Friday, January 4, 2019

Textual description of firstImageUrl

Pulsar - Wikipedia


stark magnetisierter, schnell rotierender Neutronenstern oder weißer Zwerg

A Pulsar (von Puls und -ar wie in Quasar) ein stark magnetisierter rotierender Neutronenstern, der einen Strahl elektromagnetischer Strahlung emittiert. Diese Strahlung kann nur beobachtet werden, wenn der Emissionsstrahl auf die Erde gerichtet ist (ähnlich wie ein Leuchtturm nur sichtbar ist, wenn das Licht auf einen Beobachter gerichtet ist) und für das gepulste Auftreten der Emission verantwortlich ist. Neutronensterne sind sehr dicht und haben kurze, regelmäßige Rotationsperioden. Dies erzeugt ein sehr genaues Intervall zwischen Impulsen, das für einen einzelnen Pulsar von Millisekunden bis Sekunden reicht. Man nimmt an, dass Pulsare einer der Kandidaten für die Quelle ultrahoheren kosmischen Strahlen sind (siehe auch den Zentrifugalmechanismus der Beschleunigung).

Die Perioden der Pulsare machen sie zu sehr nützlichen Werkzeugen. Beobachtungen eines Pulsars in einem binären Neutronensternsystem wurden verwendet, um indirekt das Vorhandensein von Gravitationsstrahlung zu bestätigen. Die ersten extrasolaren Planeten wurden um den Pulsar PSR B1257 + 12 entdeckt. Bestimmte Arten von Pulsaren konkurrieren mit Atomuhren um ihre Genauigkeit bei der Einhaltung der Zeit. [2]

Geschichte der Beobachtung [ ]

Discovery [

Der erste Pulsar wurde am 28. November 1967 von Jocelyn Bell Burnell und Antony Hewish beobachtet. [3][4][5] Sie beobachteten Impulse, die um 1,33 Sekunden voneinander getrennt waren und von derselben Stelle am Himmel stammten, und siderisch gehalten. Bei der Suche nach Erklärungen für die Impulse eliminierte die kurze Periode der Impulse die meisten astrophysikalischen Strahlungsquellen, wie Sterne, und da die Impulse einer Sternzeit folgten, konnte es keine vom Menschen verursachte Radiofrequenzstörung sein.

Als Beobachtungen mit einem anderen Teleskop die Emission bestätigten, wurden jegliche instrumentellen Effekte eliminiert. An diesem Punkt sagte Bell Burnell über sich und Hewish: "Wir glaubten nicht wirklich, dass wir Signale aus einer anderen Zivilisation aufgegriffen hatten, aber offensichtlich war uns die Idee in den Sinn gekommen und wir hatten keinen Beweis dafür, dass dies eine völlig natürliche Radioemission war. Es ist ein interessantes Problem - wenn man glaubt, man könnte das Leben anderswo im Universum entdeckt haben, wie kündigt man die Ergebnisse verantwortungsbewusst an? "[6] Trotzdem wurde das Signal LGM-1 für" kleine grüne Männer "(ein verspielter Name für intelligente Wesen außerirdischen Ursprungs).

Erst als eine zweite pulsierende Quelle in einem anderen Teil des Himmels entdeckt wurde, wurde die "LGM-Hypothese" vollständig aufgegeben. [7] Ihr Pulsar wurde später als CP 1919 bezeichnet und ist heute unter einer Reihe von Bezeichnern bekannt einschließlich PSR 1919 + 21 und PSR J1921 + 2153. Obwohl CP 1919 in Radiowellenlängen emittiert, wurde in der Folge gefunden, dass Pulsare im sichtbaren Licht, Röntgenstrahlen und Gammastrahlenwellenlängen emittieren. [8]

Das Wort "Pulsar" ist ein portmanteau von ' pulsierend und quasar und erschien erstmals im Jahr 1968 in gedruckter Form:

Die Existenz von Neutronensternen wurde erstmals von Walter Baade und Fritz Zwicky im Jahr 1934 vorgeschlagen, als sie argumentierten, dass ein kleiner, dichter Stern, der hauptsächlich aus Neutronen besteht, aus einer Supernova resultieren würde. [10] Basierend auf der Idee der Magnetflusskonservierung Von den magnetischen Hauptreihensternen schlug Lodewijk Woltjer 1964 vor, dass solche Neutronensterne Magnetfelder von 10 14 bis 10 16 G enthalten könnten. [11] Im Jahr 1967, kurz vor der Entdeckung der Pulsare, schlug Franco Pacini vor, dass er rotieren sollte Ein Neutronenstern mit einem Magnetfeld würde Strahlung emittieren, und stellte sogar fest, dass diese Energie in einen Supernova-Überrest um einen Neutronenstern wie den Crab Nebula gepumpt werden könnte. [12] Nach der Entdeckung des ersten Pulsars schlug Thomas Gold unabhängig vor Rotierendes Neutronensternmodell, das dem von Pacini ähnelt, und argumentierte explizit, dass dieses Modell die von Bell Burnell und Hewish beobachtete gepulste Strahlung erklären könnte. [13] Die Entdeckung des Crab-Pulsars später in 1 968 schien das rotierende Neutronensternmodell der Pulsare zu bestätigen. Der Crab-Pulsar hat eine Pulsdauer von 33 Millisekunden, was zu kurz ist, um mit anderen vorgeschlagenen Modellen für die Pulsaremission übereinzustimmen. Außerdem wird der Crab-Pulsar so genannt, weil er sich in der Mitte des Crab-Nebels befindet, was der Vorhersage von Baade und Zwicky von 1933 entspricht. [14]

1974: Antony Hewish und Martin Ryle wurde als erste Astronomen mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet, wobei die Königlich Schwedische Akademie der Wissenschaften feststellte, dass Hewish eine "entscheidende Rolle bei der Entdeckung von Pulsaren" gespielt habe. [15] Eine beträchtliche Kontroverse steht im Zusammenhang mit der Tatsache, dass Hewish die Auszeichnung erhielt Preis, während Bell, der die erste Entdeckung machte, als sie seine Doktorandin war, nicht war. Bell behauptet keine Bitterkeit in diesem Punkt und unterstützt die Entscheidung des Nobelpreiskomitees. [16]

Meilensteine ​​ [ ]

Im Jahr 1974 entdeckten Joseph Hooton Taylor, Jr. und Russell Hulse das erste Mal ein Pulsar in einem binären System, PSR B1913 + 16. Dieser Pulsar umkreist einen anderen Neutronenstern mit einer Umlaufzeit von nur acht Stunden. Einsteins allgemeine Relativitätstheorie sagt voraus, dass dieses System eine starke Gravitationsstrahlung aussenden sollte, was dazu führt, dass sich der Orbit kontinuierlich zusammenzieht, wenn er Orbitalenergie verliert. Beobachtungen des Pulsars bestätigten diese Vorhersage bald und lieferten den ersten Nachweis der Existenz von Gravitationswellen. Ab 2010 stimmen die Beobachtungen dieses Pulsars weiterhin mit der allgemeinen Relativitätstheorie überein. [17] 1993 wurde der Nobelpreis für Physik an Taylor und Hulse für die Entdeckung dieses Pulsars verliehen. [18] [19659004] 1982 führte Don Backer eine Gruppe an, die PSR B1937 + 21 entdeckte, einen Pulsar mit einer Rotationszeit von nur 1,6 Millisekunden (38.500 U / min). [19] Beobachtungen zeigten bald, dass sein Magnetfeld viel schwächer war als gewöhnliche Pulsare Die Entdeckungen zementierten die Idee, dass eine neue Klasse von Objekten, die "Millisekunden-Pulsare" (MSPs), gefunden wurden. MSPs sind vermutlich das Endprodukt von Röntgen-Binärdateien. Aufgrund ihrer außergewöhnlich schnellen und stabilen Rotation können MSPs von Astronomen als Uhren verwendet werden, die mit der Stabilität der besten Atomuhren der Erde konkurrieren. Faktoren, die die Ankunftszeit von Impulsen auf der Erde um mehr als ein paar hundert Nanosekunden beeinflussen, können leicht erkannt und für präzise Messungen verwendet werden. Physikalische Parameter, die über die Pulsartaktung zugänglich sind, umfassen die 3D-Position des Pulsars, seine Eigenbewegung, den Elektronengehalt des interstellaren Mediums entlang des Ausbreitungspfads, die Orbitalparameter eines beliebigen binären Begleiters, die Pulsar-Rotationsperiode und seine zeitliche Entwicklung. (Diese werden von Tempo, einem auf diese Aufgabe spezialisierten Computerprogramm, aus den rohen Timing-Daten berechnet.) Nachdem diese Faktoren berücksichtigt wurden, können Abweichungen zwischen den beobachteten Ankunftszeiten und mit diesen Parametern gemachten Vorhersagen gefunden und einem von ihnen zugeordnet werden drei Möglichkeiten: intrinsische Variationen in der Spinperiode des Pulsars, Fehler bei der Realisierung der terrestrischen Zeit, gegen die Ankunftszeiten gemessen wurden, oder das Vorhandensein von Hintergrund-Gravitationswellen. Wissenschaftler versuchen derzeit, diese Möglichkeiten zu lösen, indem sie die Abweichungen zwischen verschiedenen Pulsaren vergleichen und so ein sogenanntes Pulsar-Timing-Array bilden. Das Ziel dieser Bemühungen ist es, einen pulsar-basierten Zeitstandard zu entwickeln, der so präzise ist, dass erstmals Gravitationswellen direkt erfasst werden können. Im Juni 2006 gaben der Astronom John Middleditch und sein Team von LANL die erste Vorhersage von Pulsar-Störungen mit Beobachtungsdaten des Rossi X-ray Timing Explorer bekannt. Sie verwendeten Beobachtungen des Pulsars PSR J0537-6910.

Im Jahr 1992 entdeckte Aleksander Wolszczan die ersten extrasolaren Planeten um die PSR B1257 + 12. Diese Entdeckung lieferte wichtige Hinweise auf die weit verbreitete Existenz von Planeten außerhalb des Sonnensystems, obwohl es sehr unwahrscheinlich ist, dass eine Lebensform in der Umgebung intensiver Strahlung in der Nähe eines Pulsars überleben könnte.

AR Scorpii wurde 2016 als erster Pulsar identifiziert, bei dem das kompakte Objekt ein Weißer Zwerg anstelle eines Neutronensterns ist. [20] Da sein Trägheitsmoment viel höher ist als das eines Neutronensterns, des Weißen Zwergs in diesem System dreht sich alle 1,97 Minuten ein Mal, viel langsamer als Neutronenstern-Pulsare. [21] Das System zeigt starke Pulsationen von ultravioletten Wellenlängen zu Radiowellenlängen, die durch das Abspulen des stark magnetisierten weißen Zwergs hervorgerufen werden. [20]

Nomenklatur edit ]

Zunächst wurden Pulsare mit Buchstaben des Entdeckungsobservatoriums benannt, gefolgt von ihrem rechten Aufstieg (z. B. CP 1919). Als mehr Pulsare entdeckt wurden, wurde der Buchstabencode unhandlich, und so entstand die Konvention, die Buchstaben PSR (Pulsating Source of Radio) zu verwenden, gefolgt vom rechten Aufstieg des Pulsars und den Deklinationsgraden (zB PSR 0531 + 21) und manchmal Deklination bis ein Zehntel eines Studiums (zB PSR 1913 + 16.7). Pulsare, die sehr nahe beieinander erscheinen, haben manchmal Buchstaben (z. B. PSR 0021-72C und PSR 0021-72D).

Der modernen Konvention werden die älteren Zahlen mit einem B (z. B. PSR B1919 + 21) vorangestellt, wobei mit B die Koordinaten für die 1950.0-Epoche stehen. Alle neuen Pulsare haben ein J, das 2000,0-Koordinaten angibt, und weisen auch eine Deklination einschließlich Minuten auf (z. B. PSR J1921 + 2153). Pulsare, die vor 1993 entdeckt wurden, neigen dazu, ihre B-Namen zu behalten, anstatt ihre J-Namen zu verwenden (z. B. PSR J1921 + 2153 wird häufiger als PSR B1919 + 21 bezeichnet). Kürzlich entdeckte Pulsare haben nur einen J-Namen (z. B. PSR J0437-4715). Alle Pulsare haben einen J-Namen, der genauere Koordinaten ihrer Position am Himmel liefert. [22]

Formation, Mechanismus, ausschalten [ edit

Schematische Ansicht eines Pulsars. Die Kugel in der Mitte stellt den Neutronenstern dar, die Kurven geben die magnetischen Feldlinien an, die hervorstehenden Kegel stellen die Emissionsstrahlen dar und die grüne Linie stellt die Achse dar, um die sich der Stern dreht.

Die Ereignisse, die zur Bildung eines Pulsars führen Beginnen Sie, wenn der Kern eines massiven Sterns während einer Supernova komprimiert wird, die zu einem Neutronenstern zusammenbricht. Der Neutronenstern behält den größten Teil seines Drehimpulses bei, und da er nur einen winzigen Bruchteil des Radius des Vorläufers hat (und daher sein Trägheitsmoment stark verringert wird), wird er mit einer sehr hohen Rotationsgeschwindigkeit gebildet. Entlang der magnetischen Achse des Pulsars wird ein Strahlungsstrahl ausgesandt, der sich mit der Rotation des Neutronensterns dreht. Die magnetische Achse des Pulsars bestimmt die Richtung des elektromagnetischen Strahls, wobei die magnetische Achse nicht notwendigerweise mit ihrer Drehachse übereinstimmt. Diese Fehlausrichtung bewirkt, dass der Strahl bei jeder Drehung des Neutronensterns einmal gesehen wird, was zu einer "pulsierenden" Natur seines Erscheinens führt.

In rotationsgetriebenen Pulsaren stammt der Strahl aus der Rotationsenergie des Neutronensterns, der aus der Bewegung des sehr starken Magnetfeldes ein elektrisches Feld erzeugt, das zur Beschleunigung von Protonen und Elektronen auf der Sternoberfläche und dem Stern führt Erzeugung eines elektromagnetischen Strahls, der von den Polen des Magnetfelds ausgeht. [23][24] Diese Rotation verlangsamt sich im Laufe der Zeit, da elektromagnetische Energie abgegeben wird. Wenn sich die Spin-Periode eines Pulsars ausreichend verlangsamt, wird angenommen, dass sich der Radio-Pulsarmechanismus ausschaltet (die sogenannte "Todeslinie"). Diese Abschaltung scheint nach etwa 10 bis 100 Millionen Jahren zu erfolgen, was bedeutet, dass alle Neutronensterne, die im Alter von 13,6 Milliarden Jahren geboren wurden, zu 99% nicht mehr pulsieren. [25]

Obwohl das allgemeine Bild von Pulsaren als schnell rotierende Neutronensterne weithin akzeptiert wird, sagte Werner Becker vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik im Jahr 2006: "Die Theorie, wie Pulsare ihre Strahlung aussenden, steckt selbst nach beinahe noch nicht in der Kindheit Vierzig Jahre Arbeit. "[26]

Kategorien [ edit ]

Den Astronomen sind derzeit drei verschiedene Klassen von Pulsaren bekannt, je nach Quelle der elektromagnetischen Strahlungsquelle:

Obwohl alle drei Klassen von Objekten Neutronensterne sind, sind ihr beobachtbares Verhalten und die zugrunde liegende Physik recht unterschiedlich. Es gibt jedoch Verbindungen. Röntgenpulsare sind zum Beispiel wahrscheinlich alte rotationsgespeiste Pulsare, die bereits den größten Teil ihrer Leistung verloren haben und erst wieder sichtbar werden, nachdem sich ihre binären Begleiter ausgebreitet haben und Materie auf den Neutronenstern übertragen haben. Der Akkretionsprozess kann wiederum ausreichend Drehimpuls auf den Neutronenstern übertragen, um ihn als rotationsgetriebenen Millisekundenpulsar "zu recyceln". Da diese Materie auf dem Neutronenstern landet, wird angenommen, dass sie das Magnetfeld des Neutronensterns "begraben" soll (obwohl die Details unklar sind), so dass Millisekunden-Pulsare mit 1000- bis 10.000-fachem Magnetfeld schwächer als durchschnittliche Pulsare bleiben. Dieses niedrige Magnetfeld ist weniger wirksam bei der Verlangsamung der Rotation des Pulsars. Millisekunden-Pulsare leben also Milliarden von Jahren und sind damit die ältesten bekannten Pulsare. Millisekunden-Pulsare sind in Kugelsternhaufen zu sehen, die vor Milliarden von Jahren keine Neutronensterne mehr bilden konnten. [25]

Für die Untersuchung des Zustands der Materie in einem Neutron von Interesse Stern sind die Pannen die in der Rotationsgeschwindigkeit beobachtet werden des Neutronensterns. Diese Geschwindigkeit nimmt langsam aber stetig ab, außer durch plötzliche Schwankungen. Ein Modell, um diese Störungen zu erklären, ist, dass sie das Ergebnis von "Sternbeben" sind, die die Kruste des Neutronensterns regulieren. Modelle, bei denen der Störfaktor auf eine Entkopplung des möglicherweise supraleitenden Inneren des Sterns zurückzuführen ist, wurden ebenfalls vorangetrieben. In beiden Fällen ändert sich das Trägheitsmoment des Sterns, der Drehimpuls jedoch nicht, was zu einer Änderung der Drehrate führt.

Disrupted recycelter Pulsar [ edit ]

Wenn zwei massive Sterne aus derselben Gaswolke nahe beieinander geboren werden, können sie von Geburt an ein binäres System bilden. Wenn diese beiden Sterne mindestens ein paar Mal so groß sind wie unsere Sonne, endet ihr Leben in Supernova-Explosionen. Der massereichere Stern explodiert zuerst und hinterlässt einen Neutronenstern. Wenn die Explosion den zweiten Stern nicht wegstößt, bleibt das binäre System bestehen. Der Neutronenstern kann jetzt als Radio-Pulsar sichtbar sein, verliert langsam Energie und dreht sich. Später kann der zweite Stern anschwellen, so dass der Neutronenstern seine Materie aufsaugen kann. Die Materie, die auf den Neutronenstern fällt, dreht ihn hoch und reduziert sein Magnetfeld. Dies wird als "Recycling" bezeichnet, da der Neutronenstern in einen schnell rotierenden Zustand versetzt wird. Schließlich explodiert auch der zweite Stern in einer Supernova und erzeugt einen anderen Neutronenstern. Wenn diese zweite Explosion auch den Binärcode nicht stört, wird ein binärer Stern aus zwei Neutronensternen gebildet. Andernfalls bleibt der aufgesponnene Neutronenstern ohne Begleiter und wird zu einem "unterbrochenen recycelten Pulsar", der sich zwischen einigen und 50 Mal pro Sekunde dreht. [27]

Anwendungen [

Die Entdeckung von Pulsaren erlaubte es Astronomen, ein Objekt zu untersuchen, das noch nie zuvor beobachtet wurde, der Neutronenstern. Diese Art von Objekt ist der einzige Ort, an dem das Verhalten von Materie bei Kerndichte beobachtet werden kann (wenn auch nicht direkt). Millisekunden-Pulsare haben auch einen Test der allgemeinen Relativität unter Bedingungen eines intensiven Gravitationsfeldes erlaubt.

Maps [ edit ]

Relative Position der Sonne zum Zentrum der Galaxie und 14 Pulsare mit ihren als

bezeichneten Pulsarkarten sind auf den beiden Pionierplaketten enthalten sowie die Voyager Golden Record. Sie zeigen die Position der Sonne relativ zu 14 Pulsaren, die durch das einmalige Timing ihrer elektromagnetischen Pulse identifiziert werden, so dass unsere Position sowohl im Raum als auch in der Zeit durch potenzielle extraterrestrische Intelligenzen berechnet werden kann. [28] Weil Pulsare emittieren Sehr regelmäßige Impulse von Funkwellen erfordern für die Funkübertragungen keine täglichen Korrekturen. Darüber hinaus könnte die Positionierung des Pulsars ein Navigationssystem für ein Raumfahrzeug schaffen oder in Verbindung mit der Satellitennavigation verwendet werden. [29][30]

Präzise Uhren [ edit

Im Allgemeinen ist die Gleichmäßigkeit der Pulsaremission nicht der Fall Konkurrenz für die Stabilität von Atomuhren. [31] Bei einigen Millisekunden-Pulsaren ist die Regelmäßigkeit der Pulsation jedoch noch genauer als bei einer Atomuhr. [32] Zum Beispiel hat J0437-4715 eine Periode von 0,005757451936712637 s mit einem Fehler von [19659068] 6983170000000000000 ♠ 1.7 × 10 -17 s. Diese Stabilität erlaubt die Verwendung von Millisekunden-Pulsaren zur Bestimmung der Ephemeridenzeit [33] oder beim Bau von Pulsaruhren. [34]

Timing Noise ist die Bezeichnung für Rotationsunregelmäßigkeiten Pulsare Dieses Timing-Rauschen ist als zufälliges Wandern in der Pulsfrequenz oder -phase zu beobachten. [35] Es ist nicht bekannt, ob das Timing-Rauschen mit Pulsar-Glitches zusammenhängt.

Sonden des interstellaren Mediums [ edit ]

Die Strahlung von Pulsaren durchläuft das interstellare Medium (ISM), bevor sie die Erde erreicht. Freie Elektronen in der warmen (8000 K), ionisierten Komponente der ISM- und H II -Regionen beeinflussen die Strahlung auf zwei Arten. Die sich daraus ergebenden Änderungen an der Strahlung des Pulsars stellen eine wichtige Sonde des ISM selbst dar. [36]

Aufgrund der dispersiven Natur des interstellaren Plasmas bewegen sich niederfrequente Radiowellen langsamer als höher Funkwellen. Die resultierende Verzögerung beim Eintreffen von Impulsen in einem Frequenzbereich ist direkt als Dispersionsmaß des Pulsars messbar. Das Dispersionsmaß ist die Gesamtsäulendichte der freien Elektronen zwischen Beobachter und Pulsar.