Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Пульсар удар это имя явление , которое часто вызывает нейтронную звезду двигаться с другой, как правило , существенно больше, скорость , чем его прародитель звезды . Причина пульсаров неизвестна, но многие астрофизики считают, что это должно быть связано с асимметрией взрыва сверхновой. Если это правда, это даст информацию о механизме сверхновой.

Наблюдение [ править ]

Сегодня принято считать, что средний толчок пульсара составляет 200–500 км / с. Однако некоторые пульсары имеют гораздо большую скорость. Например, сверхскоростная звезда B1508 + 55, как сообщается, имеет скорость 1100 км / с и имеет траекторию, ведущую за пределы галактики . Чрезвычайно убедительный пример толчка пульсара можно увидеть в туманности Гитара , где наблюдалась головная ударная волна, генерируемая пульсаром, движущимся относительно туманности остатка сверхновой, и подтверждающая скорость 800 км / с. [1]

Особый интерес представляет, коррелирует ли величина или направление толчка пульсара с другими свойствами пульсара, такими как ось вращения, магнитный момент или напряженность магнитного поля . На сегодняшний день корреляции между напряженностью магнитного поля и величиной толчка не обнаружено. Однако есть некоторые разногласия по поводу того, наблюдалась ли корреляция между осью вращения и направлением удара. Многие годы считалось, что корреляции не существует. В исследованиях Велы и Крабапульсары наблюдались джеты, которые, как полагают, совпадают с осью вращения пульсара. Поскольку эти струи очень близко совпадают с головной ударной волной, а также с непосредственно измеренной скоростью пульсаров, это считается убедительным доказательством того, что удары этих пульсаров совпадают с их осью вращения. Также возможно измерить ось вращения пульсара, используя поляризацию его излучения , и недавнее исследование 24 пульсаров обнаружило сильную корреляцию между поляризацией и направлением удара. Однако такие исследования всегда были сопряжены с трудностями, поскольку неопределенности, связанные с измерением поляризации, очень велики, что затрудняет корреляционные исследования.

Есть вероятность, что распределение скоростей толчка является бимодальным . Убедительное доказательство этой возможности исходит из «проблемы удержания нейтронной звезды». Большинство шаровых скоплений в Млечном Пути имеют убегающую скорость менее 50 км / с, поэтому немногим пульсарам должно быть трудно убежать. Фактически, при прямом измерении распределения скоростей удара мы ожидаем, что останется менее 1% всех пульсаров, рожденных в шаровом скоплении. Но это не так - шаровые скопления содержат много пульсаров, некоторые из которых превышают 1000. Это число можно несколько улучшить, если позволить передать часть импульса импульса двойной системе.партнер. В этом случае, возможно, должны выжить 6%, но этого недостаточно, чтобы объяснить расхождение. Это, по-видимому, означает, что некоторые большие группы пульсаров практически не получают толчка, в то время как другие получают очень большой толчок. Было бы трудно увидеть это бимодальное распределение напрямую, потому что многие схемы измерения скорости устанавливают только верхний предел скорости объекта. Если верно, что некоторые пульсары получают очень слабый толчок, это может дать нам представление о механизме толчков пульсаров, поскольку полное объяснение должно предсказать эту возможность.

Теории [ править ]

Было предложено множество гидродинамических теорий, каждая из которых пытается объяснить асимметрию сверхновой с помощью конвекции или механической нестабильности в предсверхновой звезде. Пожалуй, проще всего понять "сверхстабильный g-режим". В этой теории мы сначала предполагаем, что ядро ​​слегка отодвинуто в сторону от центра звезды. Это увеличивает давление в близлежащих кремниевых и кислородных оболочках звезды. Поскольку скорость ядерных реакций в этих оболочках очень чувствительно зависит от давления, добавленное давление приводит к большому выделению энергии, и ядро ​​отталкивается в другую сторону. Это, в свою очередь, увеличивает давление на другую сторону, и мы обнаруживаем, что ядро ​​начинает раскрываться.колебаться . Было показано, что многие такие моды сверхустойчивы в тяжелых звездах, то есть небольшое возмущение со временем становится большим. Когда звезда взрывается, ядро ​​получает дополнительный импульс в каком-то направлении, который мы наблюдаем как толчок. Было высказано предположение, что гидродинамические модели могут объяснить бимодальное распределение с помощью « сценария дихотомического удара», в котором оболочка предсверхновой звезды украдена двойным компаньоном, что ослабляет механическую нестабильность и, таким образом, уменьшает результирующий выброс.

Существует два основных сценария нейтринного удара, основанные на нарушении четности нейтринных взаимодействий для объяснения асимметрии в распределении нейтрино. Первый использует тот факт, что в присутствии магнитного поля направление, в котором нейтрино рассеивается от ядра , смещено в определенном направлении. Таким образом, если нейтринное излучение происходит в присутствии сильного магнитного поля, мы могли бы ожидать, что средний дрейф нейтрино каким-то образом совпадет с этим полем, и, следовательно, результирующий взрыв будет асимметричным. Основная проблема этой теории состоит в том, что для достижения достаточной асимметрии теории необходимы поля порядка 10 15 Гс., намного сильнее, чем ожидается от тяжелой звезды. Другая теория, основанная на нейтрино, использует тот факт, что сечение рассеяния нейтрино слабо зависит от силы окружающего магнитного поля. Таким образом, если магнитное поле само по себе анизотропно, то могут быть темные пятна, которые по существу непрозрачны для нейтрино. Однако это требует анизотропии порядка 10 16 Гс, что еще более маловероятно.

Последнее основное предложение известно как сценарий электромагнитной ракеты. В этой теории мы предполагаем, что магнитный диполь пульсара смещен по центру и по оси от оси вращения пульсара. Это приводит к асимметрии величины дипольных колебаний, если смотреть сверху и снизу, что, в свою очередь, означает асимметрию излучения излучения . Давление излучениязатем медленно запускает пульсар. Обратите внимание, что это послеродовой удар, и он не имеет ничего общего с асимметрией самой сверхновой. Также обратите внимание, что этот процесс отбирает энергию у вращения пульсара, и поэтому основным ограничением теории является наблюдаемая скорость вращения пульсаров по всей галактике. Главный бонус к этой теории состоит в том, что она фактически предсказывает корреляцию спин-пинок. Однако есть некоторые мнения относительно того, может ли это генерировать достаточно энергии, чтобы объяснить полный диапазон скоростей удара.

Удары черной дыры [ править ]

Большие расстояния над галактической плоскостью, достигаемые некоторыми двойными системами, являются результатом натальных ударов звездной черной дыры . Распределение скоростей натальных ударов черной дыры похоже на распределение скоростей ударов нейтронной звезды. Можно было ожидать, что это будут те же импульсы, что и черные дыры, получившие меньшую скорость, чем нейтронные звезды, из-за их большей массы, но это не похоже на случай. [2] [3]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Кордес, JM; Романи, RW; Лундгрен, SC (1993). «Туманность Гитара: ударная волна от медленно вращающейся высокоскоростной нейтронной звезды». Природа . 362 (6416): 133. Bibcode : 1993Natur.362..133C . DOI : 10.1038 / 362133a0 . S2CID  4341019 .
  2. ^ Репетто, Серена; Дэвис, Мелвин Б. Сигурдссон, Стейнн (2012). «Исследование ударов черной дыры звездных масс». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 425 (4): 2799. arXiv : 1203.3077 . Bibcode : 2012MNRAS.425.2799R . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.21549.x . S2CID 119245969 . 
  3. ^ -Томас Янка, H (2013). «Натальные толчки черных дыр звездной массы из-за асимметричного выброса массы в резервных сверхновых». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 434 (2): 1355–1361. arXiv : 1306,0007 . Bibcode : 2013MNRAS.434.1355J . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt1106 . S2CID 119281755 . 

Библиография [ править ]

  • Филипп Подсядловски; Эрик Пфаль и Саул Раппапорт (2005). "Удары рождения нейтронной звезды". Серия конференций ASP . 328 : 327–336.
  • Донг Лай; Дэвид Ф. Чернофф и Джеймс М. Кордес (2001). «Пульсарные струи: последствия для ударов нейтронных звезд и начальных спинов». Астрофизический журнал . 549 (2): 1111–1118. arXiv : astro-ph / 0007272 . Bibcode : 2001ApJ ... 549.1111L . DOI : 10.1086 / 319455 . S2CID  1990229 .
  • Джеймс М. Кордес; Роджер В. Романи и Скотт С. Лундгрен (1993). «Туманность Гитара: ударная волна от медленно вращающейся высокоскоростной нейтронной звезды». Природа . 362 (6416): 133–135. Bibcode : 1993Natur.362..133C . DOI : 10.1038 / 362133a0 . S2CID  4341019 .
  • Донг Лай (1999). «Физика ударов нейтронных звезд». Звездная астрофизика . Библиотека астрофизики и космической науки. 254 . С. 127–136. arXiv : astro-ph / 9912522 . Bibcode : 2000ASSL..254..127L . DOI : 10.1007 / 978-94-010-0878-5_15 . ISBN 978-94-010-3791-4. S2CID  18944918 .
  • Чен Ван; Донг Лай и Дж.Л. Хан (2006). "Удары нейтронных звезд в изолированных и двойных пульсарах: ограничения наблюдений и последствия для механизмов удара". Астрофизический журнал . 639 (2): 1007–1017. arXiv : astro-ph / 0509484 . Bibcode : 2006ApJ ... 639.1007W . DOI : 10.1086 / 499397 . S2CID  1231368 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Финли, Дэйв; Агилар, Дэвид (31 августа 2005 г.). «Самый быстрый пульсар, выходящий из Галактики, открывают астрономы» . НРАО . Pulsar Kick на скорости 1100 км / с
  • «ПСР В1508 + 55» . SIMBAD . Центр астрономических исследований Страсбурга .