Pulsar

Pulsar jest astronomiczny celem wytwarzania sygnału okresowego zakresie od rzędu milisekund do kilku dziesiątek sekund. Byłaby to gwiazda neutronowa obracająca się bardzo szybko wokół siebie (typowy okres rzędu sekundy , a nawet znacznie krótszy dla pulsarów milisekundowych ) i emitująca silne promieniowanie elektromagnetyczne w kierunku swojej osi magnetycznej .

Terminologia

Poświadczony od 1969, rzeczownik rodzaju męskiego pulsar ( wymawiany po francusku  :  /pyl.saʁ/ ) został zapożyczony od angielskiego pulsar , słowa portmanteau o tym samym znaczeniu, utworzonego z lokucji pulsująca gwiazda ( właściwie "star pulsante"), składającej się z pulsujących (" wibruje”) i gwiazda („gwiazda”).

Neologizm został po raz pierwszy przypisany amerykańskiemu astronomowi i astrofizykowi Frankowi Drake'owi, który zaproponowałby go już Kwiecień 1968, ale okazuje się, że pojawił się wcześniej, najpierw w wywiadzie z brytyjskim astronomem Antony Hewish w The Daily Telegraph of5 marca 1968.

Słowo to wynika z faktu, że w momencie odkrycia obiekty te początkowo interpretowano jako gwiazdy zmienne podlegające bardzo szybkim pulsacjom. Szybko okazało się, że to założenie jest nieprawdziwe, ale nazwa utknęła.

Skrót PSR oznacza pulsujące źródło radiowej (emisja) , właściwie „pulsujące źródło fal radiowych”.

Generał

Oś magnetyczna gwiazdy neutronowej nie jest generalnie, tak jak Ziemia , nie idealnie wyrównana z jej osią obrotu , obszar emisji odpowiada w danym momencie wiązce, która z biegiem czasu omiata stożek z powodu rotacji gwiazdy neutronowej. gwiazda. Pulsar jest sygnalizowany odległemu obserwatorowi w postaci sygnału okresowego, okres odpowiadający okresowi obrotu gwiazdy. Sygnał ten jest niezwykle stabilny, ponieważ rotacja gwiazdy również jest, jednak z czasem bardzo nieznacznie spowalnia.

Pulsary powstają w wyniku eksplozji masywnej gwiazdy pod koniec jej życia, zjawiska zwanego supernową (a dokładniej supernowej z zapadającym się jądrem , innej klasy supernowych, supernowych termojądrowych, które nie pozostawiają zwartej pozostałości). Nie wszystkie supernowe powodujące załamanie serca rodzą pulsary, a niektóre pozostawiają czarną dziurę . Jeśli gwiazda neutronowa ma praktycznie nieskończoną długość życia, charakterystyczne zjawisko emisji pulsara występuje zwykle tylko przez kilka milionów lat, po czym staje się zbyt słaba, aby można ją było wykryć za pomocą obecnych technologii .

Pulsary zostały odkryte nieco przypadkowo w 1967 roku przez Jocelyn Bell (obecnie Jocelyn Bell-Burnell) i jego promotora Antony'ego Hewisha . W Cavendish Laboratory na Uniwersytecie w Cambridge badali zjawiska refrakcji scyntylacyjnej w polu radiowym i dlatego potrzebowali urządzenia mierzącego zmiany sygnału radiowego w krótkich okresach czasu (ułamek sekundy). Przyrząd umożliwił wykrycie okresowej zmienności obiektów, które kiedyś traktowane żartobliwie za źródła sygnałów komunikacyjnych pochodzących od pozaziemskiej inteligencji okazały się pulsarami, z których pierwszy nosił nazwę PSR B1919 + 21 (lub CP 1919 ). Siedem lat później Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki , pierwszą Nagrodę Nobla w dziedzinie astronomii, otrzymał Hewish i jego współpracownik Martin Ryle , za pionierskie prace w dziedzinie radioastrofizyki . Chociaż Fundacja Nobla podkreśliła decydującą rolę Hewisha w odkryciu pulsarów, nie uznała Jocelyn Bell za współodkrywcę nowego obiektu astronomicznego. Część społeczności astronomicznej uważała, że ​​Bell w swojej pracy magisterskiej zdał jedynie relację o zjawisku, którego nie rozumiała. Inni naukowcy, w tym Fred Hoyle , wyrazili oburzenie z powodu tego, co uważają za niesprawiedliwość.

Odkrycie pulsarów umożliwiło ważny rozwój wielu dyscyplin astrofizyki , od testów ogólnej teorii względności i fizyki skondensowanej materii po badania struktury Drogi Mlecznej , przechodzącej z pewnością supernowe . Badanie pulsara podwójnego , PSR B1913+16 , po raz pierwszy umożliwiło uwypuklenie rzeczywistości promieniowania grawitacyjnego przewidywanego przez ogólną teorię względności, a także zostało nagrodzone Nagrodą Nobla w dziedzinie fizyki ( Russell Alan Hulse i Joseph Hootona Taylora , w 1993 ).

Ponieważ emisja pulsara jest ograniczona do stożka, wielu pulsarów nie można zaobserwować z Ziemi, ponieważ ten ostatni nie znajduje się w stożku omiatanym przez wiązkę wielu pulsarów. Niemniej jednak, obecnie znanych jest ponad 2000 pulsarów (2007), prawie wszystkie z nich znajdują się w Drodze Mlecznej lub niektórych jej gromadach kulistych , a pozostałe, bardzo nieliczne, znajdują się w Drodze Mlecznej.dwa Obłoki Magellana . Nawet pulsar tak energetyczny jak najbardziej energetyczny ze znanych pulsarów (pulsar w Krabie , zwany także PSR B0531 + 21 ) byłby a priori niewykrywalny, gdyby był obserwowany z Galaktyki Andromedy (M31), Drogi Mlecznej i Obłoków Magellana. jedyne galaktyki, w których wydaje się możliwe badanie tych obiektów przy użyciu obecnych technologii.

Istnieje wiele rodzajów pulsarów (pulsary radiowe, pulsary X, anormalne pulsary X , magnetary , pulsary milisekundowe ), których właściwości zależą zasadniczo od ich wieku i środowiska.

• W pulsary radiowe stanowią większość populacji obserwowano pulsarów. Są to obiekty wykrywane w polu fal radiowych poprzez ich emisję impulsową. Ich detekcja jest przedmiotem specjalnych technik, a pulsacyjny charakter emisji jest stosunkowo trudny do wykazania, poza specyficznymi właściwościami niektórych z tych pulsarów ( w szczególności impulsów olbrzymich ). Paradoksalnie, dokładny fizyczny proces, który wyjaśnia intensywną emisję radiową tych obiektów, nie jest dobrze znany… co w żaden sposób nie uniemożliwia nam badania tych obiektów za jego pośrednictwem.
• Pulsar X , emisja w zakresie promieniowania rentgenowskiego właściwości, które obejmuje kilka różnych zjawisk. Ta emisja promieniowania rentgenowskiego na ogół nie jest spowodowana emisją z ich powierzchni, która jest jednak bardzo gorąca (kilka milionów Kelvinów , a nawet znacznie więcej), ale jest wytwarzana poza nią w procesach energetycznych wynikających z gwałtownej rotacji gwiazdy neutronowej. Inną możliwością jest to, że jest to spowodowane uwolnieniem bardzo intensywnej energii spowodowanej rozbijaniem się materii na ich powierzchni i nagrzewaniem się, gdy na nią spada. Pulsary takie znajdują się w układzie podwójnym, w którym krążą z towarzyszem, którym jest zwykła gwiazda . Jeżeli emisja promieniowania rentgenowskiego tego typu obiektu jest w tym przypadku bardzo łatwa do zaobserwowania (energia w ten sposób wypromieniowana jest znaczna, rzędu 10 31  watów , czyli kilkadziesiąt tysięcy jasności słonecznych ), to ma on charakter pulsacyjny. z drugiej strony znacznie trudniejsze do zademonstrowania, do tego stopnia, że ​​różne źródła tego typu (z oczywistych względów binarnych X ) nie są identyfikowalne jako pulsary X.
• W pulsary gamma są jak sama nazwa wskazuje, Pulsar emitujących w zakresie promieniowania gamma . Gdy obiekty te nie są częścią układu podwójnego, ich emisja gamma jest rzadka (a w każdym razie trudna do wykrycia): tylko 7 pulsarów gamma jest znanych na początku 2008 roku, przed wystrzeleniem satelity Fermi (w 2013 roku ponad sto ). Jeśli poza pulsarami występującymi w układach podwójnych, prawie wszystkie pulsary X i gamma są również pulsarami radiowymi. Jedynym ( wartym uwagi) wyjątkiem od tej reguły jest PSR J0633 + 1746 , lepiej znany pod nazwą Geminga, który paradoksalnie jest jednym z najpotężniejszych źródeł gamma na niebie, ale który do dziś pozostaje całkowicie niewykrywalny przez radio.
• Te nietypowe X pulsary są jak sama nazwa wskazuje pulsarów X, którego emisja jest „nienormalne”, czyli większa niż emisji maksymalnej że obiekty te powinny a priori mieć. Są znakiem, że inny proces fizyczny, dotychczas słabo rozpoznany, dodaje im znacznej energii.
• W magnetary są Pulsar, którego pole magnetyczne jest bardzo wysoka (do 10 11  -tesla ). Takie obiekty są prawdopodobnie bardzo młode. Nie jest dobrze ustalone, czy obiekty te są z natury rzadkie, czy też reprezentują krótki, ale normalny przejściowy stan życia pulsara.
• W milisekunda pulsary bardzo starych pulsary mają bardzo słabe pole magnetyczne (na pulsara wciąż rzędu 10 4  Tesla), ale z bardzo dużą prędkością. Pulsary te często znajdują się na orbicie wokół towarzysza, zwykle gwiazdy lub białego karła . Obecność tego towarzysza wydaje się odgrywać kluczową rolę w tworzeniu tych obiektów.

Historia odkryć

Pulsary zostały odkryte w 1967 roku przez Jocelyn Bell i Antony Hewisha w Cambridge więc użył teleskopu do badania scyntylacji z kwazarów . Znaleźli bardzo regularny sygnał, składający się z krótkich impulsów promieniowania powtarzających się bardzo regularnie (okres 1,337 301 192 sekund mierzony następnie z bardzo dużą precyzją). Bardzo regularne pojawienie się sygnału przemawiało za sztucznym pochodzeniem, ale pochodzenie ziemskie zostało wykluczone, ponieważ czas potrzebny do ponownego pojawienia się był dniem syderycznym, a nie słonecznym , co wskazuje na stałą pozycję na sferze niebieskiej , coś niemożliwego dla sztucznego satelita .

Ten nowy obiekt został ochrzczony CP 1919 dla „Cambridge Pulsar w 19  h  19 o rektascensji  ” i nazywa się dzisiaj PSR B1919 + 21 dla „Pulsar na 19  godz  19 w rektascensji i + 21 ° deklinacji  ” . Jean-Pierre Luminet wskazuje, że „kiedy te niezwykłe obiekty zostały odkryte w 1967 roku, niektórzy astronomowie po raz pierwszy uwierzyli, że są to sztuczne sygnały emitowane przez pozaziemską inteligencję , ponieważ regularność pulsacji wydawała się nadprzyrodzona”  : w ten sposób ochrzczono pierwszy pulsar„  LGM-1  ”- i tak dalej dla następujących: LGM-2  itp.  - dla Małych Zielonych Ludzików -1 ( dosł. "  małych zielonych ludzików -1"). Po wielu spekulacjach przyjęto, że jedynym naturalnym obiektem, który może być odpowiedzialny za ten sygnał, jest szybko obracająca się gwiazda neutronowa . Obiekty te nie były jeszcze wtedy obserwowane, ale ich istnienie jako produktu eksplozji masywnej gwiazdy pod koniec jej życia nie budziło wątpliwości. Odkrycie pulsara PSR B0531 + 21 w Mgławicy Krab (M1), wynik historycznej supernowej SN 1054, obficie opisanej przez astronomów z Dalekiego Wschodu (Chiny, Japonia), zakończyło identyfikację pulsarów i gwiazd neutronowych.

Populacja pulsarów jest stopniowo wzbogacana o nowe obiekty, z których niektóre miały nietypowe właściwości. W ten sposób w 1974 roku odkryto pierwszy pulsar binarny , czyli część układu podwójnego . Miał niezwykłą właściwość posiadania jako towarzysza innej gwiazdy neutronowej, tworzącej z nim układ podwójny na niezwykle ciasnej orbicie, do tego stopnia, że powszechna grawitacja nie pozwala wyjaśnić szczegółów orbity pulsara, ujawnionych przez modulacje czasów przybycia impulsowej emisji tych obiektów. Wysoka dokładność pomiarów pozwoliła astronomom obliczyć utratę energii orbitalnej z tego układu, którą przypisuje się emisji fal grawitacyjnych . Jeszcze bardziej niezwykły układ został odkryty w 2004 roku , podwójny pulsar PSR J0737-3039 . Ten system składa się z dwóch gwiazd neutronowych, które są postrzegane jako pulsary. Tworzą one najściślejszy znany do tej pory układ gwiazd neutronowych z okresem orbitalnym około dwóch godzin. Co jeszcze bardziej niezwykłe, nachylenie tego układu jest bardzo małe (układ jest prawie widoczny w jego płaszczyźnie orbitalnej ), do tego stopnia, że ​​zjawisko zaćmienia występuje przez kilkadziesiąt sekund podczas obrotu układu. Zaćmienie to nie jest spowodowane maskowaniem pulsara tła przez powierzchnię pierwszego planu, ale faktem, że pulsary są otoczone silnie namagnesowanym obszarem, magnetosferą , siedliskiem złożonych zjawisk elektromagnetycznych. Ta magnetosfera prawdopodobnie zapobiegnie rozprzestrzenianiu się promieniowania z pulsara tła, oferując wyjątkową możliwość badania struktury magnetosfery tych obiektów.

W 1980 roku , milisekunda pulsary odkryto , które jak nazwa wskazuje mają okresy z kilku milisekund (zazwyczaj od 2 do 5 ). Od 1982 r. najwyższą częstotliwość obrotową miał pulsar PSR B1937+21 . Jego częstotliwość obrotowa wynosiła 642  Hz . W ciągu miesiącastyczeń 2006Publikacja donosi o wykryciu pulsara o nazwie PSR J1748-2446AD (Ter5ad lub w skrócie pulsar znajduje się w kulistej Terzan 5  (in) ) i częstotliwość rotacji wzrasta do 716  Hz . Poszukiwanie najszybciej wirujących pulsarów ma duże znaczenie dla badania tych obiektów. Rzeczywiście, ich maksymalny okres obrotu jest bezpośrednio związany z ich rozmiarem: im mniejszy jest ich rozmiar, tym wyższa może być jego maksymalna prędkość obrotu, ponieważ prędkość obrotu obiektu jest ograniczona faktem, że siła odśrodkowa siły nie może przekroczyć siły grawitacja, w przeciwnym razie obiekt spontanicznie utraciłby masę znajdującą się w jego rejonach równikowych. Siła odśrodkowa doświadczana przez regiony równikowe wzrasta wraz z rozmiarem obiektu, podczas gdy jego grawitacja powierzchniowa maleje. Bardzo szybko obracający się obiekt jest więc znakiem wewnętrznie małego obiektu, który może pozwolić na utrwalenie jego wewnętrznej struktury, przy czym bardzo mała gwiazda neutronowa jest znakiem nie obiektu niezbyt masywnego, ale obiektu bardzo zwartego .

Obserwacja i detekcja pulsarów

Pulsary są na ogół łatwiej obserwowane w radiu. Jednak ich wykrycie wymaga pewnej ostrożności. Rzeczywiście, prędkość propagacji fal radiowych jest nieznacznie mniejsza niż światła ze względu na bardzo niską, ale nie zerową gęstość ośrodka międzygwiazdowego . Obliczenia wskazują, że prędkość propagacji zależy od długości fali obserwacji. W konsekwencji ciąg impulsów pulsara przybędzie przesunięty z jednej częstotliwości na drugą, co nazywa się miarą dyspersji . Jeśli obserwujemy w zbyt szerokim paśmie częstotliwości, przesunięcie czasów przybycia może stać się większe niż okres pulsara i tracimy okresową emisję tego ostatniego. Aby wykryć pulsar, konieczne jest zatem obserwowanie bardzo wąskich pasm częstotliwości. Problem w tym, że otrzymana gęstość strumienia jest bardzo niska. W praktyce problem omijamy obserwując kilka pasm częstotliwości i sprawdzając, czy uda nam się je połączyć w sygnał okresowy po założeniu występowania dyspersji.

Poniższa tabela przedstawia główne operacje dedykowane na jednym z dużych naziemnych radioteleskopów w celu wykrywania pulsarów.

Fizyka pulsara

Pochodzenie emisji „impulsowej”

Obserwowane impulsy są wytwarzane przez promieniowanie z wirującej gwiazdy neutronowej. Ponieważ promieniowanie nie jest izotropowe , rotacja gwiazdy powoduje jej czasową modulację. Interpretacja jest taka, że ​​procesy promieniowania są związane z polem magnetycznym gwiazdy neutronowej, a oś pola magnetycznego nie jest zgodna z jej osią obrotu. W ten sposób promieniowanie, które wydaje się być skoncentrowane na biegunach magnetycznych gwiazdy, jest w danym momencie emitowane w postaci dwóch wiązek w przeciwnych kierunkach. Te dwie wiązki przelatują przez przestrzeń w wyniku rotacji gwiazdy neutronowej, opisując stożek o określonej grubości.

Najbardziej przekonującym dowodem z powyższego scenariusza jest to, że gwiazda neutronowa zachowuje się w ten sposób jak obracający się dipol magnetyczny . Taka konfiguracja prawdopodobnie traci energię z powodu rotacji, więc okres sygnałów pulsarowych musi się z czasem wydłużać. Zjawisko spowolnienia pulsarów jest rzeczywiście obserwowane w tych obiektach niemal systematycznie. Dokładniej, możliwe jest przewidzenie dokładnego kształtu obserwowanego spowolnienia pulsarów. Z jednej strony można porównać wiek wyprowadzony z obserwacji spowolnienia z rzeczywistym wiekiem pulsara, gdy ten ostatni jest znany (jak pulsar Krab), z drugiej strony prawo Czasu Czasowego ewolucja okresu rotacji pulsara musi zależeć od parametru zwanego indeksem hamowania , którego oczekiwana wartość wynosi 3 . Wskaźnik ten jest niestety dość trudny do zmierzenia (można go wykazać dopiero za kilka lat na młodych pulsarach), ale znaleziona wartość jest często stosunkowo bliska 3 , chociaż prawie systematycznie niższa od tej wartości. Przyczyna tej rozbieżności nie jest obecnie dobrze znana.

Populacja pulsarów: wykres „punktu PP”

Zjawisko spowalniania pulsara powoduje powolny wzrost okresu P pulsara, który z czasem powoli rośnie. Ten wzrost jest tradycyjnie odnotowywany (wymawiane P punkt lub P kropka w języku angielskim ), pochodna czasowa wielkości fizycznej jest zwykle odnotowywana z punktem powyżej wspomnianej wielkości. Charakterystyczny czas, w którym wydłuża się okres, jest rzędu wieku pulsara. Ponieważ większość z tych obiektów jest wykrywalna przez kilka milionów lat, tempo wzrostu okresu pulsara jest niezwykle powolne. Nawet jeśli to tempo wzrostu jest stosunkowo łatwe do wykazania (w ciągu zaledwie kilku godzin obserwacji), pozostaje faktem, że pulsary można postrzegać jako niezwykle stabilne zegary naturalne, których długoterminowa stabilność jest porównywalna z najlepszymi ziemskimi zegarami atomowymi. . P˙{\ styl wyświetlania {\ kropka {P}}}

Wykres punktowy PP pokazuje kilka rodzajów pulsarów.

• Większość populacji pulsarów ma okres rotacji wyśrodkowany na jedną sekundę (od 0,2 do 2 sekund) i spowolnienie między 10 -14 a 10 -16 . Te dwie figury ilustrują ekstremalną stabilność sygnału emitowanego przez pulsar. Charakterystyczny czas, w którym jego okres zmienia się o współczynnik 2 (przy założeniu, że okres zmienia się liniowo w czasie) jest równy , czyli z wartościami 1 sekundy i 10 -15 dla okresu i opóźnienia, 10 15  sekund, czyli kilkadziesiąt milionów lat. Amplituda deceleracji jest bezpośrednio związana z polem magnetycznym pulsara. Jest to niezwykle wysokie, głównie dlatego, że podczas zapadania się jądra gwiazdy, z którego powstaje supernowa, zostaje zachowany strumień magnetyczny B R 2 , gdzie B jest polem magnetycznym, a R promieniem gwiazdy. R przechodząc z wartości kilkudziesięciu tysięcy kilometrów do dziesięciu kilometrów, obserwuje się znaczne zwiększenie pola magnetycznego.P/P˙{\ styl wyświetlania P / {\ kropka {P}}}
• Niektóre pulsary są obserwowane nie tylko w domenie radiowej, ale wykazują modulowaną emisję o wysokiej energii, to znaczy w domenie promieni rentgenowskich lub gamma . Pulsary te mają bardzo duże spowolnienie, większe niż 10 -14 lub nawet 10 -10 . Wysoka wartość opóźnienia wskazuje na młode obiekty, co jest hipotezą zgodną z wysoką emisją energii. Te pulsary emitujące wysoką energię podzieliły się na dwie odrębne populacje: jedną z krótkim okresem (rzędu 0,1 sekundy) i umiarkowanie dużym spowolnieniem (od 10 -13 do 10 -14 , drugą z bardzo długim okresem czasu (od 5 i 12 sekund) oraz bardzo silne spowolnienie (możliwość przekroczenia 10 -10 ) Ta druga klasa reprezentuje tak zwane nieprawidłowe pulsary X (patrz poniżej).
• Pulsary znajdują się w układach binarnych. Nie jest to zaskakujące, ponieważ większość gwiazd rodzi się w układach podwójnych. Gwiazda ma krótszą żywotność, im większa jest jej masa. Masywna gwiazda zdolna do wytworzenia supernowej pod koniec swojego życia, a następnie gwiazda neutronowa opuści tę ostatnią na orbicie wokół swojego towarzysza. Może dziwić, że układ podwójny przetrwa wybuch supernowej. Obliczenia wskazują jednak, że tak jest. W takiej konfiguracji druga gwiazda będzie nadal ewoluować. W tym czasie prawdopodobnie straci masę, na przykład z powodu zjawiska wiatru gwiezdnego lub podczas tzw. fazy czerwonego olbrzyma, gdzie jego objętość znacznie wzrośnie do tego stopnia, że ​​część jego warstw zewnętrznych źródeł zostanie wychwycona przez sąsiedni neutron. gwiazda (nazywa się to akrecją ). W takim przypadku materiał w ten sposób oderwany podąża złożoną trajektorią, zanim zapadnie się spiralnie na powierzchni gwiazdy neutronowej, której nadaje uzyskany moment pędu . Zjawisko to powoduje przyspieszenie okresu rotacji pulsara, który w ten sposób zostaje „zawrócony”, ponownie nabierając bardzo szybkiego okresu rotacji, typowo od 2 do 20 milisekund. Takie pulsary z oczywistych względów nazywane są pulsarami milisekundowymi . Z drugiej strony ich spowolnienie jest bardzo słabe, co oznacza, że ​​ich pole magnetyczne znacznie spadło. Przyczyna tego zjawiska nie jest dziś dobrze znana, wydaje się, że jest ona ściśle związana z procesem akrecji, który przetwarza pulsar.

Ewolucja pulsarów

Począwszy od początkowego okresu niewątpliwie bardzo szybkiej rotacji (kilkadziesiąt milisekund, a nawet tylko kilka milisekund), pulsary zwalniają powoli. Od czasu do czasu obserwujemy bardzo nagłe, choć niewielkie zmiany tej prędkości obrotowej, zjawisko zwane glitch . Jedną z interpretacji tego zjawiska było to, że pulsar musiał regularnie dostosowywać kształt swojej stałej skorupy ze względu na spowolnienie rotacji, która musiała być coraz bardziej kulista. W ten sposób mówimy o „trzęsienie gwiezdne”, chociaż termin „ trzęsienie skorupy ” jest bardziej odpowiedni ( trzęsienie ziemi lub trzęsienie skorupy w języku angielskim , przez analogię do trzęsienia ziemi, które oznacza „  trzęsienie ziemi  ”). Ta interpretacja jest zgodna z obserwacjami niektórych pulsarów, ale koliduje z zachowaniem innych pulsarów, w szczególności Vela. Obecnie ustalono, że przynajmniej w przypadku niektórych pulsarów zjawisko glitch jest spowodowane złożonym sprzężeniem między stałą skorupą gwiazdy neutronowej a jej jądrem, które jest nadciekłe . Naiwny model opisuje zatem gwiazdę neutronową jako złożoną z dwóch warstw, skorupy i serca, których rotacja zostaje gwałtownie rozdzielona, ​​zanim dzięki lepkości obie synchronizują się ponownie, jak ładunek jajka, któremu nadawany jest ruch obrotowy. Obrót skorupki jaja, początkowo bardzo szybko, zwalnia, ponieważ siły lepkości ciągną żółtko i białko jaja z taką samą prędkością jak skorupka (początkowo tylko skorupka się obraca i dzięki zachowaniu momentu pędu , całkowity obrót konfiguracja równowagi, w której wszystko obraca się synchronicznie, jest wolniejsze niż ta, w której obraca się tylko powłoka).

W sztuce i kulturze

Pulsary zostały wykorzystane w kompozycjach muzycznych za ich metronomical aspekcie, zwłaszcza Le Noir de l'Etoile przez Gérard Grisey (1990) lub Pulstar , przez Vangelisa , w jego albumu Albedo 0,39 .
Okładka albumu Unknown Pleasures (1979) grupy Joy Division przedstawia fale pierwszego odkrytego pulsara (pulsar CP 1919 ).
Pulsary są sercem gry planszowej Władimira Suchego Pulsar 2849 (2017).

Zobacz również

Powiązane artykuły

• Rodzaje pulsarów i zjawiska je wytwarzające:
  • Supernowa z zapadającym się sercem , proces powstawania pulsarów
  • Gwiazda neutronowa , obiekt fizyczny, który na początku swojego życia wywołuje zjawisko pulsarów
  • Pulsar milisekundowy lub pulsar z recyklingu, postarzane pulsary, które po akrecji materii stają się ponownie widoczne
  • Pulsar X nienormalny , młode pulsary emitujące bardzo intensywnie w polu rentgenowskim
  • Magnetar , pulsary o najwyższym polu magnetycznym
  • Pulsar X , pulsary emitujące wysoką energię
  • Pulsar gamma , pulsary o największej emisji energii
  • Pulsar binarny , pulsary obecne w układach podwójnych (trzy znane konfiguracje to gwiazda neutronowa-gwiazda neutronowa, gwiazda neutronowa-biały karzeł lub gwiazda neutronowa-zwykła; do tej pory nie jest znana żadna para gwiazda neutronowa-czarna dziura)
  • Podwójny pulsar, konfiguracja dwóch gwiazd neutronowych, których dwa członki są obserwowane jako pulsar; obecnie znany jest tylko jeden taki obiekt
• Niektóre słynne pulsary:
  • PSR B1919 + 21 , pierwszy odkryty
  • PSR B0531 + 21 , czyli pulsar krabowy , związany z historyczną supernową SN 1054
  • PSR B0833-45 lub pulsar Vela, inny młody pulsar odkryty we wczesnej historii pulsarów
  • PSR J0633 + 1746 , lub Geminga, jedyny zidentyfikowany dziś pulsar nie wykazujący żadnej znanej emisji radiowej
  • PSR B1257 + 12 , pierwsza gwiazda, wokół której odkryto planetę pozasłoneczną ( planeta pulsarowa )
  • PSR B1937 + 21 , pierwszy pulsar milisekundowy
  • PSR B1913 + 16 , pierwszy pulsar binarny
  • PSR J0737-3039 , pierwszy podwójny pulsar
  • Zobacz także Lista ważnych pulsarów
• Powiązane terminy techniczne:
  • Oznaczenie pulsarów
  • Spowolnienie pulsarów
  • Charakterystyczny wiek
  • Wiek kinematyczny
  • Wskaźnik hamowania
  • Paralaksa chronometryczna
  • Efekt Chklovskiego
  • Szum chronometryczny
  • Usterka (astronomia)
  • Zwolnij jasność
  • Pomiar dyspersji
  • Pomiar rotacji
• Dokładniej związany z samym sygnałem radiowym:
  • Puls (astronomia)
  • Pod pulsem
  • Dryf impulsu
  • Anulowanie impulsu
  • Olbrzymi puls
  • Parametr aktywności
  • Mikrostruktura
• Niektórzy gracze w badaniu pulsarów:
  • Jocelyn Bell Burnell i Antony Hewish , odkrywcy
  • Franco Pacini i Thomas Gold , teoretycy, którzy podali prawidłowy opis
  • Francis Graham-Smith
  • Wiktoria Kaspi
  • Andrew G. Lyne
  • Russell Alan Hulse i Joseph Hooton Taylor
  • Richard Manchester
  • Aleksander Wolszczan
• Główne obserwatoria, które odkryły pulsary:
  • Obserwatorium radioastronomiczne Mullarda
  • Obserwatorium Arecibobo
  • Obserwatorium Parkes
  • Obserwatorium Jodrell Banku
  • Obserwatorium Molonglo
  • Obserwatorium Zielonego Banku

Linki zewnętrzne

• (pl) Katalog pulsarów , prowadzony przez Australia Telescope National Facility
• (pl) Strona poświęcona pulsarom na stanowisku obserwatorium Jodrell Bank , zawierająca w szczególności:
  • (pl) "Dźwięk" pulsarów , transkrypcja w kategoriach dźwięku okresowego sygnału radiowego niektórych znanych pulsarów
• (en) Strona Pulsar , na stronie internetowej radioteleskopu Arecibo

Uwagi i referencje

1. Jean Rösch , „  Ostatnie postępy w astronomii  ”, L'Astronomie , tom.  83,Luty 1969, s.  79-85 ( Bibcode  1969LAstr..83 ... 79R , przeczytaj online [PDF] , dostęp 13 stycznia 2016 ).
2. Annie Baglin , „  Les pulsars  ”, L'Astronomie , tom.  83,Czerwiec 1969, s.  233-243 ( Bibcode  1969LAstr..83..233B , przeczytaj online [PDF] , dostęp 13 stycznia 2016 ).
3. „Pulsar” , w Słowniku Akademii Francuskiej , na temat Narodowego Centrum Zasobów Tekstowych i Leksykalnych (konsultowane na13 stycznia 2016) .
4. Entry "  pulsar  " , na larousse.fr/dictionnaires/francais , Larousse (dostęp 13 stycznia 2016 ) .
5. (w) Yogesh Maan , Tomograficzne badania stożków emisji radiowej pulsarów i poszukiwania radiowych odpowiedników pulsarów gamma (praca doktorska pod kierunkiem A. Avinash Deshpande), Bangalore, Indyjski Instytut Nauki ,lipiec 2013, XVI -180  s. ( przeczytaj online [PDF] ) , rozdz.  1 („Wprowadzenie”) , ust. 1.1 („  Krótkie wprowadzenie do pulsarów  ”), s.  1 , rz.  1.
6. (w) Dirk ter Haar , „  Pulsary  ” , Biuletyn Towarzystwa Astronomicznego Indii , tom.  7,lipiec 1979, s.  56-60 ( Bibcode  1979BASI .... 7 ... 56T , przeczytaj online [PDF] , dostęp 13 stycznia 2016 ).
7. (w) René Paul Breton , pulsary radiowe w układach podwójnych (PhD), Montreal, McGill University ,grudzień 2008, XVII -216  s. ( Bibcode  2009PhDT ....... 223B , arXiv  0907.2623 , przeczytaj online [PDF] ) , rozdz.  1 („Wprowadzenie”) , ust. 1.2 („  Tło historyczne  ”), §  1.2.1 („  Wielkie odkrycie  ”), s. 1.  9.
8. Hasło „pulsar” w Jean-Paul Kurtz , Słownik etymologii, leksykologii i historii anglicyzmów i amerykanizmów , t.  3: od kałuży do powiększenia . , Paryż, Książki na żądanie ,2013, 502  pkt. , 22  cm ( ISBN  978-2-322-03441-3 i 2-322-03441-X , OCLC  931693895 , informacja BNF n O  FRBNF43731616 ) , str.  997 [ przeczytaj online  (strona skonsultowana 13 stycznia 2016 r.)] .
9. (w) Bernard F. Burke i Francis Graham-Smith , Wprowadzenie do radioastronomii [ „Wprowadzenie do astronomii”], Cambridge and New York, Cambridge University Press ,20103 e  wyd. ( przedruk. 2014) ( 1 st  ed. 1996), XII -444  s. 24,4 x 17  cm ( ISBN  978-0-521-87808-1 , 0-521-87808-X i 1-107-67260-0 , OCLC  495268052 , instrukcje BNF n O  FRBNF42122022 , prezentacja online ) , rozdz.  12 („Pulsary”) , s.  253 [ przeczytaj online  (strona skonsultowana 13 stycznia 2016 r.)] .
10. Jérôme Novak i Micaela Oertel , "  Gwiazdy neutronowe: Sondy kosmiczne  " Dossier Pour La Science , n O  83 "tajemnic kosmosu: od Wielkiego Wybuchu do czarnych dziur",kwiecień-czerwiec 2014( przeczytaj online , skonsultowano 13 stycznia 2016 r. ).
11. (en) High Energy Astrophysics Science Archive Research Center ( NAS ) , "  Jocelyn Bell Burnell  " na StarChild ,kwiecień 2018(dostęp 17 kwietnia 2018 ) .
12. (w) Elizabeth H. Oakes, Encyclopedia of World Scientists: LZ , New York, Infobase Publishing ,2007( 1 st  ed. 2001), 913  , str. ( ISBN  978-0-8160-6158-7 i 0-8160-6158-0 ) , s.  51-52, 330.
13. (w) Encyclopædia Britannica , "  Jocelyn Bell Burnell  " ,18 września 2015(dostęp 17 kwietnia 2018 ) .
14. Tristan Vey, „  Ci naukowcy niesłusznie pozbawieni Nobla  ” , Le Figaro ,4 października 2010( ISSN  0182-5852 , dostęp 17 kwietnia 2018 ) .
15. (w) Fundacja Nobla , „  Nagroda Nobla w dziedzinie fizyki w 1974  ” [ „Nagroda Nobla w dziedzinie fizyki w 1974”], na www.nobelprize.org ,kwiecień 2018(dostęp 17 kwietnia 2018 ) .
16. (w) The New York Times , „  Hoyle Disputes Nobel Physics Award  ” ,22 marca 1975 r.(dostęp 17 kwietnia 2018 ) .
17. François Rothen ( pref.  Michel Mayor ), Fascynacja gdzie indziej: łowcy planet , Lozanna, Presses polytechniques et universitaire romandes , coll.  „Skup się na nauce”,2015, 303  pkt. ( ISBN  978-2-88915-140-0 i 2-88915-140-9 , OCLC  929823933 , informacja BNF n O  FRBNF44399667 ) , str.  133-135.
18. Suzy Collin-Zahn, Od kwazarów do czarnych dziur , Les Ulis, EDP ​​​​Sciences , coll.  "Nauka i historia",2009, 455  pkt. ( ISBN  978-2-7598-0377-4 i 2-7598-0377-5 , OCLC  837924295 , informacja BNF n O  FRBNF41407454 ) , str.  246.
19. Układ podwójny X może również składać się z kombinacji gwiazda- czarna dziura , która może być bardzo trudna do odróżnienia od kombinacji gwiazda-pulsar.
20. Jean-Pierre Luminet "  Śmierć gwiazdy  ", badania na śmierć , n O  124,2003, s.  9-20 ( czytaj online , konsultacja 29 grudnia 2016 r. ). Przez Cairn.info .
21. (w) MI Large , AE Vaughan & R. Wielebiński  (de) , Pulsar Search Molonglo at the Radio Observatory , Nature , 220 , 753-756 (1968) Patrz online (dostęp ograniczony) .
22. (w) AE Vaughan , MI Large i R. Wielebiński , Three New Pulsars , Nature , 222 , 963 (1969) Zob .
23. (w) JG Davies , MI Large & AC Pickwick , Five New Pulsars , Nature , 227 , 1123-1124 (1970) Zob .
24. (w) JG Davies i MI Large , A single-pulse search for pulsar , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 149 , 301-310 (1970) Zobacz online .
25. (w) RA Hulse i JH Taylor , A High-Sensitivity Pulsar Survey , The Astrophysical Journal Letters , 191 , L59-L61 (1974) Zobacz online .
26. (w) RA Hulse i JH Taylor , Głęboka próbka nowych pulsarów i ich zasięg przestrzenny w galaktyce , The Astrophysical Journal Letters , 201 , L55-L59 (1975) Zobacz online .
27. (w) Richard Manchester et al. , Drugi przegląd pulsarów Molonglo - odkrycie 155 pulsarów , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 185 , 409-421 (1978) Zobacz online .
28. (w) Pan Damashek i in. , Northern Hemisphere Badanie pulsar - Trzeci pulsar radiowy w systemie binarnym , Astrophysical Journal Letters , 253 , L57-L60 (1982) Zobacz online .
29. (en) GH Sökes et al. , A survey for short-period pulsars , Nature , „ 317 , 787-788 (1985) Patrz online (ograniczony dostęp) .
30. (en) RJ Dewey i in. , A search for low-luminosity pulsars , The Astrophysical Journal Letters , 294 , L25-L29 (1985) Zobacz online .
31. (en) GH Stokes i in. , Wyniki dwóch przeglądów szybkich pulsarów , The Astrophysical Journal , 311 , 694-700 (1986) Patrz online .
32. (en) TR Clifton i in. , Wysokoczęstotliwościowy przegląd płaszczyzny galaktycznej dla młodych i odległych pulsarów , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 254 , 177-184 (1992) Zobacz online .
33. (en) Simon Johnston i in. , Wysokoczęstotliwościowe przeglądy południowej płaszczyzny galaktycznej dla pulsarów , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 255 , 401-411 (1992) Zobacz online .
34. (en) RS Foster i in. , A High Galactic Latitude Pulsar Survey of the Arecibo Sky , The Astrophysical Journal , 454 , 826-830 (1995) Zobacz online .
35. (w) Richard Manchester et al. , Parkes Southern Pulsar Survey. I. Systemy obserwacji i analizy danych oraz wstępne wyniki , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 279 , 1235-1250 (1996) Zob .
36. (en) Fernando Camilo i in. , Badanie pasów deklinacji Princeton-Arecibo dla pulsarów milisekundowych. I , The Astrophysical Journal , 469 , 819-827 (1996) Patrz online .
37. (w) PS Ray i in. , A Survey for Millisecond Pulsars , The Astrophysical Journal , 470 , 1103-1110 (1996) Patrz online .
38. (en) RT Edwards i in. , Przegląd pulsarów o średniej szerokości geograficznej w Swinburne , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 326 , 358-374 (2001) Zobacz online .
39. (w) Richard Manchester et al. , Wielowiązkowy przegląd pulsarów Parkesa - I . Systemy obserwacji i analizy danych, odkrycie i czas występowania 100 pulsarów , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 328 , 17-35 (2001) Zobacz online .
40. (w) DJ Morris i in. , Wielowiązkowe badanie pulsarowe Parkesa - II . Odkrycie i czas występowania 120 pulsarów , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 335 , 275-290 (2002) Zobacz online .
41. (w) Kramer  (w) i in. , Badanie pulsarowe Parkes Multibeam Pulsar - III . Młode pulsary oraz odkrycie i czas występowania 200 pulsarów , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 342 , 1299-1324 (2003) Zobacz online .
42. Istnieje kilka wyjątków, które można podzielić na dwie klasy: pulsary zawarte w układach podwójnych prawdopodobnie zobaczą przyspieszenie rotacji, gdy wychwytują materię z towarzyszącej im gwiazdy (zjawisko zwane akrecją ) oraz może wystąpić pozorna rotacja pulsarów jeśli obserwujemy pulsar przyspieszający w przestrzeni w kierunku zorientowanym na obserwatora, na przykład w obrębie pewnych gromad kulistych ( efekt Szklowskiego ).
43. "  The Black gwiazdy, Gérard Grisey  " na brahms.ircam.fr (dostęp na 1 st września 2019 ) .
44. Jest prawdopodobne, że pewna liczba zidentyfikowanych dzisiaj źródeł promieniowania gamma to również pulsary bez emisji radiowej, ale ich emisja gamma jest dziś zbyt słaba, aby można było dziś podkreślić ich pulsacyjny charakter.