişkeninin gerçek hızlı radyo patlaması ile ilişkilendirilmesinin olası olmadığı da kaydedildi. [109]

2017 Düzenle

Canberra (Avustralya) yakınlarındaki yükseltilmiş Molonglo Gözlemevi Sentez Teleskobu (UTMOST), üç FRB daha bulduğunu bildirdi. [110] 2015 ve 2016'da 180 günlük üç bölümden oluşan bir anket, 843 MHz'de üç FRB buldu. [41] Dar bir eliptik 'ışın' ile konumlandırılan her bir FRB, nispeten dar bant 828-858 MHz daha az hassas bir dağılım ölçüsü (DM) verir. [41]

Avustralya Kilometre Kare Yolu Bulucu'nun (ASKAP) bir bölümünü kullanan kısa bir anket, 3.4 günde bir FRB buldu. FRB170107, 58±6 Jy ms'lik bir akıcılıkla parlaktı. [42] [111]

Anastasia Fialkov ve Abraham Loeb'e göre, FRB'ler saniyede bir kez kadar sık ​​meydana gelebilir. Daha önceki araştırmalar, FRB'lerin oluşumunu bu dereceye kadar tanımlayamadı. [112]

2018 Düzenle

Mart 2018'de Avustralya'daki Parkes Gözlemevi tarafından üç FRB rapor edildi. Biri (FRB 180309), 411 ile şimdiye kadar görülen en yüksek sinyal-gürültü oranına sahipti. [114] [115]

Eylül 2018'den itibaren faaliyete geçen olağandışı CHIME (Kanada Hidrojen Yoğunluğu Haritalama Deneyi) radyo teleskopu, kozmolojik gözlemlerine ikincil bir hedef olarak "yüzlerce" hızlı radyo patlamasını tespit etmek için kullanılacak. [116] [77] FRB 180725A, CHIME tarafından 700 MHz'in altında - 580 MHz kadar düşük bir FRB'nin ilk tespiti olarak rapor edildi. [117] [118]

Ekim 2018'de gökbilimciler, Avustralya Kilometre Kare Dizisi Yol Bulucu (ASKAP) tarafından tespit edilen 19 yeni, tekrarlanmayan FRB patlaması bildirdiler. [119] [120] Bunlar, daha önce görülenden daha küçük dağılım ölçüsüne (DM) sahip üç tanesini içeriyordu: FRB 171020 (DM=14.1), FRB 171213 (DM=158.6), FRB 180212 (DM=167.5). [121]

FRB 180814 Düzenle

9 Ocak 2019'da gökbilimciler, CHIME tarafından FRB 180814 adlı ikinci bir tekrar eden FRB kaynağının keşfedildiğini duyurdular. Ağustos ve Ekim 2018 arasında "gökyüzünde tek bir konumdan kaynaklanan" altı patlama tespit edildi. Tespit, CHIME'nin aralıklı olarak çalıştığı devreye alma öncesi aşamasında yapıldı ve "önemli miktarda tekrarlayan FRB popülasyonu" önerdi ve yeni teleskop daha fazla tespit yapacaktı. [8] [122]

Keşifle ilgili bazı haber medyası raporları, tekrar eden FRB'nin dünya dışı zekanın kanıtı olabileceğini, [123] [124] bazı bilim adamları tarafından önceki FRB'lerle ilgili olarak keşfedilen bir olasılık, [51] [125] ancak FRB'nin kaşifleri tarafından gündeme getirilmediğini öne sürdü. FRB 180814. [8] [122]

FRB 180916 Düzenle

FRB 180916, [126] daha resmi olarak FRB 180916.J0158+65, CHIME tarafından keşfedilen, daha sonraki çalışmaların orta büyüklükte bir sarmal gökadadan (SDSS J015800.28+654253.0) yaklaşık 500 milyon ışık- yıllar uzakta – bugüne kadar keşfedilen en yakın FRB. [127] [24] [25] Aynı zamanda düzenli bir periyodikliğe sahip olduğu gözlemlenen ilk FRB'dir. Patlamalar yaklaşık dört günlük bir periyoda, ardından toplam 16.35 ± 0.18 günlük bir döngü uzunluğu için yaklaşık 12 günlük bir uyku periyoduna kümelenir. [11] [128] [129] Swift XRT ve UVOT cihazları tarafından tekrarlanan FRB'ye ilişkin ek takip çalışmaları 4 Şubat 2020 [130]'da Sardunya Radyo Teleskobu (SRT) ve Medicina Kuzey Çapraz Radyo Teleskobu (MNC) tarafından rapor edildi, 17 Şubat 2020'de [131] ve Asiago'daki Galileo teleskopu tarafından yine 17 Şubat 2020'de. [132] Chandra X-ışını Gözlemevi tarafından 3 ve 18 Aralık 2019'da önemli bir x-ışını emisyonu olmadan başka gözlemler yapıldı. FRB 180916 konumunda veya ana galaksi SDSS J015800.28+654253.0'dan tespit edildi. [133] 6 Nisan 2020'de The Astronomer's Telegram'da Global MASTER-Net tarafından yapılan takip çalışmaları bildirildi. [134]

FRB 181112 Düzenle

FRB 181112, araya giren bir galaksinin Halo'sından geçtiğine inanıldıktan sonra gizemli bir şekilde etkilenmedi. [135]

2019 Düzenle

FRB 180924 Düzenle

FRB 180924, kaynağına kadar izlenen ilk tekrarlanmayan FRB'dir. Kaynak, 3,6 milyar ışıkyılı uzaklıkta bir galaksidir. Gökada, neredeyse Samanyolu kadar büyük ve FRB 121102 kaynağından yaklaşık 1000 kat daha büyüktür. İkincisi aktif bir yıldız oluşum bölgesi ve magnetarlar için muhtemel bir yer olsa da, FRB 180924'ün kaynağı daha eski ve daha az aktiftir. gökada. [136] [137] [138]

Kaynak tekrarlamadığından, gökbilimciler ASKAP'ın 36 teleskopu ile geniş alanları taramak zorunda kaldılar. Bir sinyal bulunduğunda, çok Büyük Teleskop'u, Şili'deki İkizler Gözlemevi'ni ve Hawaii'deki W. M. Keck Gözlemevi'ni ev sahibi gökadasını ve uzaklığını belirlemek için kullandılar. Uzaklık ve kaynak gökada özelliklerini bilmek, gökadalar arası ortamın bileşiminin incelenmesini sağlar. [137]

Haziran 2019 Düzenle

28 Haziran 2019'da Rus gökbilimciler, üçüncü FRB 151125'i içeren dokuz FRB olayının (FRB 121029, FRB 131030, FRB 140212, FRB 141216, FRB 151125.1, FRB 151125.2, FRB 160206, FRB 161202, FRB 180321) keşfedildiğini bildirdiler. BSA/LPI büyük aşamalı dizi radyo teleskopu tarafından üretilen arşiv verilerinin (Temmuz 2012 - Aralık 2018) analizi sırasında M 31 (Andromeda Gökadası) ve M 33 (Üçgen Gökadası) gökadalarının yönünden, şimdiye kadar tespit edilenin tekrarı. Pushchino Radyo Astronomi Gözlemevi. [9] [139] [10]

FRB 190523 Düzenle

2 Temmuz 2019'da gökbilimciler, tekrar etmeyen bir FRB olan FRB 190523'ün keşfedildiğini ve özellikle, yaklaşık 8 milyar ışıkyılı uzaklıkta, 0.66'lık bir kırmızıya kaymada tek bir büyük gökada içeren birkaç yay saniyelik bölgeye lokalize olduğunu bildirdiler. Dünya. [140] [141]

Ağustos 2019 Düzenle

Ağustos 2019'da, CHIME Fast Radio Burst Collaboration, sekiz tane daha tespit edildiğini bildirdi. tekrar eden FRB sinyalleri. [22] [23]

FRB 191223 Düzenle

29 Aralık 2019'da, UTMOST hızlı radyo patlaması ekipmanını kullanan Molonglo Gözlemevi Sentez Teleskobu'ndan (MOST) Avustralyalı gökbilimciler, Octans takımyıldızında FRB 191223'ün tespit edildiğini bildirdi (RA = 20:34:14.14, Aralık = -75:08) :54.19). [142] [143]

FRB 191228 Düzenle

31 Aralık 2019'da Avustralyalı gökbilimciler, Avustralya Kilometre Kare Yolu Bulucu'yu (ASKAP) kullanarak, Balık Austrinus takımyıldızında FRB 191228'in tespit edildiğini bildirdi (RA = 22:57(2), Aralık = -29:46(40)) . [142] [144]

2020 Düzenle

FRB 200120 Düzenle

Mayıs 2021'de hızlı tekrarlanan patlama gözlemleri rapor edildi. [145]

FRB 200428 Düzenle

28 Nisan 2020'de Kanada Hidrojen Yoğunluğu Haritalama Deneyi'ndeki (CHIME) gökbilimciler, Vulpecula takımyıldızında yaklaşık 30.000 ışıkyılı uzaklıktaki Galaktik magnetar SGR 1935+2154 yönünden parlak bir radyo patlaması tespit ettiklerini bildirdiler. [146] [147] [148] Patlamanın DM'si 332,8 pc/cc idi. [146] STARE2 [149] ekibi patlamayı bağımsız olarak saptadı ve patlamanın >1.5 MJy ms'lik bir akıcılığa sahip olduğunu bildirdi ve bu patlama ile ekstragalaktik mesafelerdeki FRB'ler arasındaki bağlantıyı kurdu [33] Patlama daha sonra FRB olarak adlandırıldı. 200428 [150] STARE2 ekibi, bunun Samanyolu içinde tespit edilen ilk FRB olduğunu ve bilinen bir kaynağa bağlanan ilk FRB olduğunu iddia ettiğinden, tespit dikkate değer. [27] [28] Bu bağlantı, hızlı radyo patlamalarının magnetarlardan kaynaklandığı fikrini güçlü bir şekilde desteklemektedir. [151]

FRB'ler 200914 ve 200919 Düzenle

24 Eylül 2020'de gökbilimciler, Parkes Radyo Teleskobu tarafından iki yeni FRB'nin, FRB200914 ve FRB200919'un tespit edildiğini bildirdiler. [152] FRB 200914'ten gelen düşük frekanslı emisyonun üst sınırları, daha sonra Kare Kilometre Dizisi radyo teleskop projesi tarafından rapor edildi. [153]

FRB 201124 Düzenle

31 Mart 2021'de CHIME/FRB İşbirliği, 23 Mart 2021 haftasında FRB 20201124A ve ilgili çoklu patlamaların tespit edildiğini bildirdi — 20210323A, 20210326A, 20210327A, 20210327B, 20210327C ve 20210328A [154] — ve daha sonra, muhtemelen 20210401A [155] ve 20210402A. [156] Diğer gökbilimciler tarafından 6 Nisan 2021, [157] 7 Nisan 2021, [158] [159] ve 15 Nisan 2021'de "son derece parlak" bir nabız dahil olmak üzere daha birçok [160] ilgili gözlem rapor edildi. [161] Kaynak yerelleştirme iyileştirmeleri 3 Mayıs 2021'de bildirildi. [162] Mayıs 2021'de [163] "iki parlak patlama" da dahil olmak üzere daha da fazla gözlem bildirildi. [164] 3 Haziran 2021'de SETI Enstitüsü, 18 Mayıs 2021'de FRB 201124A'dan "parlak çift tepeli bir radyo patlaması" tespit ettiğini duyurdu. [165] [166]

2021 Düzenle

FRB 210401 Düzenle

2 ve 3 Nisan 2021'de, Avustralya Kilometre Kare Dizisi Yol Bulucu'daki (ASKAP) gökbilimciler, FRB 20201124A'nın tekrarlanmasının muhtemel olduğu anlaşılan FRB 20210401A ve 20210402A'nın tespit edildiğini bildirdi. CHIME/FRB işbirliği ile daha önce. [154] [155] [156]

isim 1581.804688 MHz için tarih ve saat (UTC) RA
(J2000)
Aralık
(J2000)
DM
(pc·cm −3 )
Genişlik
(Hanım)
tepe akı
(Jy)
Notlar
FRB 010621 [167] 2001-06-21 13:02:10.795 18 saat 52 dakika −08° 29′ 746 7.8 0.4
FRB 010724 [40] 2001-07-24 19:50:01.63 01 sa 18 m −75° 12′ 375 4.6 30 "Lorimer Patlaması"
FRB 011025 [168] 2001-10-25 00:29:13.23 19 saat 07 dakika −40° 37′ 790 9.4 0.3
FRB 090625 [57] 2009-06-25 21:53:52.85 03 saat 07 dakika −29° 55′ 899.6 <1.9 >2.2
FRB 110220 [100] 2011-02-20 01:55:48.957 22 sa 34 m −12° 24′ 944.38 5.6 1.3
FRB 110523 [75] [43] 2011-05-23 21 sa 45 m −00° 12′ 623.30 1.73 0.6 Green Bank radyo teleskopunda 700–900 MHz, hem dairesel hem de doğrusal polarizasyonun tespiti.
FRB 110627 [100] 2011-06-27 21:33:17.474 21 sa 03 m −44° 44′ 723.0 <1.4 0.4
FRB 110703 [100] 2011-07-03 18:59:40.591 23 sa 30 m −02° 52′ 1103.6 <4.3 0.5
FRB 120127 [100] 2012-01-27 08:11:21.723 23 sa 15 m −18° 25′ 553.3 <1.1 0.5
FRB 121002 [169] 2012-10-02 13:09:18.402 18 saat 14 dakika −85° 11′ 1628.76 2.1 3.7 0.35 5,1 ms aralıklı çift darbe
FRB 121002 [57] 2012-10-02 13:09:18.50 18 saat 14 dakika −85° 11′ 1629.18 <0.3 >2.3
FRB 121102 [170] 2012-11-02 06:35:53.244 05 sa 32 m +33° 05′ 557 3.0 0.4 Arecibo radyo teleskobu tarafından

58 Jy ms. Leo'da. Galaktik enlem 51°, Mesafe 3.1 Gpc, izotropik enerji

FRB'ler ayrıca FRBCAT'de kataloglanmıştır. [184]

Patlamalar, sol üstte FRB 191001, sağ üstte FRB 180924, sol altta ve FRB 190608, sağ altta FRB 190714 olarak kataloglanmıştır. [185]


Astronominin Gizemi 'Hızlı Radyo Patlamaları' Sadece Buradan Daha Güzel Oluyor

Bu makaleyi tekrar gözden geçirmek için Profilim'i ve ardından Kayıtlı hikayeleri görüntüle'yi ziyaret edin.

Bu makaleyi tekrar gözden geçirmek için Profilim'i ve ardından Kayıtlı hikayeleri görüntüle'yi ziyaret edin.

Milyarlarca yıl önce, bilinmeyen bir nesne uzaya çok parlak bir radyo dalgası patlaması gönderdi. Evren boyunca seyahat ettiler, galaksileri ve gaz bulutlarını geçtiler ve kim bilir başka neler vardı. Ve 2012'de, gökbilimcilerin izlediği sırada Arecibo radyo teleskopuna patlama geldi.

Gökyüzünde aynı noktayı aramaya devam ettiler. 2015 yılında 16 ek flaş buldular. Ardından, Ağustos ve Eylül 2016'da dokuz tane daha çıktı. Ve bu hafta, gökbilimciler bu en yeni ölçümlerin sonunda patlamaların yuvasına odaklanmalarına yardımcı olduğunu duyurdular: üç milyar ışıkyılı uzaklıkta loş bir cüce gökada. Bu küçücük galaksinin içindeki bir şey, "hızlı radyo patlamaları" adı verilen ve hâlâ gizemli bir sınıfın üyeleri olan, yalnızca milisaniyeler süren, ancak muazzam enerji dolu darbeler gönderiyordu.

Bu belirli patlamaların uzun zaman önce, çok, çok (çok) uzaktaki bir galakside patlayan bir nesneden geldiğini öğrenmek bu araştırma alanı için önemli bir adımdır. But it’s also like playing Clue and concluding that the crime was committed in the conservatory. To solve the crime, you still have to determine whether the dastardly deed was done by Mrs. Peacock with the candlestick or Colonel Mustard with the rope.

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

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

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

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

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

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


Pulsar or Black Hole?

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

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

J0030+0451, the first mapped pulsar!


Theories

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

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

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


Theories

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

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

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


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

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

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

Figure 0. The standard P/P-dot diagram

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

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

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

Spinning-down isolated pulsars

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

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

Figure 1. Spinning-down pulsars

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

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

Spinning-up pulsars: part of a binary star system

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

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

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

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

Figure 2. Spinning-up Pulsars

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

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

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

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

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

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

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

Correlation between spinning-up and spinning-down pulsars

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

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

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

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

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

Transitions between spinning-up and spinning-down pulsars

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

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

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

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

How NS-Capture explains the Magnetic Fields of Pulsars

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

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

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

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

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

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

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

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

Now comes the interesting part:

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

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

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

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

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


Pulsarlar

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

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

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

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

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


Pulsars in the Galactic Plane

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

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

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

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