| ← Август 2008 → | ||||||
|
2
|
3
|
|||||
|---|---|---|---|---|---|---|
|
4
|
5
|
6
|
7
|
9
|
10
|
|
|
11
|
12
|
13
|
15
|
16
|
17
|
|
|
18
|
20
|
21
|
22
|
23
|
24
|
|
|
25
|
26
|
27
|
30
|
31
|
||
За последние 60 дней 2 выпусков (1-2 раза в 2 месяца)
Сайт рассылки:
http://xray.sai.msu.ru/~polar/sci_rev/all.html
Открыта:
28-04-2003
Статистика
0 за неделю
АНКа Дня: Выпуск N92
Вышел десятый номер
|
|
Полный Архив предыдущих выпусков обзоров astro-ph. Полезные астрономические ссылки. Короткое эссе об электронных препринтах. Обзорные статьи в astro-ph с 2001 г.
Автор проекта
Проект размещен на сайтах:
Смотри также дискуссии и блоги:
Информационные партнеры
Вы может также разместить на своем сайте нашу ленту обзоров Новости науч-попа Новости космонавтики Новости от УФН Информнаука Researcher@ Элементы.Ру Грани.Ру Перст Подписка на рассылку обзоров на Subscribe.Ru |
АНКа Дня: Выпуск N92
19.08.2008. Очень легкий миллисекундный пульсар
(из статьи Янсена и др. [G.H. Janssen et al.] arXiv:0808.2292).
Определение масс в одной из девяти систем, состоящих из двух нейтронных
звезд, дало удивительный результат. Нейтронная звезда, являющаяся
миллисекундным радиопульсаром, оказалась очень легкой (<1.17 масс Солнца) и
существенно менее массивной, чем ее соседка.
PSR J1518+4904 - это одна из девяти систем, состоящих из двух нейтронных звезд (хотя бы одна из которых является радиопульсаром). Эти системы крайне важны как некие космические лаборатории, поскольку позволяют точно измерять массы нейтронных звезд (а это важно для многих областей физики, например для физики сверхплотного состояния вещества) и исследовать эффекты Общей теории относительности (напомню, что за открытие и исследование первой системы такого типа Халс и Тейлор получили Нобелевскую премию по физике). PSR J1518+4904 был открыт в 1997 году в ходе обзора, проводившегося на телескопе в Грин Бэнк (Green Bank Telescope). Период самого пульсара сотавляет около 40 миллисекунд. Орбитальный период системы - 8.63 дня. Объект достаточно близкий - расстояние (определенное по мере дисперсии) составляет 550-700 пк. Авторы детально исследуют источник, используя более чем десятилетний период наблюдений на разных телескопах (Вестерборк, Джодрелл Бэнк, Нанси, Грин Бэнк, Эффелсберг), и получают очень интересный результат.
Стометровый радиотелескоп в Эффелсберге. Во-первых, удалось точно измерить полную массу системы - 2.72 массы Солнца. Тут пока ничего удивительного. Интересно то, что одна из нейтронных звезд (та, которая является пульсаром) имеет низкую массу: 0.72+0.51/-0.58 масс Солнца. Пределы соответствуют вероятности 95.4 процента. В принципе, верхний предел в ~1.2 солнечных масс не кажется таким уж удивительным, но вспомните, что мы говорим о миллисекундном пульсаре, который был раскручен за счет аккреции со второго компаньона! Т.е., во-первых, начальная масса была еще меньше, а во-вторых, компаньон, который должен был образоваться из изначально менее массивной звезды, заметно тяжелее пульсара (масса компаньона находится в интервале 1.55-2.58 солнечных масс с той же достоверностью 95.4 процента).
На рисунке показан профиль импульса радиопульсара на частотах (сверху вниз) 840 МГц, 1380 МГц и 2300 МГц по данным наблюдений на радиотелескопах в Вестерборке. На верхнем рисунке показаны ограничения на массы обеих нейтронных звезд в системе (по горизонтальной оси отложена масса пульсара). Заштрихованная область абсолютно запрещена простейшим ограничение i<90 градусов (i- угол наклона луча зрения к нормали орбиты). Две штрих-пунктирные линии соответствуют ограничениям i<69 градусов и i<47 градусов (последнее следует из ненаблюдения эффекта Шапиро - задержки времени приходя импульса из-за распространения сигнала в гравитационном поле второй звезды). Пунктирные линии выделяют область, полученную по измерениям масс в других системах из двух нейтронных звезд. Диагональная сплошная линия соответствует полной массе системы 2.72 солнечных. Эта величина определена достаточно точно по измерениям движения периастра орбиты. Т.е., массы компонентов PSR J1518+4904 должны попадать на эту сплошную линию где-то в области, незапрещенной по другим измерениям. Только из ограничений, показанных на рисунке еще не следует интересный результат, приведенный выше. Но тут подключаются другие измерения. Авторы находят несколько возможных решений, пытаясь увязать вместе все измеренные параметры. На нижнем рисунке приведены области на плоскости cos i - полная масса системы. Видно, что более вероятны большие значения косинуса. Наилучший результат соответствует большой разнице между массами компонент двойной. Итогом всего этого процесса поиска наилучшего решенияи является низкая масса самого пульсара.
По горизонтальной оси отложен синус угла наклона орбиты к лучу зрения (угол равен 90 градусам, если мы смотрим с ребра). По вертикальной - масса невидимого компаньона (второй, более молодой нейтронной звезды). Линии с указанием процентов показывают, какая область параметров может соответствовать системе (система может быть левее линий с соответствующей вероятностью). Видно, что большие углы наклона орбиты исключены. Это подтверждается и отсутствием эффекта Шапиро (это дает предел на угол <47 градусов). Т.е., мы смотрим на систему под небольшим углом относительно нормали орбиты. Штриховая линия дает ограничение из наблюдений движения периастра орбиты. Только параметры выше штриховой линии разрешены.
По горизонтальной оси отложен косинус угла между лучом зрения и нормалью к орбите. Область, близкая к cos i =1 исключена требованием ненулевой массы пульсара. По вертикальной оси отложена полная масса системы, которая достаточно хорошо определена. Сдвиг вдоль горизонтальной оси влево соответствует более тяжелому пульсару (относительно невидимого компонента). Видно, что для всех возможных решения (A, B, C, D) наиболее вероятно, что пульсар существенно легче второго компаньона. Пунктирные линии соответствуют разнице масс двух нейтронных звезд, входящих в систему (масса компаньона минус масса пульсара). Точное определение масс нейтронных звезд очень важно, т.к. эти объекты помогают нам понять, как ведет себя вещество при сверхвысоких плотностях. Здесь, правда, в первую очередь интересны высокие массы. Система PSR J1518+4904 более интересна для астрофизиков. Обычно, мы ожидаем, что миллисекундный пульсар тяжелее своего компаньона. Во-первых, пульсар образовался раньше (а потом был раскручен за счет аккреции со звезды-соседки), т.е. его прародителем была более массивная звезда. Во-вторых, аккреция приводит к росту массы пульсара. Здесь ситуация иная - пульсар примерно вдвое легче соседа. Значит, нужно придумывать другой эволюционный сценарий. Нет сомнений, что теоретики бросятся объяснять, как такая пара могла образоваться. Возможно, что просто во время второго взрыва заметная часть вещества (несколько десятых солнечной массы) после взрыва выпала обратно на компактный объект. Было бы здорово увидеть как радиопульсар и вторую нейтронную звезду (пока известна лишь одна система с двумя пульсарами - знаменитая PSR J0737-3039A/B). Тогда можно было бы еще уточнить некоторые параметры. пока же будем работать с теми данные, какие есть.
|
| В избранное | ||
