Пульсардың жылдамдығы және оның себептері

Кіріспе

Астрофизикадағы құбылыс. Пулсарлық тепкі – нейтрон жұлдызының ана жұлдызынан өзгеше, көбінесе айтарлықтай жоғары жылдамдықпен қозғалуына себеп болатын құбылыс. Пулсарлық тепкілердің себебі әлі белгісіз, бірақ көптеген астрофизиктер оның супернова жарылысының асимметриясынан туындауы мүмкін деп есептейді. Егер осы болжам растыққа келсе, бұл супернова механизмі туралы маңызды мәліметтер береді.

Байқау

Қазіргі таңда пульсардың орташа жылдамдығы 200-500 км/с аралығында екені қабылданған. Дегенмен, кейбір пульсарлардың жылдамдығы одан да жоғары. Мысалы, гипержылдамдықты жұлдыз B1508+55 1100 км/с жылдамдыққа ие және оны галактикадан шығаратын траекториясы бар екені хабарланды. Пульсардың күшті соққысының нақты мысалын Гитара тұмандығында көруге болады, онда пульсардың супернова қалдығы тұмандығына қатысты қозғалуынан туындаған соққы толқыны байқалды және ол 800 км/с жылдамдықты растайды. Пульсардың соққысының шамасы немесе бағыты оның басқа қасиеттерімен, мысалы, айналу осімен, магниттік моментпен немесе магниттік өрістің күшімен байланысты ма деген сұрақ қызығушылық тудырады. Бүгінгі күнге дейін магниттік өрістің күші мен соққының шамасы арасында ешқандай байланыс анықталған жоқ. Алайда, айналу осі мен соққы бағыты арасында байланыс бар деген пікірлер де бар. Көп жылдар бойы мұндай байланыс жоқ деп есептелді. Вела және Краб пульсарларын зерттеу кезінде пульсардың айналу осімен сәйкес келетін деп саналатын ағындар байқалды. Бұл ағындар соққы толқынымен де, пульсардың тікелей өлшенген жылдамдығымен де тығыз сәйкес келетіндіктен, бұл пульсарлардың айналу осімен сәйкес келетін соққыға ие екенін көрсететін күшті дәлел саналады. Пульсардың радиациясының поляризациясын пайдаланып оның айналу осін өлшеуге де болады, және 24 пульсарды зерттеудің соңғы нәтижесінде поляризация мен соққы бағыты арасында күшті байланыс табылды. Дегенмен, мұндай зерттеулер әрқашан қиындықтарға толы, өйткені поляризацияны өлшеумен байланысты белгісіздіктер өте жоғары, бұл байланыс зерттеулерін қиындатады. Соққы жылдамдықтарының екі түрлі таралуы мүмкін. Бұл мүмкіндікке "нейтронды жұлдызды сақтау мәселесі" күшті дәлел келтіреді. Көптеген шарлы шоғырлардың (глобулярлық кластерлердің) Құс жолындағы қашқындау жылдамдығы 50 км/с-тан төмен, сондықтан пульсарлардың көптеген түрлерінің қашқындауы қиынға соғады. Шындығында, тікелей өлшенген соққы жылдамдықтарының таралуы бойынша, шарлы шоғырда туған пульсарлардың 1%-дан азы ғана сақталады деп күтілуде. Бірақ бұл жағдай емес – шарлы шоғырларда көптеген пульсарлар бар, кейбіреулері 1000-нан асып кетеді. Егер соққы импульсінің бір бөлігі екілік серікке берілсе, бұл көрсеткішті біршама жақсартуға болады. Бұл жағдайда, шамамен 6%-ы сақталуы мүмкін, бірақ бұл сәйкессіздікті түсіндіруге жеткіліксіз. Бұл кейбір үлкен пульсарлар тобы мүлдем соққы алмағанын, ал басқалары өте күшті соққы алғанын көрсетеді. Мұндай екі түрлі таралуды тікелей байқау қиын, өйткені көптеген жылдамдық өлшеу әдістері объектінің жылдамдығына тек жоғарғы шек қояды. Егер кейбір пульсарлар өте аз соққы алса, бұл пульсар соққыларының механизмін түсінуге көмектеседі, өйткені толық түсіндірме осы мүмкіндікті болжауы керек.

It is generally accepted today that the average pulsar kick ranges from 200 to 500 km/s. However, some pulsars have a much greater velocity. For example, the hypervelocity star B1508+55 has been reported to have a speed of 1100 km/s and a trajectory leading it out of the galaxy. An extremely convincing example of a pulsar kick can be seen in the Guitar Nebula, where the bow shock generated by the pulsar moving relative to the supernova remnant nebula has been observed and confirms a velocity of 800 km/s. Of particular interest is whether the magnitude or direction of the pulsar kick has any correlation with other properties of the pulsar, such as the spin axis, magnetic moment, or magnetic field strength. To date, no correlation has been found between the magnetic field strength and the magnitude of the kick. However, there is some contention over whether a correlation between spin axis and kick direction has been observed. For many years, it was believed that no correlation existed. In studies of the Vela and Crab pulsars, jets have been observed which are believed to align with the spin axis of the pulsar. Since these jets align very closely with the bow shock as well as the directly measured velocity of the pulsars, this is considered strong evidence that these pulsars have kicks aligned with their spin axis. It is also possible to measure the spin axis of a pulsar using the polarization of its radiation, and a recent study of 24 pulsars has found a strong correlation between the polarization and kick direction. Such studies have always been fraught with difficulty, however, since uncertainties associated with the polarization measurement are very large, making correlation studies troublesome. There is a possibility that the distribution of kick speeds is bimodal. Strong evidence for this possibility comes from the "neutron star retention problem". Most globular clusters in the Milky Way have an escape velocity under 50 km/s, so that few pulsars should have any difficulty in escaping. In fact, with the directly measured distribution of kick velocities, we would expect less than 1% of all pulsars born in a globular cluster to remain. But this is not the case—globular clusters contain many pulsars, some in excess of 1000. The number can be improved somewhat if one allows a fraction of the kick momentum to be transferred to a binary partner. In this case, perhaps 6% ought to survive, but this is not sufficient to explain the discrepancy. This appears to imply that some large set of pulsars receive virtually no kick at all while others receive a very large kick. It would be difficult to see this bimodal distribution directly because many speed measurement schemes only put an upper limit on the object's speed. If it is true that some pulsars receive very little kick, this might give us insight into the mechanism for pulsar kicks, since a complete explanation would have to predict this possibility.

Теориялар

Көптеген гидродинамикалық теориялар ұсынылды, олардың барлығы суперновадағы асимметрияны конвекция немесе пресупернова жұлдызындағы механикалық тұрақсыздықтарды пайдалана отырып түсіндіруге тырысады. Ең оңай түсінілетіні – "тұрақсыз g режимі". Бұл теорияда біз ең алдымен ядро жұлдыздан бір жағына, ортасынан ығысып тұр деп есептейміз. Бұл жұлдыздың кремний және оттегі қабықтарындағы қысымды арттырады. Бұл қабықтардағы ядролық реакциялардың жылдамдығы қысымға өте сезімтал болғандықтан, қосымша қысым үлкен мөлшерде энергияны босатып, ядроны кері итеріп жібереді. Бұл өз кезегінде екінші жағына қысымды арттырады, және ядроның тербеліске бастағанын байқаймыз. Көптеген мұндай режимдер ауыр жұлдыздарда тұрақсыз екені көрсетілген, яғни кішкентай perturbation уақыт өте келе үлкейеді. Жұлдыз жарылғанда, ядрода белгілі бір бағытта қосымша импульс пайда болады, оны біз соққы ретінде байқаймыз. Гидродинамикалық модельдер бимодальды таралымды "қосұшты соққы сценарийі" арқылы түсіндіре алады, онда пресупернова жұлдызының қабығы екілік серігімен тартылып алынып, механикалық тұрақсыздықты басаңдатып, нәтижедегі соққыны азайтады. Нейтриноның өзара әрекеттесуінің жұптығын бұзуға сүйене отырып, нейтрино таралуындағы асимметрияны түсіндіру үшін екі негізгі нейтриноға негізделген соққы сценарийлері бар. Біріншісі магнит өрісінің болуы кезінде нейтриноның ядродан шашырауының бағыты белгілі бір бағытта бұрылуы мүмкін екендігін пайдаланады. Егер нейтрино шығарылуы күшті магнит өрісінің әсерімен болса, орташа нейтрино ағыны сол өріспен сәйкес келуі мүмкін, демек жарылыс асимметриялы болады. Бұл теорияның басты мәселесі – жеткілікті асимметрия үшін теория 1015 Г шамасындағы өрістерді қажет етеді, бұл ауыр жұлдыздарда күтілетіннен әлдеқайда күшті. Нейтриноға негізделген тағы бір теорияда нейтриноның шашырауының қимасы қоршаған магнит өрісінің күшіне әлсіз тәуелді екендігі айтылады. Осылайша, егер магнит өрісі анизотроптық болса, онда нейтриноларға негізінен өткізбейтін қараңғы дақтар болуы мүмкін. Алайда, бұл үшін 1016 Г шамасындағы анизотропия қажет, бұл тіпті одан да аз ықтимал. Соңғы негізгі ұсыныс – электромагниттік ракета сценарийі. Бұл теорияда пульсардың магниттік диполі ортасынан ауытқып, пульсардың айналу осіне қарама-қарсы деп есептейміз. Бұл дипольдік тербелістердің жоғарыдан және төменнен көрініп тұрған шамасының асимметриясына әкеледі, бұл өз кезегінде сәуле шығаруда асимметрияны білдіреді. Сәулелену қысымы пульсарды баяу-ақ жылжытады. Бұл – туғаннан кейінгі соққы екенін және супернованың асимметриясына ешқандай қатысы жоқ екенін ескеріңіз. Сондай-ақ, бұл процесс пульсардың айналуынан энергия ұрлайтынын ескеріңіз, сондықтан теорияның негізгі бақылау шектеулері – галактикадағы пульсарлардың айналу жылдамдығы. Бұл теорияның басты артықшылығы – ол спин-соққы корреляциясын болжайды. Алайда, бұл соққы жылдамдықтарының толық диапазонын түсіндіру үшін жеткілікті энергияны өндіре ала ма деген пікір талас тудырады.

Many hydrodynamical theories have been proposed, all of which attempt to explain the asymmetry in supernova using convection or mechanical instabilities in the presupernova star. Perhaps the easiest to understand is the "overstable g mode". In this theory, we first assume that the core is pushed slightly to one side, off center from the star. This increases the pressure in the nearby silicon and oxygen shells of the star. Since the rate of nuclear reactions in these shells is very sensitively dependent on pressure, the added pressure results in a large release of energy, and the core is pushed back the other way. This in turn adds greater pressure on the other side, and we find that the core begins to oscillate. It has been shown that many such modes are overstable in heavy stars, that is, a small perturbation becomes large over time. When the star explodes, the core has additional momentum in some direction, which we observe as the kick. It has been proposed that hydrodynamical models can explain the bimodal distribution, through a "dichotomous kick scenario" in which the envelope of the presupernova star is stolen by a binary companion, dampening mechanical instabilities and thus reducing the resulting kick. There are two main neutrino driven kick scenarios, relying on the parity violation of neutrino interactions to explain an asymmetry in neutrino distribution. The first uses the fact that in the presence of a magnetic field, the direction that a neutrino is scattered off a nucleus is biased in some direction. So if neutrino emission happened in the presence of a strong magnetic field, we might expect the average neutrino drift to align in some way with that field, and thus the resulting explosion would be asymmetric. A main problem with this theory is that to have sufficient asymmetry the theory requires fields of order 1015 G, much stronger than is expected in a heavy star. Another neutrino based theory uses the fact that the cross section for neutrino scattering depends weakly on the strength of the ambient magnetic field. Thus, if the magnetic field is itself anisotropic, then there could be dark spots which are essentially opaque to neutrinos. This however requires anisotropies of order 1016 G, which is even more unlikely. The final main proposal is known as the electromagnetic rocket scenario. In this theory, we assume the pulsar's magnetic dipole to be offcenter and offaxis from the pulsar's spin axis. This results in an asymmetry in the magnitude of the dipole oscillations, as seen from above and below, which in turn means an asymmetry in the emission of radiation. The radiation pressure then slowly rockets the pulsar away. Notice that this is a postnatal kick, and has nothing to do with asymmetries in the supernova itself. Also notice that this process steals energy from the pulsar's spin, and so a main observational constraint on the theory is the observed rate of rotation for pulsar's throughout the galaxy. A major bonus to this theory is that it actually predicts the spin kick correlation. However, there is some contention as to whether this can generate sufficient energy to explain the full range of kick velocities.

Қара тесіктің тепкісі

Кейбір қосжұлдыздардың галактикалық жазықтықтан үлкен қашықтыққа жете алуы жұлдыздық қара тесіктердің туған кездегі серпілісінен туындайды. Қара тесіктердің серпіліс жылдамдықтарының таралуы нейтронды жұлдыздардың серпіліс жылдамдықтарына ұқсас келеді. Олардың массасы жоғары болғандықтан қара тесіктер нейтронды жұлдыздарға қарағанда төменгі жылдамдық алғанын күтуге болар еді, бірақ жағдай солай емес сияқты. 2023 жылғы зерттеу жоғары энергиялы соқтығысудың сандық модельдеуі нәтижесінде қара тесіктердің серпілісі үшін жарық жылдамдығының шамамен 10% деңгейінде шектеу болуы мүмкін екенін көрсетті.