UvA-DARE (Digital Academic Repository) Modulation properties of radio-emitting neutron stars Serylak, M. Link to publication

Transkrypt

1 UvA-DARE (Digital Academic Repository) Modulation properties of radio-emitting neutron stars Serylak, M. Link to publication Citation for published version (APA): Serylak, M. (2011). Modulation properties of radio-emitting neutron stars General rights It is not permitted to download or to forward/distribute the text or part of it without the consent of the author(s) and/or copyright holder(s), other than for strictly personal, individual use, unless the work is under an open content license (like Creative Commons). Disclaimer/Complaints regulations If you believe that digital publication of certain material infringes any of your rights or (privacy) interests, please let the Library know, stating your reasons. In case of a legitimate complaint, the Library will make the material inaccessible and/or remove it from the website. Please Ask the Library: or a letter to: Library of the University of Amsterdam, Secretariat, Singel 425, 1012 WP Amsterdam, The Netherlands. You will be contacted as soon as possible. UvA-DARE is a service provided by the library of the University of Amsterdam ( Download date: 22 Oct 2017

2 ROZDZIAŁ 7 Podsumowanie Odkrycie pulsarów Radioastronomia jest jedn a z młodszych dziedzin astronomii. Jej pocz atki si egaj a 1928 roku, kiedy Bell Telephone Laboratories nazywany też Bell Labs, oddział badawczy i wdrożeniowy przedsi ebiorstw telekomunikacyjnych Western Electric oraz American Telephone & Telegraph, zapocz atkował program badawczy maj acy na celu uruchomienie transatlantyckiego poł aczenia telefonicznego przy użyciu transmisji radiowej. Karl Jansky, inżynier pracuj acy wówczas dla Bell Labs, został skierowany do badania źródeł mog acych powodować zakłócenia przy transmisji radiowej głosu na dalekie odległości. Jansky zbudował duż a anten e do odbioru fal radiowych o cz estotliwości 20.5 MHz i po kilku miesi acach pracy był w stanie zidentyfikować dwa główne typy zakłóceń: wyładowania atmosferyczne podczas burz oraz... zakłócenia nieznanego pochodzenia. Po kolejnych miesi acach pracy, Jansky zidentyfikował owe zakłócenia jako pochodz ace z centrum naszej galaktyki, czyli Drogi Mlecznej. Aby dokładniej zbadać to niezwykłe zjawisko, Jansky zaproponował budow e wi ekszej, a przez to bardziej czułej anteny. Niestety Bell Labs nie było zainteresowane dalszym prowadzeniem badań, projekt został zarzucony, a Jansky skierowany do innych zadań. Prawie 10 lat później Grote Reber, astronom amator, zainspirowany odkryciem Janskyego, zbudował w przydomowym ogródku radioteleskop i przeprowadził pierwsze pomiary promieniowania radiowego. Nast epnie opublikował rezultaty z pomiarów w formie pierwszej mapy promieniowania radiowego, która wywołała duże zainteresowanie w świecie nauki. W dzisiejszych

3 124 Rozdział 7 czasach radioastronomia jest pr eżn a gał ezi a astronomii, która przynosi nowe, ważne odkrycia pozwalaj ace zgł ebić i zrozumieć tajemnice otaczaj acego nas Wszechświata. Radioastronomia pulsarów, jako gał aź radioastronomii zaistniała po przypadkowym odkryciu dokonanym w sierpniu 1967 roku przez Jocelyn Bell, wówczas doktorantk e Uniwersytetu Cambridge. Razem ze swoim promotorem, dr Antony Hewishem, przeprowadzali badania nad scyntylacj a sygnału radiowego odległych radioźródeł spowodowanych struktur a ośrodka mi edzyplanetarnego, czyli gazów i pyłów wypełniaj acych przestrzeń mi edzyplanetarn a, a powstał a np. wskutek zderzeń meteoroidów. Krótko po rozpocz eciu regularnych obserwacji, Jocelyn Bell odkryła osobliwe źródło promieniowania radiowego (patrz Rys. 7.1). Pocz atkowo Bell i Hewish, rozważali pojawienie si e sygnału jako zakłócenia pochodzenia ziemskiego. Aby to potwierdzić, sprawdzili także archiwalne obserwacje i odkryli, że za każdym razem źródło pojawiało si e w tym samym miejscu na niebie. Fakt ten pozwolił odrzucić hipotez e o ziemskim pochodzeniu sygnału i doprowadził do wniosku, że zagadkowe źródło musi znajdować si e poza Układem Słonecznym. Sygnał składał si e z bardzo regularnie pojawiaj acych si e impulsów radiowych w odst epach, co około 1.34 sekundy. Niezwykła i niespotykana precyzja sygnału spowodowała, że badacze brali pod uwag e możliwość istnienia pozaziemskiej cywilizacji szukaj acej kontaktu z Ziemi a, co poskutkowało nadaniem sygnałowi żartobliwej nazwy Małe Zielone Ludziki 1. Jednakże brak efektów towarzysz acych ruchowi hipotetycznej planety pozasłonecznej kazała zweryfikować przypuszczenia, co do pochodzenia sygnału. Pod koniec tego samego roku, w grudniu, odkryto kolejne źródło (PSR B ) o okresie 1.18 sekundy i podobnej charakterystyce emisji, po czym stało si e jasne, że istnienie nowej klasy obiektów radioastronomicznych, to jest pulsarów 1, zostało ujawnione ludzkości. W 1974 roku, Antonyemu Hewishowi oraz Martinowi Ryleowi została przyznana Nagroda Nobla w dziedzinie fizyki 2 za ich pionierskie badania w dziedzinie radioastrofizyki, a Hewishowi za jego decyduj ac a rol e w odkryciu pulsarów. Przypadkowe odkrycie pierwszego pulsara i nast epuj ace po nim kolejne odkrycia zapocz atkowały pytania o natur e tych niezwykłych obiektów. Formowanie się gwiazd neutronowych Teoria, która wyjaśniała pochodzenie pulsarów została zaproponowana prawie 35 lat przed ich odkryciem. W 1934 roku Baade i Zwicky opublikowali rezultaty badań nad właściwościami promieniowania kosmicznego. Wysun eli hipotez e, że promieniowanie kosmiczne powstaje podczas wybuchu supernowych, kosmicznych eksplozji, które podczas swojej najjaśniejszej fazy s a jaśniejsze od galaktyki, w której si e znajduj a. Dodatkow a uwag a w swojej pracy, była sugestia, że supernowe s a stadium przejściowym pomi edzy masywn a gwiazd a a gwiazd a neutronow a. Gwiazda neutronowa składa si e głownie z neutronów, czyli cz astek b ed acych składowymi j ader atomowych i jest jedyn a możliw a stabiln a postaci a materii, która może tworzyć gwiazd e o małym promieniu i bardzo dużej g estości. Dzisiaj wiemy, że gwiazdy neutronowe s a wydarzeniami kończ acymi cykl ewolucji masywnych gwiazd, 1 Pulsar to skrót słów pulsuj aca gwiazda wymyślony przez dziennikarza gazety Daily Telegraph. 2 prizes/physics/laureates/1974

4 Podsumowanie 125 Rys. 7.1: Po lewej: Wykres pokazuj acy zapis sygnału z obserwacji wykonanej 6-tego sierpnia 1967 roku, podczas, której dokonano odkrycia pierwszego pulsara, CP1919, gdzie CP oznacza Cambridge Pulsar, a 1919 oznacza jego rektascensj e, jedn a ze współrz ednych astronomicznych, określaj acych położenie ciała niebieskiego na sferze niebieskiej w układzie współrz ednych astronomicznych. Po prawej: Wykres z obserwacji, podczas których zarejestrowano pojedyncze impulsy wyemitowane przez CP1919, widoczne, jako charakterystyczne zagł ebienia pojawiaj ace si e w odst epach, co 1.34 sekundy. Rysunek zaczerpni ety z pracy Hewisha 1975). znacznie masywniejszych niż Słońce. Masywne gwiazdy zaczynaj a swe życie od obłoku gazowego składaj acego si e w dużej mierze z wodoru oraz śladowych ilości pierwiastków ci eżkich. Obłok gazu zaczyna robić si e coraz g estszy podczas zapadania si e w skutek działania sił grawitacyjnych. Wzrost g estości z kolei powoduje wzrost ciśnienia i temperatury, które w pewnym momencie osi agaj a wartości krytyczne po czym zaczyna si e proces, podczas, którego dwa (lub wi ecej) j adra atomowe ł acz a si e razem w reakcji termoj adrowej (fuzji termoj adrowej) w jedno ci eższe. Fuzja przebiega dopóki dochodzi do zamiany j ader pierwiastków lżejszych w ci eższe i kończy si e na etapie formowania j ader niklu oraz żelaza. Jako, że j adra tych dwóch pierwiastków maj a najwi eksz a energi e wi azania, fuzja termoj adrowa tych pierwiastków nie powoduje uwolnienia energii - przeciwnie proces ten wymagałby dostarczenia energii. W centrum gwiazdy zaczyna si e akumulacja żelaza i post epuje dopóki jego masa osi aga około 1.4 masy Słońca. J adro gwiazdy nie jest w stanie akumulować wi ecej masy i zapada si e. Podczas kolapsu elektrony zderzaj a si e z protonami formuj ac neutrony. Tak powstaje nowa gwiazda neutronowa, której masa wynosi około 1.4 masy Słońca, promień około 10 km, bardzo silne pole magnetyczne i całkiem znaczn a rotacj e, która przyjmuje wartości od kilkuset obrotów na sekund e do jednego obrotu w ci agu kilku sekund. Pozostała cz eść gwiazdy, która otacza j adro zostaje odrzucona podczas eksplozji supernowej. Gwiazdy neutronowe emitujace promieniowanie radiowe Spośród wszystkich gwiazd neutronowych istnieje grupa gwiazd maj aca specjaln a właściwość, która pozwala na ich obserwacje z Ziemi, to jest emisj e promieniowania radiowego. Mechanizm odpowiedzialny za emisj e fal radiowych przez gwiazd e neutronow a

5 126 Rozdział 7 Rys. 7.2: Przykładowa sekwencja pulsów indywidualnych pulsara B (dolny panel). Wraz ze wzrastaj acym numerem pulsów, subpulsy pojawiaj a si e wcześniej i składaj a si e na tzw. ścieżki dryfu subpulsów. Nagły zanik emisji pulsara, lub tzw. nul jest widoczny od pulsu numer 60. Profil średni pulsara, który jest charakterystyczny dla każdego pulsara jest przedstawiony w górnym panelu. nie jest do końca poznany, ale uważa si e, że mechanizm ten jest zwi azany z rotacj a gwiazdy. Fale radiowe generowane s a ponad biegunami magnetycznymi pulsara. Podczas rotacji pulsara, wi azka promieniowania omiata niebo w sposób podobny do światła latarni morskiej. Jeśli wi azki promieniowania radiowego omiot a Ziemi e, wtedy zaobserwować można impuls promieniowania radiowego. Efekt ten zachodzi dzi eki faktowi, że osie rotacji i pola magnetycznego pulsarów nie s a równoległe, lecz nachylone do siebie pod pewnym k atem w wi ekszości przypadków. Kolejnym typem gwiazdy neutronowej, która tak jak pulsary emituje promieniowanie radiowe jest magnetar. Magnetary s a wolno rotuj acymi gwiazdami, posiadaj acymi bardzo silne pole magnetyczne, silniejsze niż jakikolwiek obiekt dotychczas zaobserwowany we Wszechświecie. Głównym rodzajem promieniowania wysyłanego przez magnetary jest promieniowanie gamma i rentgenowskie, jednakże odkryto trzy magnetary, które emituj a promieniowanie radiowe.

6 Podsumowanie 127 Pulsy pojedyncze promieniowania radiowego emitowane w regularnych odst epach oznaczaj a ich okresy rotacji. Okresy gwiazd neutronowych nie powtarzaj a si e, lecz powoli zwi ekszaj a. Miara wzrostu jest pochodn a okresu, która razem z okresem pulsara jest ważn a wielkości a, któr a można użyć do wyznaczania parametrów charakteryzuj acych wiek lub sił e pola magnetycznego pulsara. Pojedyncze pulsy emitowane przez pulsary lub magnetary poddane zabiegowi uśredniania tworz a tzw. średnie profile. Profile te składaj a si e z setek lub tysi ecy pulsów pojedynczych, maj a różne kształty dla różnych pulsarów i czasami nazywane s a odciskami palców pulsarów jako, że s a bardzo stabilne dla obserwacji na danej cz estotliwości. Górny panel na Rys. 7.2 ukazuje średni profil pulsara B zaobserwowanego na cz estości 328 MHz. Profile uśrednione s a najcz eściej używane do studiowania właściwości sygnałów w dużych przedziałach czasowych. Natomiast, aby dowiedzieć si e czegoś wi ecej o charakterze emisji pulsara studiuje si e pulsy pojedyncze, które s a silnie zmodulowane tzn. ich kształt, intensywność oraz ilość komponentów zmieniaj a si e z pulsu na puls. Niektóre z tych pulsów ułożone w sekwencje nie wykazuj a żadnej regularności. Inne przyjmuj a zorganizowan a form e, której przykład jest przedstawiony w formie sekwencji 80 pulsów pojedynczych pulsara B w dolnym panelu Rys Na rysunku tym widać, że subpulsy pojawiaj a si e wcześniej wraz z kolejnymi pulsami lub tez dryfuj a w kierunku lewej cz eści profilu średniego i układaj a si e w tzw. ścieżki dryfu. Ten specyficzny rodzaj modulacji nazywany jest zjawiskiem dryfu subpulsów. Fenomen ten może być wyjaśniony tym, że wi azka promieniowania radiowego emitowanego przez pulsar ma specjaln a struktur e i składa si e z mniejszych wi azek, które okr ażaj a biegun magnetyczny gwiazdy jak na karuzeli. Jednakże istniej a efekty, które mog a zmieniać dryf pulsów. Pierwszym efektem, który widoczny jest w okolicy 60 pulsu w sekwencji pulsów widocznych na Rys. 7.2 jest efekt nazywany nulingiem i charakteryzuje sie nagłym wstrzymaniem emisji sygnału pulsara. Pulsary wstrzymuj a emisj e sygnału w bardzo różnych zakresach czasu i przyjmuj a zakres od pojedynczych pulsów poprzez godziny skończywszy na dniach podczas, których pulsar nie emituje promieniowania radiowego. Nuling jest także poł aczony z drugim efektem, zmian a modu pulsara. Efekt ten najlepiej widoczny jest pod postaci a różnych k atów nachylenia ścieżek dryfu subpulsów w różnych cz eściach obserwacji tego samego pulsara. Zmiana nachylenia ścieżek dryfu może przebiegać nagle i może być też poprzedzona wstrzymaniem emisji pulsara. Te trzy wyżej wymienione zjawiska uważane s a za powi azane z mechanizmem emisji promieniowania radiowego pulsarów. Dokładne zbadanie ich oraz zmian zachodz acych w czasie, gra istotn a rol e w próbie zrozumienia natury pulsarów. Podsumowanie pracy W niniejszej pracy przedstawiam wyniki badań nad właściwościami zmienności pulsów pojedynczych gwiazd neutronowych emituj acych promieniowanie radiowe. Celem tych badań, jest poprawa stanu wiedzy dotycz aca gwiazd neutronowych, takich jak pulsary czy magnetary znanych z emisji promieniowania radiowego. W szczególności istotnym pytaniem dotycz acym magnetarów jest: czy właściwości emisji sygnału radiowego s a podobne do tego emitowanego przez pulsary? Czy wszystkie gwiazdy neutronowe emituj ace promieniowanie radiowe wykazuj a zmiany dryfu subpulsów w czasie? Dlaczego sygnał wyemitowany przez

7 128 Rozdział 7 niektóre pulsary jest wykrywany tylko na jednej cz estotliwości, podczas gdy na drugiej nie? Pierwszy rozdział mojej pracy jest poświ econy badaniom nad magnetarem AXP XTE J W roku 2004 magnetar ten został odkryty, jako silne źródło promieniowania radiowego. Przed końcem 2008 roku sygnał ten osi agn ał stan sprzed 2004 roku. Przy użyciu trzech radioteleskopów, Lovell o średnicy 76 metrów usytuowanego w Anglii, interferometru radiowego Westerbork Synthesis Radio Telescope o średnicy 94 metrów w Holandii i 100 metrowego radioteleskopu Effelsberg w Niemczech przeprowadziłem obserwacje XTE J w maju i lipcu 2006 roku. Obserwacje te jako jedyne przeprowadzone zostały jednocześnie na trzech cz estotliwościach: 1.4 GHz, 4.9 GHz i 8.35 GHz. Użyłem różnorodnych metod analiz danych, aby zbadać i porównać właściwości emisji sygnału radiowego magnetara z pulsarami. Wyniki badań okazały si e bardzo przydatne w interpretacji właściwości emisji magnetarów w świetle obecnej wiedzy dotycz acej gwiazd neutronowych. W rezultacie wyniki badań dowiodły, że właściwości emisji sygnału radiowego magnetara w najsilniejszej fazie nie s a podobne do właściwości pulsarów. Pozostała cz eść pracy skupia si e na właściwościach pulsarów. Kolejne rozdziały poświ econe s a badaniom nad zmianami dryfu subpulsów w czasie. W rozdziale drugim, przedstawiam now a metod e nazwan a Sliding Two-Dimensional Fluctuation Spectrum (S2DFS), która stworzona została do detekcji i oszacowania zmian w dryfie subpulsów pulsarów. Do przetestowania tej metody użyte zostały dane zasymulowane jak i archiwalne obserwacje trzech pulsarów: B , B i B Rezultaty analizy tych danych, dowodz a, że metoda S2DFS jest dobra, prosta w użyciu i uzupełnia inne metody używane w detekcji zmian w dryfie subpulsów pulsarów. W rozdziale trzecim zaprezentowane zostały rezultaty z najwi ekszego przegl adu właściwości dryfu subpulsów pulsarów, przy użyciu dużej ilości archiwalnych danych otrzymanych z obserwacji dokonanych interferometrem WSRT na dwóch cz estościach radiowych. Wykorzystuj ac nowatorsk a technik e S2DFS przedstawion a w poprzednim rozdziale, przeprowadziłem szczegółow a analiz e właściwości dryfu subpulsów, nulingu oraz zmiany modów. Przeprowadziłem także analiz e danych, otrzymanych z obserwacji szczególnie interesuj acego pulsara B , przeprowadzonych przy użyciu 64 metrowego radioteleskopu Parkes w Australii na dwóch cz estościach, 685 i 3094 MHz. Pulsar ten wykazuje dryf subpulsów na całej szerokości jego ekstremalnie szerokiego profilu średniego. Opublikowane wyniki poprzednich badań sugerowały, że pulsar ten wykazuje efekt nulingu. Jednakże w 2005 roku dowiedziono, że w rzeczywistości zamiast nulingu pulsar ten emituje słaby sygnał radiowy. Przy użyciu danych z obserwacji wykonanych radioteleskopem w Parkes potwierdziłem istnienie wspomnianego sygnału. Profil średni otrzymany z obserwacji pulsara, podczas tzw. modu słabego na wyższej cz estotliwości, jest bardzo podobny do profilu średniego w tzw. silnym modzie na niższej cz estotliwości. Właściwości polaryzacji sygnału radiowego pulsara B maj a bardzo nietypow a natur e, która nie podlega interpretacji na podstawie modelu czysto geometrycznego, opisuj acego jedynie relacje geometryczne pomi edzy wi azk a emisji sygnału radiowego a osi a rotacji pulsara. Podsumowuj ac, niniejsza praca skupia si e na interpretacji fenomenu dryfu subpulsów. Badaj ac właściwości magnetara pokazałem, że pomimo silnego sygnału radiowego nie przypomina on w żadnym stopniu sygnału pulsara. Symultaniczne obserwacje pulsara B

8 Podsumowanie 129 przeprowadzone na dwóch cz estościach poprawiły nasze rozumienie niezwykłego zjawiska, jakim jest emisja słabego sygnału na jednej z cz estości. Wyniki analizy polaryzacji sygnału radiowego tego pulsara sugeruj a, że obecne modele wyjaśniaj ace polaryzacj e wymagaj a dalszej pracy. Badania przeprowadzone nad właściwościami modulacji dużej ilości pulsarów dowodz a, że zmiany dryfu subpulsów w czasie s a cz esto spotykane. Nowatorska metoda użyta do detekcji zmian dryfu subpulsów w czasie jest bardzo użyteczna i prosta w zastosowaniu.