| PSR J1906+0746 | |
|---|---|
| Stjerne | |
| Klynge Terzan 5 | |
| Forskningshistorie | |
| åbner | DRLorimer et al. (36 medforfattere) [1] |
| åbningsdato | 2004 |
| Observationsdata ( Epoke J2000.0 ) |
|
| Type | dobbeltstjerne |
| højre opstigning | 19.06m 48.67s _ _ _ _ |
| deklination | 07° 46′ 28,60″ |
| Afstand |
5,40+0,56 -0,60 PDA (DM) 7.4+2,5 −1,4kpc (HI) |
| Konstellation | Ørn |
| Spektral karakteristika | |
| Spektral klasse | radiopulsar |
| fysiske egenskaber | |
| Vægt | 1.291(11) + 1.322(11) M ⊙ |
| Alder | 110 tusind år |
| Information i databaser | |
| SIMBAD | data |
| Oplysninger i Wikidata ? | |
PSR J1906+0746 er en binær pulsar opdaget i 2004 i stjernebilledet Aquila . I dette system kredser en radiopulsar ( neutronstjerne ) om et fælles massecenter med en noget tungere følgestjerne, som også er en kompakt stjerne - en hvid dværg eller anden neutronstjerne. Afstanden mellem disse stjerner er lille - omdrejningstiden er 3,98 timer (0,166 dage). Dette er den næstmindste blandt de kendte indikatorer i begyndelsen af 2015 [2] . Relativistiske effekter spiller en vigtig rolle i sådanne binære systemer . Især forskyder den geodætiske præcession radiopulsarens rotationsakse, hvilket resulterer i, at radioemissionsstrålen, som rejste langs sin magnetiske akse og nåede solsystemet på opdagelsestidspunktet , forskydes i 2010 på en sådan måde at jordbaserede radioteleskoper ikke længere fiksede det.
Pulsaren blev opdaget i 2004 under analysen af radioobservationer, der blev udført ved Arecibo Observatory i Puerto Rico ved hjælp af Arecibo L-band Feed Array (ALFA) systemet ved frekvenser på 1,2-1,7 GHz [1] . Dataene, hvis analyse førte til opdagelsen af pulsaren, blev indsamlet den 27. september 2004. Beviser for eksistensen af en pulsar blev derefter opdaget under en retrospektiv analyse af observationer af denne del af himlen, opnået så tidligt som den 3. august 1998 under Parkes Millibeam Pulsar Survey -programmet . Annonceringen af opdagelsen blev gjort i 2005 og offentliggjort i 2006 [1] .
Som et resultat af sammenligning af data opnået i løbet af fem års observationer af pulsaren (fra 2005 til slutningen af 2009, det vil sige i en tidsperiode, der dækker mere end en milliard omdrejninger af PSR J1906 + 0746 omkring dens akse) i den største observatorier - Nancy( Frankrig ), Lavelle ( Storbritannien ), Green Bank ( USA ), Westerbrook( Holland ) flere titusinder af cyklusser blev registreret med måling af ankomsttidspunktet for pulsarpulsen [3] . Det blev vist, at dette system, dannet efter en supernovaeksplosion , består enten af to neutronstjerner , eller den anden komponent er en hvid dværg . Omdrejningsperioden for komponenterne omkring det fælles massecenter er 0,16599304686(11) dage (eller 3,9838331246 timer), de bevæger sig i kredsløb med en excentricitet lig med 0,0852996(6) - det mindste blandt alle par, der inkluderer neutronstjerner [ 4 ] . Hastigheden af relativistisk rotation af den apsidale linje er 7,5841(5) grader pr. år, rangerende nummer to blandt alle relativistiske par nogensinde observeret [1] .
En pulsar, der roterer omkring sin akse med en periode på 144,1 millisekunder, udsender radiobølger langs sin magnetiske akse, som hælder til sin rotationsakse; som et resultat, ser den jordiske observatør periodiske udbrud af radioemission. Pulsarens karakteristiske alder er omkring 112 tusind år, den mindste blandt alle kendte dobbeltpulsarer på tidspunktet for dens opdagelse. Denne værdi er dog formel, den er en ekstrapolation af den aktuelt målte decelerationshastighed for pulsaren [1] . I virkeligheden afviger systemets alder tilsyneladende fra den angivne.
Det forventes, at på grund af systemets tab af energi på grund af emissionen af gravitationsbølger, vil begge stjerner i systemet smelte sammen om omkring 300 millioner år [1] [5] [6] [7] .
Beregninger viser, at sådanne systemer optræder i galaksen i gennemsnit omkring 60 gange pr. 1 million år [1] , hvilket resulterer i, at pulsaren kan være den yngste af dem, der er fundet [5] [8] . Systemet er placeret cirka 25.000 lysår fra Jorden [9] i den kugleformede stjernehob Terzan 5 , i stjernebilledet Aquila [10] . Blandt binære pulsarer har PSR J1906+0746 den næstkorteste omløbsperiode kendt efter PSR J0737−3039 . Pulsarens masse er 1.291(11) M ⊙ , og følgestjernens masse er 1.322(11) M ⊙ . Systemet ligner andre observerede relativistiske binære systemer og ligner både systemer med to neutronstjerner og systemer med en neutronstjerne og en hvid dværg (for eksempel er et par bestående af en ung pulsar J1906+0746 og en hvid dværg lignende) [11] . Pulsarens rotationsperiode øges med en hastighed på cirka 2×10 −14 sekunder i sekundet [12] . Systemets omløbsperiode falder med en hastighed på 0,56(3)×10 −12 sekunder pr . ×10 −12 sekunder pr. sekund) [12] .
Afstanden til pulsaren, bestemt ved hjælp af spredningsmålet , er 5,40+0,56
-0,60 kpc [12] . Afstanden målt ved absorptionsmetoden i neutrale brintlinjer er 7,4+2,5
−1,4kpc [12] .
Det magnetiske overfladefelt på pulsaren er 1,73×10 12 G [12] .
Røntgenobservationer på det kredsende teleskop "Chandra" registrerede ikke stråling fra pulsaren i området 0,5-8 keV . Det følger heraf, at pulsarens termiske bolometriske lysstyrke ikke overstiger 10 32 erg/s. Dette er den mindste lysstyrke blandt alle radiopulsarer med et tilsvarende fald i drejningsmoment [13] . Derudover er der fundet en struktur, der ligner en vippet ring centreret på en pulsar, med en vinkelradius på 1,6 bueminutter; dens lysstyrke i området 0,5-8 keV er 1,2×10 32 erg/s, omkring 0,045 % af pulsarens samlede energitabshastighed [13] .
Ifølge den generelle relativitetsteori skal neutronstjerner (som ethvert roterende objekt generelt) opleve præcession (en gradvis drejning af rotationsaksen, som en spundet snurretop), der passerer gennem et dybt gravitationspotentiale brønd dannet af en ledsagerstjerne. Denne relativistiske effekt, som opstår i buet rumtid, kaldes geodætisk præcession; den blev observeret både i andre binære pulsarer (J0737−3039B; J1141−6545 ; B1534+12 ; B1913+16 ) [12] og i meget mindre skala i gyroskopernes bevægelse i Gravity Probe B -satellitmissionen i Jorden kredsløb. På grund af geodætisk præcession forskydes pulsarens rotationsakse med 2,2 grader om året [3] [10] . Fra 2005 til 2009 ramte pulsarens stråler fra begge poler Jorden . I 1998 og efter 2009 ramte kun én stråle. Fra omkring 2010 forlod han også, som et resultat af, at pulsaren holdt op med at blive observeret af jordbaserede radioteleskoper. Den samlede radioflux fra pulsaren fra 2006 til 2009 faldt fra 0,8 til 0,2 mJy [12] . Muligheden for, at strålen forlader retningen til Jorden på grund af geodætisk præcession, blev bemærket tilbage i 2006, i det første arbejde, der var viet til opdagelsen af denne pulsar [1] .
Den geodætiske præcession fortsætter dog, og pulsaren kan igen blive synlig for Jorden omkring 2170 [14] . Joery van Leuwen bemærkede, at som et resultat af "den enorme gensidige tyngdekrafttiltrækning, roterer pulsarens rotationsakse så hurtigt, at strålingsstrålerne holder op med at falde på Jorden. Pulsaren er blevet usynlig for selv de største teleskoper. Det er første gang en så ung pulsar er "forsvundet" som følge af præcession. Heldigvis forventes præcessionen at bringe pulsaren tilbage til syne, men det kan tage mindst 160 år” [3] .
6. november 2014 i arkivet for fortryk på Cornell University , og den 8. januar 2015 i The Astrophysical Journal blev der offentliggjort et nyt papir med resultaterne af forskning i pulsaren [4] [12] . Samme dag (8. januar 2015) blev resultatet præsenteret ved det 225. møde i American Astronomical Society i Seattle [15] . Avisen rapporterer, at gravitationsgeodætisk præcession førte til afgang af pulsarradiostrålen uden for rækkevidde af jordbaserede teleskoper [16] .
| Ørnestjerner _ | |
|---|---|
| Bayer | |
| Flamsteed | |
| Variabler | |
| planetsystemer _ | |
| Andet | |
| Liste over stjerner i stjernebilledet Aquila | |