Экзамены - единственная возможность знать хоть что-то хотя бы несколько дней  / Ж.Злгози

Партнеры:



Открыт первый дважды двойной пульсар

Недавно мы сообщали об открытии самого тесного двойного пульсара PSR J0737-3039 с орбитальным периодом 2.4 часа, который заметно поменял некоторые наши представления о частоте рождения подобных систем.

Однако этот объект оказался существенно более интересным, чем можно было ожидать. Оценка массы второго компонента данной системы говорила о том, что это тоже нейтронная звезды (см. Nature v.426, pp.531-533, (04 December 2003) или astro-ph/0312071).

Вторая нейтронная звезда в этой системе также оказалась радиопульсаром (с секундным периодом)! Теперь входящий в эту систему пульсар с периодом 23 мс называют PSR J0737-3039A, а второй пульсар с более длинным периодом, соответственно, PSR J0737-3039B. Второй пульсар в данной системе был обнаружен по наблюдениям на радиотелескопе обсерватории Parkes в Австралии. (Подробнее детали открытия описаны в статье Лайна и др. astro-ph/0401086.)

Вот как теперь выглядят параметры этой дважды двойной системы:

ПараметрПульсар АПульсар B Период пульсара P(мс),22.69937855615(6) 2773.4607474(4) Производная периода dP/dt,    1.74(5)x10-18 0.88(13)x10-15 Орбитальный период Pb(сут),    0.102251563(1) Эксцентриситет e, 0.087779(5) Магнитное поле B(Гс), 6.3x109 1.6x1012
Обратите внимание, что значения в этой несколько отличаются от приведенных в предыдущей статье - они точнее.

Наличие в системе двух строго периодических радиоисточников позволило определить ранее неизвестные ее параметры:

Полная масса системы, M = 2.588(3) Mo Отношение масс (mA/mB), q = 1.069(6) Масса нейтронной звезды A,    MA = 1.337(5) Mo Масса нейтронной звезды B, MB = 1.250(5) Mo Наклонение орбиты, i (градусов) = 87(3)
(пока в системе был известен только один пульсар, определить можно было только полную массу системы).

Два значения, приведенные во второй таблице, вызывают особый интерес - кажется система оказывается еще более интересной: 1) у второй нейтронной звезды самая низкая масса (среди объектов у которых она точно измерена); 2) мы видим систему почти с ребра, угол между лучом зрения и плоскостью орбиты примерно 3o. Последнее делает систему особенно интересной последующих наблюдений. Более того, по-видимому, в системе уже наблюдаются "квазизатмения", связанные с прохождением импульсов излучения одного пульсара сквозь магнитосферу другого.

Эволюция этой системы предположительно выглядит так (эволюционный трек показан слева): в начале образовалась достаточно тесная и умеренно массивная система (с массами компонент около 10Mo. Звезды были достаточно близкой массы, поэтому, когда первая из них (более массивная в начале) взорвалась как сверхновая, система не распалась, возникал система состоящая их нейтронной звезды и массивного компаньона. Через некоторое время невырожденная звезда заполнила полость Роша и началось перетекание вещества на компактного соседа. На этой стадии поле первой нейтронной звезды ослабло в несколько сотен раз, зато ее вращение очень сильно ускорилось из-за аккреции. В ходе перетекания вторая звезда потеряла существенную долю своей массы, что помогло системе сохраниться после второй вспышки сверхновой. Из второй звезды образовался "обычный" радиопульсар (компонент B), а ускоренная на стадии аккреции первая нейтронная звезда стала миллисекундным радиопульсаром (компонентом B).

Похоже, что теперь именно двухпульсарная система PSR J0737-3039 (сверхтесная, видимая почти с ребра) станет объектом самого пристального изучения и источником новых данных в астрофизике, физике нейтронных звезд, гравитации и теории гравитационного излучения. (Последние тридцать лет этот пьедестал занимал открытый первым двойной пульсар PSR B1913+16 - пульсар Халса-Тейлора.)



Смотрите также:



Обратная связь: post@egeinfo.ru Выбери свою профессию  |  Подготовка к ЕГЭ  |  Реклама  |  О нас
©2006 Институт современных образовательных программ. Все права защищены.