Милллисекундные пульсары: происхождение, свойства и открытия.

Введение

Пульсар с периодом вращения менее 10 миллисекунд.

Милисекундный пульсар (MSP) – это пульсар с периодом вращения менее 10 миллисекунд. Миллисекундные пульсары были обнаружены в радио-, рентгеновских и гамма-лучевых диапазонах электромагнитного спектра. Ведущая гипотеза относительно происхождения миллисекундных пульсаров заключается в том, что они представляют собой старые, быстро вращающиеся нейтронные звезды, которые были раскручены или «переработаны» посредством аккреции вещества от звезды-компаньона в тесной двойной системе. По этой причине миллисекундные пульсары иногда называют переработанными пульсарами. Считается, что миллисекундные пульсары связаны с рентгеновскими двойными системами с низкой массой. Предполагается, что рентгеновское излучение в этих системах испускается аккреционным диском нейтронной звезды, образованным внешними слоями звезды-компаньона, переполнившей свою долю Роше. Передача углового момента в результате этого аккреционного события может увеличить скорость вращения пульсара до сотен оборотов в секунду, что и наблюдается у миллисекундных пульсаров. Недавние данные свидетельствуют о том, что стандартная эволюционная модель не может объяснить эволюцию всех миллисекундных пульсаров, особенно молодых миллисекундных пульсаров с относительно высоким магнитным полем, например PSR B1937+21. Bülent Kiziltan и S. E. Thorsett (UCSC) показали, что различные миллисекундные пульсары должны формироваться по крайней мере двумя различными процессами. Однако природа другого процесса остается загадкой. Многие миллисекундные пульсары обнаружены в шаровых скоплениях. Это согласуется с гипотезой об их формировании, поскольку чрезвычайно высокая звездная плотность этих скоплений подразумевает гораздо более высокую вероятность того, что пульсар имеет (или захватит) звезду-компаньона-гиганта. В настоящее время известно около 130 миллисекундных пульсаров в шаровых скоплениях. Глобулярное скопление Terzan 5 содержит 37 таких пульсаров, за ним следуют 47 Tucanae с 22, а также M28 и M15 с 8 пульсарами каждый. Миллисекундные пульсары, которые могут быть синхронизированы с высокой точностью, обладают стабильностью, сопоставимой со стандартами времени на основе атомных часов при усреднении данных за десятилетия. Это также делает их очень чувствительными зондами окружающей среды. Например, любой объект, помещенный на орбиту вокруг них, вызывает периодические доплеровские сдвиги во времени прихода импульсов на Землю, которые затем можно проанализировать для выявления присутствия компаньона и, при наличии достаточного количества данных, для получения точных измерений орбиты и массы объекта. Эта техника настолько чувствительна, что даже объекты размером с астероиды могут быть обнаружены, если они окажутся на орбите миллисекундного пульсара. Первые подтвержденные экзопланеты, обнаруженные за несколько лет до первых обнаружений экзопланет вокруг «нормальных» звезд, подобных Солнцу, были найдены на орбите вокруг миллисекундного пульсара PSR B1257+12. Эти планеты на протяжении многих лет оставались единственными известными объектами с массой, сравнимой с земной, за пределами Солнечной системы. Один из них, PSR B1257+12 D, имеет еще меньшую массу, сопоставимую с массой Луны, и до сих пор является самым маломассивным объектом, известным за пределами Солнечной системы.

A millisecond pulsar (MSP) is a pulsar with a rotational period less than about 10 milliseconds. Millisecond pulsars have been detected in radio, X ray, and gamma ray portions of the electromagnetic spectrum. The leading hypothesis for the origin of millisecond pulsars is that they are old, rapidly rotating neutron stars that have been spun up or "recycled" through accretion of matter from a companion star in a close binary system. For this reason, millisecond pulsars are sometimes called recycled pulsars. Millisecond pulsars are thought to be related to low mass X ray binary systems. It is thought that the X rays in these systems are emitted by the accretion disk of a neutron star produced by the outer layers of a companion star that has overflowed its Roche lobe. The transfer of angular momentum from this accretion event can increase the rotation rate of the pulsar to hundreds of times per second, as is observed in millisecond pulsars. There has been recent evidence that the standard evolutionary model fails to explain the evolution of all millisecond pulsars, especially young millisecond pulsars with relatively high magnetic fields, e. g. PSR B1937+21. Bülent Kiziltan and S. E. Thorsett (UCSC) showed that different millisecond pulsars must form by at least two distinct processes. But the nature of the other process remains a mystery. Many millisecond pulsars are found in globular clusters. This is consistent with the spin up hypothesis of their formation, as the extremely high stellar density of these clusters implies a much higher likelihood of a pulsar having (or capturing) a giant companion star. Currently there are approximately 130 millisecond pulsars known in globular clusters. The globular cluster Terzan 5 contains 37 of these, followed by 47 Tucanae with 22 and M28 and M15 with 8 pulsars each. Millisecond pulsars, which can be timed with high precision, have a stability comparable to atomic clock based time standards when averaged over decades. This also makes them very sensitive probes of their environments. For example, anything placed in orbit around them causes periodic Doppler shifts in their pulses' arrival times on Earth, which can then be analyzed to reveal the presence of the companion and, with enough data, provide precise measurements of the orbit and the object's mass. The technique is so sensitive that even objects as small as asteroids can be detected if they happen to orbit a millisecond pulsar. The first confirmed exoplanets, discovered several years before the first detections of exoplanets around "normal" solar like stars, were found in orbit around a millisecond pulsar, PSR B1257+12. These planets remained, for many years, the only Earth mass objects known outside of the Solar System. One of them, PSR B1257+12 D, has an even smaller mass, comparable to that of the Moon, and is still today the smallest mass object known beyond the Solar System.

Предельные скорости вращения пульсара

Первый миллисекундный пульсар, PSR B1937+21, был обнаружен в 1982 году Баккером и др. Он вращается примерно 641 раз в секунду и остаётся вторым по скорости вращения среди примерно 200 обнаруженных миллисекундных пульсаров. Пульсар PSR J1748-2446ad, обнаруженный в 2004 году, является самым быстро вращающимся известным пульсаром, совершая 716 оборотов в секунду (по данным на 2023 год). Современные модели структуры и эволюции нейтронных звезд предсказывают, что пульсары разрушатся, если будут вращаться со скоростью около 1500 оборотов в секунду или быстрее, а при скорости выше примерно 1000 оборотов в секунду они будут терять энергию за счёт гравитационного излучения быстрее, чем процесс аккреции сможет их ускорить. В начале 2007 года данные, полученные с помощью космических аппаратов Rossi X-ray Timing Explorer и INTEGRAL, обнаружили нейтронную звезду XTE J1739-285, вращающуюся с частотой 1122 Гц. Этот результат статистически не значим, уровень значимости составляет всего 3 сигмы. Хотя это интересный кандидат для дальнейших наблюдений, текущие результаты являются неубедительными. Тем не менее, считается, что гравитационное излучение играет роль в замедлении скорости вращения. Один рентгеновский пульсар, вращающийся со скоростью 599 оборотов в секунду, IGR J00291+5934, является перспективным кандидатом для помощи в обнаружении таких волн в будущем (большинство подобных рентгеновских пульсаров вращаются со скоростью около 300 оборотов в секунду).

Обнаружение гравитационных волн с использованием пульсарного синхронизации

Гравитационные волны являются важным предсказанием общей теории относительности Эйнштейна и возникают в результате объемного движения материи, флуктуаций в ранней Вселенной и динамики самого пространства-времени. Пульсары — это быстро вращающиеся, сильно намагниченные нейтронные звезды, формирующиеся во время взрывов сверхновых массивных звезд. Они выступают в качестве высокоточных часов, имеющих широкий спектр физических применений, от небесной механики и сейсмологии нейтронных звезд до проверки теории сильного гравитационного поля и галактической астрономии. Предложение использовать пульсары в качестве детекторов гравитационных волн впервые было высказано Сажиным и Детвейлером в конце 1970-х годов. Идея заключается в рассмотрении барицентра Солнечной системы и далёкого пульсара как противоположных концов воображаемой «руки» в пространстве. Пульсар служит эталонными часами на одном конце этой «руки», посылая регулярные сигналы, которые регистрируются наблюдателем на Земле. Проходящая гравитационная волна будет искажать локальную метрику пространства-времени и вызывать изменение наблюдаемой частоты вращения пульсара. Хеллингс и Даунс в 1983 году расширили эту идею на массив пульсаров и обнаружили, что стохастический фон гравитационных волн должен создавать квадрупольную корреляцию между различными парами пульсаров в зависимости от их углового расстояния на небе. Чувствительность этой работы была ограничена точностью и стабильностью пульсарных часов в массиве. После открытия первого миллисекундного пульсара в 1982 году Фостер и Бэкер в 1990 году улучшили чувствительность к гравитационным волнам, применив анализ Хеллингса-Даунса к массиву высокостабильных миллисекундных пульсаров. Развитие цифровых систем сбора данных, новых радиотелескопов и приемных устройств, а также открытие множества новых миллисекундных пульсаров повысили чувствительность массивов синхронизации пульсаров к гравитационным волнам на ранних этапах международной работы. Выпуск данных за пять лет, их анализ и первый предел NANOGrav на стохастический гравитационный волновой фон были описаны в 2013 году Деморестом и соавторами. Затем последовали выпуски данных за девять и одиннадцать лет в 2015 и 2018 годах соответственно. Каждый из них сузил границы для гравитационного волнового фона, а во втором случае были усовершенствованы методы точного определения барицентра Солнечной системы. В 2020 году коллаборация представила выпуск данных за 12,5 лет, который включал в себя убедительные свидетельства стохастического процесса со степенным законом с общей амплитудой деформации и спектральным индексом для всех пульсаров, но статистически неопределенные данные для критической квадрупольной пространственной корреляции Хеллингса-Даунса. В июне 2023 года NANOGrav опубликовал 15-летний релиз данных, содержащий первые свидетельства стохастического гравитационного волнового фона. В частности, он включал в себя первое измерение кривой Хеллингса-Даунса — характерный признак гравитационно-волновой природы наблюдений.

Gravitational waves are an important prediction from Einstein's general theory of relativity and result from the bulk motion of matter, fluctuations during the early universe and the dynamics of space time itself. Pulsars are rapidly rotating, highly magnetized neutron stars formed during the supernova explosions of massive stars. They act as highly accurate clocks with a wealth of physical applications ranging from celestial mechanics, neutron star seismology, tests of strong field gravity and Galactic astronomy. The proposal to use pulsars as gravitational wave detectors was originally made by Sazhin and Detweiler in the late 1970s. The idea is to treat the solar system barycenter and a distant pulsar as opposite ends of an imaginary arm in space. The pulsar acts as the reference clock at one end of the arm sending out regular signals which are monitored by an observer on the Earth. The effect of a passing gravitational wave would be to perturb the local space time metric and cause a change in the observed rotational frequency of the pulsar. Hellings and Downs extended this idea in 1983 to an array of pulsars and found that a stochastic background of gravitational waves would produce a quadrupolar correlation between different pulsar pairs as a function of their angular separations on the sky. This work was limited in sensitivity by the precision and stability of the pulsar clocks in the array. Following the discovery of the first millisecond pulsar in 1982, Foster and Backer improved the sensitivity to gravitational waves by applying in 1990 the Hellings Downs analysis to an array of highly stable millisecond pulsars. The advent of digital data acquisition systems, new radio telescopes and receiver systems, and the discoveries of many new millisecond pulsars advanced the sensitivity of the pulsar timing array to gravitational waves in the early stages of the international effort. The five year data release, analysis, and first NANOGrav limit on the stochastic gravitational wave background were described in 2013 by Demorest et al. It was followed by the nine year and 11 year data releases in 2015 and 2018, respectively. Each further limited the gravitational wave background and, in the second case, techniques to precisely determine the barycenter of the solar system were refined. In 2020, the collaboration presented the 12.5 year data release, which included strong evidence for a power law stochastic process with common strain amplitude and spectral index across all pulsars, but statistically inconclusive data for the critical Hellings Downs quadrupolar spatial correlation. In June 2023, NANOGrav published the 15 year data release, which contained the first evidence for a stochastic gravitational wave background. In particular, it included the first measurement of the Hellings Downs curve, the tell tale sign of the gravitational wave origin of the observations.