Pulsary jakolaboratoria

gęstej materii

Michał Bejger, 20.09.08

Co to jest pulsar?

Obiekt o silnym polu magnetycznym, obracający się wokółosi nawet setki razy w ciągu sekundy

Odkrycie PSR B1919+21, okres 1.337 s

Mgr Jocelyn Bell: w 1967r. za pomocą radioteleskopu w Jordell Bank. W 1974r. jej promotor, Anthony Hewish dostaje nagrodę Nobla.

Regularne pulsy początkowo brano za sygnał satelity szpiegowskiego a nawet pozaziemskiej cywilizacji... Okładka płyty Joy Division (1979)

Co odpowiada za pulsacje?

Początkowo proponowano różne teorie: (układ podwójny, drgania powierzchni gwiazdy...) Rotacja zwartej gwiazdy z silnym polem magnetycznym: model “latarni morskiej”

Porównanie “siły” pól magnetycznych występujących w przyrodzie

Pole magnetyczne Ziemi 0.6 G

Magnes żelazny 100 G

Stabilne pola magnetyczne w laboratoriach 4 x 105 G

Najsilniejsze pola magnetyczne

w laboratoriach 107 G

Najsilniejsze pola magnetyczne

w normalnych gwiazdach 106 G

Typowe pola radiopulsarów 1012 G

Magnetary 1014 – 1015 G

(1 G = 10-4 T)

Magnetosfera pulsara

Wirujący dipol magnetyczny, emisja promieniowania:elektrony przyśpieszanewzdłuż linii pola

(pulsar w mgławicy Craba)

Radiowe obserwacje pulsacji

PSR B1937+21: uśredniony profil pulsu pierwszego milisekundowego pulsara (641Hz)

PSR B1937+21PSR B0329+54(0.714 sek.)

Populacja pulsarów radiowych

Pulsary: rozkład na niebie

(czerwone kropki: pulsary milisekundowe, kółka: w układach podwójnych)

Pulsary w Galaktyce

Narodziny w płaszczyźnieGalaktyki

Prędkości nawet 1500 km/s

Cykl życiowy pulsarów

Cykl życiowy pulsarów

Diagram P vs dP/dt

odpowiednik diagramu

Hertzsprung-Russella

Pulsary milisekundowe

Gwiazdy w sile wieku (>107 lat), o słabym polu magnetycznym (~108 G)

Bardzo regularne pulsy: (dP/dt)/P ~ 10-17 s-1

“Rozkręcanie” poprzez akrecje materii w układzie podwójnym

“Zapalanie” materii: emisja twardego promieniowania)

Centralny “mechanizm” pulsara:gwiazda neutronowa

• Masa ~1.5 masy Słońca• Promień ~10 kilometrów• Grawitacja ~100 miliardów razy większa od

ziemskiej• Średnia gęstość ~100 milionów ton na cm3

• Ciśnienie centralne ~1030

atmosfer• Rotacja do 700 obrotów na sekundę, tzn.

prędkość na równiku ~ 0.1c prędkości światła

Materia ziemskaAtomy – rozmiar atomu 10-10 m = 1mm/10mln

• Jądro atomowe – rozmiar ok. 1 fm (10-15 m)

• Elektrony – „daleko” od jądra

Własności materii jądrowej

Siły jądrowe:

• przyciągające dla większych odległości

• odpychające dla mniejszych • energia symetrii – neutron z

protonem bardziej się przyciągają niż neutron z neutronem

Siły elektromagnetyczne – odpychanie się protonów

Stabilność jąder• Jądra stabilne mają zbliżone liczby neutronów i protonów

• Zachwianie tej równowagi prowadzi do rozpadu jąder

•Neutron uderza w jądro •Jądro deformuje się i po 10-15 sek rozpada się na dwa jądra•Jądra te emitują neutrony oraz promieniowanie gamma (okres 10-12 sek)•Następnie jądra osiągają stan równowagi emitując elektrony (cząstki beta) w dłuższym czasie (sekundy –lata)

Supergęsta materia jądrowa• Skład materii – duża liczba neutronów

Liczba protonów równoważona liczbą elektronów.

Zakaz Puliego – fermiony nie mogą znajdować się w tym samym stanie

Każdy dodatkowy fermion powoduje zwiększenie energii

równowaga to minimum energii

Korzystne zachodzenie reakcji:

p + e n + neutronizacja materii

Model materii

Model materii jądrowej (neutronowej):

• oparty w znacznej części na eksperymencie poniżej gęstości 1011 g/cm3

• oparty na teorii i częściowo na eksperymencie w przedziale gęstości 1011 -1014 g/cm3

• oparty niemal całkowicie na teorii powyżej gęstości 1014 g/cm3

Elementy modelu materii jądrowej :

• występujące cząstki i ich energia (masa) – możliwość istnienia cząstek niestabilnych na Ziemi

• rodzaj oddziaływań między cząstkami

Równanie stanu materiiModel gęstej materii jądrowej podaje

Główne wielkości opisujące materię:

• skład – rodzaj występujących cząstek

• ilość cząstek w jednostce objętości n

• gęstość masy (energii)

• ciśnienie P

Zależność ciśnienia od gęstości

P() - równanie stanu

Sztywność równania stanu

Miękkie (sztywne) równanie stanu – określona zmiana ciśnienia powoduje dużą (małą) zmianę gęstości.

miękkie sztywne

FF

dlnPdlnn

Jak otrzymać model gwiazdy?

grawitacja

ciśnienie materii

P=-Gmr /r2

Równanie budowy gwiazdy w ramach Ogólnej Teorii Względności

ostatni człon powoduje zwiększenie siły grawitacji

istnienie masy maksymalnej gwiazdy

dPdρ

=−Gmρ

r2 ⋅1

1−2 GM

rc 2

Wewnątrz

gwiazdy

neutronowej

dla gęstości

większych od gęstości

jądrowej wiedza

nt. składu materii

jest niekompletna

Relatywistyczne układy podwójne gwiazd neutronowych

Pierwszy tego typu obiekt, PSR 1913+16, odkryty przez R. A. Hulse'a i J. H. Taylora w 1974r.(nagroda Nobla w 1993r.)

Okres pulsara: 59msRuch periastronu: 4.2o/rok(dla porównania, ruch peryhelium Merkurego: 43''/100 lat)

Okres orbitalny: 7.75 godziny!

Testy Ogólnej Teorii Względności

Testy Ogólnej Teorii WzględnościPierwszy układ podwójny pulsarów:

PSR J0737-3039, w którym obie gwiazdy są widoczne jako pulsaryo okresach 23ms i 2.8s

Masy: 1.337 oraz 1.25 mas Słońca

Okres orbitalny: 2.4 godziny!Efekty OTW: Zbliżają się do siebie o 7mm/dzień!Ruch periastronu: 17o/rok !!!

Testy Ogólnej Teorii WzględnościUkład PSR J0737-3039

Pomiary efektów relatywistycznych (post-Keplerowskich):

poczerwienienia grawitacyjnego, ruch periastronu, zmiany okresu orbitalnego,efektu Shapiro,

zgodne z OTWz dokładnością 0.1% !

Model materii jądroweja parametry gwiazd neutronowych

Teoria Obserwacje

Obserwacjemas

gwiazdneutronowych

Model materii jądroweja parametry gwiazd neutronowych