Kirjoittaja Aihe: Neutronitähtiparin pulsarin säteilykeila katosi pyörimisakselin kallistuttua  (Luettu 5218 kertaa)

0 jäsentä ja 1 Vieras katselee tätä aihetta.

Poissa Mare Nectaris

  • Rinnakkaisuniversumi
  • *****
  • Viestejä: 1302
  • Jaa - ja sinulla on kaikki
PSR J1906+0746 on relativistinen kaksoisneutronitähti (Double Neutron Star, DNS), jota on havainnoitu maailman suurimmilla radioteleskoopeilla erittäin tarkasti yli viiden vuoden ajan.

Nuorempi neutronitähdistä syntyi supernovan räjähtäessä n. 100 000 vuotta sitten, kun tähti luhistui tiiviiksi, nopeasti pyöriväksi pulsariksi. Se voidaan havaita lähettämästään voimakkaasta radiosignaalista. Pulsari pyörii akselinsa ympäri kerran 144 millisekunnissa, ja tähden massaksi on mitattu 1,291 Auringon massaa.

Kumppanitähteä ei voida havainnoida suoraan. Se ei lähetä radiosäteilyä, ja sen visuaalinen havainnointi olisi erittäin vaikeaa: tähdet kiertävät toisiaan etäisyydellä, joka on alle sadasosa Maan ja Auringon etäisyydestä. Kumppanin massaksi on kuitenkin onnistuttu määrittämään 1,322 Auringon massaa. Sen arvellaan todennäköisimmin olevan myös vanha neutronitähti. Massan puolesta on myös mahdollista, että se olisi valkoinen kääpiö, joka voisi syntyä harvinaisen massanvaihtotapahtumasarjan kautta. Tähdet kiertävät yhteistä massakeskipistettään kerran 3,98 tunnissa, mikä on toiseksi nopein koskaan havaittu kaksoisneutronitähtien kiertoaika.

Neutronitähtien vuorovaikutus synnyttää erittäin voimakkaan painovoimakentän. Suhteellisuusteorian mukaisesti se vääristää aika-avaruutta. Syntyy ns. painovoimakaivo (gravitational well), joka vaikuttaa pulsarin kiertorataan “töyssyn” tavoin, ja saa pulsarin pyörimisakselin huojumaan. Vääristymän vuoksi neutronitähden pyörimisakseli kääntyy yhden Maan vuoden aikana miljoonasosan, mikä vastaa 2,2 asteen pyörimisakselin kallistumaa.

Kallistumaa kutsutaan geodeettiseksi prekessioksi (geodetic precession). Tällaisen kallistumisefektin voi yksinkertaisimmillaan havaita tarkkailemalla pyörivän hyrrän akselin huojuntaa, ja myös Maapallon akseli huojuu prekession vaikutuksesta.

Tutkijat ovat laskeneet, että noin vuosina 1998-2005 pulsarin molempien napojen kapeat säteilykeilat vielä osuivat Maahan, mutta noin vuodesta 2005 alkaen enää vain pääsäteen keila osui Maahan. Vuonna 2014 pääsäteenkin keila alkoi prekession vaikutuksesta osoittaa ohi Maapallon, ja keila katosi havaitsijoilta kokonaan. Laskujen mukaan pulsarin sykkeen pitäisi palata havaittaviin vuonna 2170. Laskujen pohjana olevat mittaukset perustuvat pulsarin lähettämiin signaaleihin, joita tutkimusryhmä onnistui keräämään yli viiden vuoden ajan (signaalit toistuivat 144 millisekunnin välein, joten talteen saatiin kaikkiaan noin tuhat miljardia pulsarin radiopulssia).   

Ensimmäiset havainnot pulsarista tehtiin Arecibon observatoriossa 2004. Sittemmin kohdetta on havainnoitu Arecibon lisäksi myös neljällä muulla maailman suurimmista radioteleskoopeista: the Green Bank Telescope (USA), Nançay Telescope (Ranska), the Lovell Telescope (Englanti) ja the Westerbork Synthesis Radio Telescope (Alankomaat). Tutkimusryhmää johti alankomaalainen astrofyysikko Joeri van Leeuwen (The Netherlands Institute for Radio Astronomy ASTRON ja University of Amsterdam). Tutkimustulokset julkaistiin The Astrophysical Journal-lehdessä (Vol 798, No 2, 8.1.2015).
Timo Keski-Petäjä

CTheMoon

Havaintosuoja KuuMaja

SW Evostar 120 ED APO*TAL 250K*C8-N*SW 150 Pro*TAL 1 (Mizar)*Celestron Ultima 80*EQ6 Pro Eqmod + TS dual mount*CG-5 GOTO*TV: Nagler Type 4 17 mm, Panoptic 24 mm*Baader Hyperion Clickstop-Zoom 8-24*17 mm UWA-70*TV BIG 2x Barlow*Celestron 2x Barlow Ultima SV Series*TAL 3x Barlow*TS 5 x APO Barlow*TS CCD lunar camera

Poissa mistral

  • Rinnakkaisuniversumi
  • *****
  • Viestejä: 2198
Neutronitähtien vuorovaikutus synnyttää erittäin voimakkaan painovoimakentän. Suhteellisuusteorian mukaisesti se vääristää aika-avaruutta. Syntyy ns. painovoimakaivo (gravitational well), joka vaikuttaa pulsarin kiertorataan “töyssyn” tavoin, ja saa pulsarin pyörimisakselin huojumaan.

Onkohan mahdollista että molemmat tähdet kiertää toisiaan elliptisellä radalla ja välillä käyvät lähempänä toisiaan, josta syystä kaivo syvenee ja tämä tekisi töyssyn kiertorataan?

Onko muuten mahdollista että lähes saman massaiset tähdet kiertävät toisiaan eksentrisesti? Merkuriuksen eksentrisyys on iso n. 0,2 mikä tekee 0,31-0,47 AU:n soikeuden rataan. Mutta kun kappaleet on suunnilleen saman massaisia....ehkä se on mahdollista?