Βικιπαίδεια

PSR B0531+21

Ο PSR B0531+21 ή Πάλσαρ του Καρκίνου ή Πάλσαρ του Μ1 είναι ένας νεαρός σχετικώς πάλσαρ, δηλαδή αστέρας νετρονίων, που βρίσκεται στο κέντρο του λεγόμενου «Νεφελώματος του Καρκίνου» (M1), ονομασία που δημιουργεί σύγχυση, καθώς βρίσκεται στον αστερισμό Ταύρο, και όχι στον αστερισμό Καρκίνο. Ως μεταβλητός αστέρας, φέρει και την ονομασία CM Ταύρου (CM Tauri).

PSR B0531+21
Αστερισμός: Ταύρος
Συντεταγμένες (εποχή 2000.0): α = 5h:34m:32s,
δ = +22°.00′.52″
Φαινόμενο μέγεθος: 16,5
Είδος αστέρα: Αστέρας νετρονίων
Περίοδος περιστροφής: 33,5028583 msec
Απόσταση από τη Γη: 7200 έτη φωτός
Η ακτινοβολία του κεντρικού πάλσαρ δημιουργεί χαρακτηριστικούς δακτυλιοειδείς σχηματισμούς στο Νεφέλωμα Μ1, που διακρίνονται καλύτερα στις ακτίνες Χ. (Ερυθρό: εικόνα ορατού φωτός από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ. Μπλε: εικόνα στις ακτίνες Χ από το Τηλεσκόπιο ακτίνων Χ Τσάντρα.)

Το νεφέλωμα είναι υπόλειμμα υπερκαινοφανούς, δηλαδή δημιουργήθηκε από την έκρηξη ενός υπερκαινοφανούς αστέρα, και συγκεκριμένα του SN 1054, που παρατηρήθηκε από τη Γη το έτος 1054 μ.Χ.[1][2][3]. Ο πάλσαρ PSR B0531+21 είναι ακριβώς ο πρώην πυρήνας του ίδιου αστέρα, που καταστράφηκε με την έκρηξη. Ο πάλσαρ ανακαλύφθηκε το 1968 και υπήρξε ο πρώτος στην ιστορία που συνδέθηκε με ένα υπόλειμμα υπερκαινοφανούς[4], μια θεμελιώδης ανακάλυψη για την εξήγηση του φαινομένου των πάλσαρ ως αστέρων νετρονίων, δηλαδή «αστρικών πτωμάτων» που προκύπτουν από τον θάνατο κανονικών αστέρων μεγάλης μάζας.

Αστροφυσικά χαρακτηριστικά Επεξεργασία

Ο PSR B0531+21 είναι ένας από τους ελάχιστους πάλσαρ που ανιχνεύθηκαν και στο ορατό φως. Το φωτεινό ίχνος του αντιστοιχεί σε διάμετρο περίπου 20 χιλιομέτρων. Ο αστέρας νετρονίων περιστρέφεται γύρω από τον εαυτό του μία φορά κάθε 33,50 χιλιοστά του δευτερολέπτου (29,85 φορές ανά δευτερόλεπτο) και η μάζα του εκτιμάται ότι είναι 40% μεγαλύτερη αυτής του Ήλιου. Η θερμοκρασία της επιφάνειάς του ανέρχεται σε 1,6 εκατομμύριο βαθμούς Κέλβιν ή Κελσίου, ενώ σύμφωνα με θεωρητικά πρότυπα (μοντέλα) η θερμοκρασία στο κέντρο του πρέπει να φθάνει τα 300 εκατομμύρια βαθμούς[5].

Ο αστρικός άνεμος σωματιδίων που εκτοξεύονται με σχετικιστικές ταχύτητες από τον αστέρα παράγει ακτινοβολία σύγχροτρον, η οποία αντιπροσωπεύει το μεγαλύτερο ποσοστό της συνολικής ενέργειας που ακτινοβολεί ολόκληρο το νεφέλωμα από τα ραδιοκύματα μέχρι και τις ακτίνες γ. Το πιο δυναμικό τμήμα του εσώτερου τμήματος του νεφελώματος είναι το σημείο όπου ο άνεμος σωματιδίων από τον ισημερινό του πάλσαρ συναντά το περιβάλλον υλικό, σχηματίζοντας ένα κρουστικό κύμα. Το σχήμα και η θέση αυτού του κρουστικού κύματος μεταβάλλονται γρήγορα, με τον ισημερινό άνεμο να εμφανίζεται ως μία σειρά νηματοειδών χαρακτηριστικών που φωτίζονται και εξαφανίζονται ενώ μετακινούνται απομακρυνόμενοι από τον πάλσαρ, για να διαλυθούν στο κύριο τμήμα του νεφελώματος. Η περίοδος περιστροφής του αστέρα νετρονίων αυξάνεται κατά 38 δισεκατομμυριοστά του δευτερολέπτου κάθε 24ωρο εξαιτίας της ενέργειας περιστροφής που μετατρέπεται σε ενέργεια του αστρικού ανέμου και της ακτινοβολίας[6].

Το νεφέλωμα και ο πάλσαρ χρησιμοποιούνται συχνά ως μονάδα μέτρησης στην αστρονομία των ακτίνων Χ, καθώς είναι ισχυρότατη πηγή ακτίνων Χ, αλλά και η ένταση και το φάσμα τους είναι σταθερά, με εξαίρεση τον ίδιο τον πάλσαρ. Ο πάλσαρ παρέχει ένα ισχυρό περιοδικό σήμα που χρησιμοποιείται για τον έλεγχο του χρονισμού των ανιχνευτών ακτίνων Χ. Στην αστρονομία των ακτίνων X, οι όροι Crab (αγγλική λέξη που σημαίνει «καβούρι») και milliCrab χρησιμοποιούνται μερικές φορές ως μονάδες ροής. Πολύ λίγες πηγές ακτίνων Χ έχουν φωτεινότητα μεγαλύτερη του 1 Crab. 1 millicrab αντιστοιχεί σε πυκνότητα ροής περίπου 2,4x10−11 erg sec−1 cm−2 (2,4x10−14 W m−2) στη «μέση» του φάσματος των ακτίνων Χ, δηλαδή 2 έως 10 χιλιάδων eV.

Ιστορία παρατηρήσεων Επεξεργασία

 
Η εικόνα μόνο στις ακτίνες X του πάλσαρ από το Τηλεσκόπιο ακτίνων Χ Τσάντρα.

Από το 1939 οι αστρονόμοι αναζητούσαν τον κεντρικό αστέρα του Νεφελώματος του Καρκίνου ως υπολείμματος υπερκαινοφανούς. Υπήρχαν δύο υποψήφιοι, αναφερόμενοι στη βιβλιογραφία ως «βόρειος επόμενος» (north following) αστέρας και «νότιος ηγούμενος» (south preceding) αστέρας. Τον Σεπτέμβριο του 1942 ο Βάλτερ Μπάαντε απέκλεισε τον «βόρειο επόμενο», ενώ έκρινε ανεπαρκή τα δεδομένα για να αποφασίσει για τον νότιο αστέρα[7]. Στο ίδιο τεύχος του περιοδικού Astrophysical Journal ο Ρούντολφ Μινκόφσκι με φασματοσκοπικά επιχειρήματα ισχυριζόταν ότι «τα δεδομένα υπονοούν, αλλά δεν αποδεικνύουν, ότι ο νότιος ηγούμενος αστέρας είναι ο κεντρικός αστέρας του νεφελώματος»[8].

Στα τέλη του 1968 οι Ντέιβιντ Στέλιν (David H. Staelin) και Έντουαρντ Ράιφενστάιν (Edward C. Reifenstein III) ανακοίνωσαν την ανακάλυψη δύο παλλόμενων ραδιοπηγών «κοντά στο νεφέλωμα, που θα μπορούσαν να βρίσκονται σε αυτό», χρησιμοποιώντας το ραδιοτηλεσκόπιο των 100 μέτρων του Γκρην Μπανκ[9]. Σε αυτές τις πηγές δόθηκαν τα διακριτικά NP 0527 και NP 0532. Η περίοδος περιστροφής και η ακριβής θέση του PSR B0531+21, που ταυτίζεται με τη ραδιοπηγή NP 0532, ανακαλύφθηκε από τον Ρίτσαρντ Λάβλεϊς (Richard Lovelace) και τους συνεργάτες του στις 10 Νοεμβρίου 1968 με το Ραδιοτηλεσκόπιο του Αρεσίμπο[10].

 
Ο ισχυρός παλμός και ο ασθενέστερος διάπαλμος του Πάλσαρ του Μ1 σε αργή κίνηση στο εγγύς υπέρυθρο φως (μήκος κύματος 800 nm)

Μετέπειτα μελέτη επιβεβαίωσε ότι πράγματι η πηγή NP 0532 βρισκόταν στις συντεταγμένες του Νεφελώματος του Καρκίνου[11][12].

Η παλλόμενη πηγή ανακαλύφθηκε και στο ορατό φως το 1969, αρχικώς από τους Cocke, Disney και Taylor με το τηλεσκόπιο των 91 εκατοστών του Αστεροσκοπείου Στιούαρτ του Πανεπιστημίου της Αριζόνα[13]. Η ανακάλυψή τους επιβεβαιώθηκε από τους Nather, Warner και Macfarlane[14].

Ο PSR B0531+21 υπήρξε ο πρώτος πάλσαρ που υπέρεβη το λεγόμενο «όριο επιβραδύνσεως περιστροφής» (spin-down limit), μετά από αρκετούς μήνες συλλογής δεδομένων από το LIGO. Η περιστροφή των περισσότερων πάλσαρ μπορεί να παρατηρηθεί ότι επιβραδύνεται με πολύ αργό ρυθμό (0,012 Hz ανά έτος στην περίπτωση του PSR B0531+21). Αυτή η επιβράδυνση μπορεί να ερμηνευθεί ως απώλεια περιστροφικής ενέργειας από διάφορες αιτίες. Το «όριο επιβραδύνσεως περιστροφής» αντιστοιχεί στο θεωρητικό άνω όριο του πλάτους των βαρυτικών κυμάτων που μπορεί να εκπέμψει ένας πάλσαρ, με την παραδοχή ότι όλες οι απώλειες στην ενέργεια περιστροφής του μετατρέπονται σε ενέργεια βαρυτικών κυμάτων. Αν δεν παρατηρούνται βαρυτικά κύματα με το αναμενόμενο πλάτος και συχνότητα (μετά από διορθώσεις για το φαινόμενο Ντόπλερ), αυτό αποδεικνύει ότι και άλλοι μηχανισμοί ευθύνονται για την απώλεια ενέργειας περιστροφής. Το ότι δεν έχουν παρατηρηθεί μέχρι σήμερα βαρυτικά κύματα από τον PSR B0531+21 είναι αναμενόμενο, αφού τα φυσικά πρότυπα για την περιστροφική συμμετρία των αστέρων νετρονίων θέτουν ρεαλιστικότερα άνω όρια στο πλάτος των βαρυτικών κυμάτων αρκετές τάξεις μεγέθους κάτω από το όριο επιβραδύνσεως περιστροφής. Ελπίζεται ότι με τη βελτίωση της ευαισθησίας των ανιχνευτών βαρυτικών κυμάτων και τη χρήση πιο μακρόχρονων συνόλων δεδομένων, θα παρατηρηθούν τέτοια κύματα εκπεμπόμενα από πάλσαρς στο μέλλον[15]. Ο μοναδικός άλλος πάλσαρ που υπερβαίνει το «όριο επιβραδύνσεως περιστροφής» μέχρι σήμερα είναι ο Πάλσαρ των Ιστίων.

Παραπομπές Επεξεργασία

  1. ↑ Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula
  2. ↑ Duyvendak, J.J.L. (1942), «Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles», Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54: 91, doi:10.1086/125409 
    Mayall, N.U.; Oort, Jan Hendrik (1942), «Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects», Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54: 95, doi:10.1086/125410 
  3. ↑ Brandt, K. (1983), «Ancient records and the Crab Nebula supernova», The Observatory 103: 106 
  4. ↑ Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998), Introductory Astronomy & Astrophysics (4th έκδοση), Saunders College Publishing, σελ. 369, ISBN 0-03-006228-4 
  5. ↑ ROSAT HRI «Observations of the Crab Pulsar: An Improved Temperature Upper Limit for PSR 0531+21», W. Becker και B. Aschenbach, Max-Planck-Institut F?ur Extraterrestrische Physik (1994)
  6. ↑ Supernovae, Neutron Stars & Pulsars
  7. ↑ Baade, Walter (1942), «The Crab Nebula», Astrophysical Journal 96: 188, doi:10.1086/144446 
  8. ↑ Minkowski, Rudolf (1942), «The Crab Nebula», Astrophysical Journal 96: 199, doi:10.1086/144447 
  9. ↑ Staelin, David H.; Reifenstein, III, Edward C. (1968), «Pulsating radio sources near the Crab Nebula», Science 162 (3861): 1481–3, doi:10.1126/science.162.3861.1481, PMID 17739779 
  10. ↑ IAU Circ. No. 2113, 1968
  11. ↑ Reifenstein, III, Edward C.; Staelin, David H.; Brundage, William D. (1969), «Crab Nebula Pulsar NPO527», Physical Review Letters 22 (7): 311, doi:10.1103/PhysRevLett.22.311 
  12. ↑ Matveenko, L.I. (1968), «Position of a Source of Small Angular Size in the Crab Nebula», Soviet Astronomy 12: 552 
  13. ↑ Cock, W.J.; Disney, M.; Taylor, D.J. (1969), «Discovery of Optical Signals from Pulsar NP 0532», Nature 221 (5180): 525, doi:10.1038/221525a0, http://www.nature.com/nature/journal/v22/n5180/abs/221525a0.html 
  14. ↑ Nather, R.E.; Warner, B.; Macfarlane, M. (1969), «Optical Pulsations in the Crab Nebula Pulsar», Nature 221 (5180): 527, doi:10.1038/221527a0, http://www.nature.com/nature/journal/v221/n5180/abs/221527a0.html 
  15. ↑ The LIGO Scientific Collaboration; Abbott, B.; Abbott, R.; Adhikari, R.; Ajith, P.; Allen, B.; Allen, G.; Amin, R. και άλλοι. (2008), «Beating the spin-down limit on gravitational wave emission from the Crab pulsar», Astrophys.J.:,; Erratum-ibid :L203-L204,2009 683 (706): L45–L50, doi:10.1086/591526+10.1088/0004-637X/706/1/L203 

Δείτε επίσης Επεξεργασία

Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=PSR_B0531%2B21&oldid=10374868"