Pulsary jako laboratoria gęstej materii

1. Michał Bejger, 20.09.08 Pulsary jakolaboratoriagęstej materii

2. Co to jest pulsar? Obiekt o silnym polu magnetycznym, obracający się wokół osi nawet setki razy w ciągu sekundy

3. Odkrycie PSR B1919+21, okres 1.337 s Mgr Jocelyn Bell: w 1967r. za pomocą radioteleskopu w Jordell Bank. W 1974r. jej promotor, Anthony Hewish dostaje nagrodę Nobla. Regularne pulsy początkowo brano za sygnał satelity szpiegowskiego a nawet pozaziemskiej cywilizacji... Okładka płyty Joy Division (1979)‏

4. Co odpowiada za pulsacje? Początkowo proponowano różne teorie: (układ podwójny, drgania powierzchni gwiazdy...)‏ Rotacja zwartej gwiazdy z silnym polem magnetycznym: model “latarni morskiej”

5. Pole magnetyczne Ziemi 0.6 G Magnes żelazny 100 G Stabilne pola magnetyczne w laboratoriach 4 x 105 G Najsilniejsze pola magnetyczne w laboratoriach 107 G Najsilniejsze pola magnetyczne w normalnych gwiazdach 106 G Typowe pola radiopulsarów 1012 G Magnetary 1014 – 1015 G (1 G = 10-4 T)‏ Porównanie “siły” pól magnetycznych występujących w przyrodzie

6. Magnetosfera pulsara Wirujący dipol magnetyczny, emisja promieniowania: elektrony przyśpieszane wzdłuż linii pola (pulsar w mgławicy Craba)‏

7. Radiowe obserwacje pulsacji PSR B1937+21: uśredniony profil pulsu pierwszego milisekundowego pulsara (641Hz) PSR B0329+54 (0.714 sek.)‏ PSR B1937+21

8. Populacja pulsarów radiowych

9. Pulsary: rozkład na niebie (czerwone kropki: pulsary milisekundowe, kółka: w układach podwójnych)‏

10. Pulsary w Galaktyce Narodziny w płaszczyźnie Galaktyki Prędkości nawet 1500 km/s

11. Cykl życiowy pulsarów

12. Cykl życiowy pulsarów Diagram P vs dP/dt odpowiednik diagramu Hertzsprung-Russella

13. Pulsary milisekundowe Gwiazdy w sile wieku (>107 lat), o słabym polu magnetycznym (~108 G)‏ Bardzo regularne pulsy: (dP/dt)/P ~ 10-17 s-1 “Rozkręcanie” poprzez akrecje materii w układzie podwójnym “Zapalanie” materii: emisja twardego promieniowania)‏

14. Centralny “mechanizm” pulsara:gwiazda neutronowa • Masa ~1.5 masy Słońca • Promień ~10 kilometrów • Grawitacja ~100 miliardów razy większa od ziemskiej • Średnia gęstość ~100 milionów ton na cm3 • Ciśnienie centralne ~1030 atmosfer • Rotacja do 700 obrotów na sekundę, tzn. prędkość na równiku ~ 0.1c prędkości światła

15. Materia ziemska Atomy – rozmiar atomu 10-10 m = 1mm/10mln • Jądro atomowe – rozmiar ok. 1 fm (10-15 m)‏ • Elektrony – „daleko” od jądra

16. Własności materii jądrowej Siły elektromagnetyczne – odpychanie się protonów Siły jądrowe: • przyciągające dla większych odległości • odpychające dla mniejszych • energia symetrii – neutron z protonem bardziej się przyciągają niż neutron z neutronem

17. Stabilność jąder • Jądra stabilne mają zbliżone liczby neutronów i protonów • Zachwianie tej równowagi prowadzi do rozpadu jąder • Neutron uderza w jądro • Jądro deformuje się i po 10-15 sek rozpada się na dwa jądra • Jądra te emitują neutrony oraz promieniowanie gamma (okres 10-12 sek)‏ • Następnie jądra osiągają stan równowagi emitując elektrony (cząstki beta) w dłuższym czasie (sekundy –lata)

18. Supergęsta materia jądrowa • Skład materii – duża liczba neutronów Liczba protonów równoważona liczbą elektronów. Zakaz Puliego – fermiony nie mogą znajdować się w tym samym stanie Każdy dodatkowy fermion powoduje zwiększenie energii równowaga to minimum energii Korzystne zachodzenie reakcji: p + e n +  neutronizacja materii

19. Model materii • Model materii jądrowej (neutronowej): • oparty w znacznej części na eksperymencie poniżej gęstości 1011 g/cm3 • oparty na teorii i częściowo na eksperymencie w przedziale gęstości 1011 -1014 g/cm3 • oparty niemal całkowicie na teorii powyżej gęstości 1014 g/cm3 • Elementy modelu materii jądrowej : • występujące cząstki i ich energia (masa) – możliwość istnienia cząstek niestabilnych na Ziemi • rodzaj oddziaływań między cząstkami

20. Równanie stanu materii Model gęstej materii jądrowej podaje • Główne wielkości opisujące materię: • skład – rodzaj występujących cząstek • ilość cząstek w jednostce objętości n • gęstość masy (energii)  • ciśnienie P Zależność ciśnienia od gęstości P() - równanie stanu

21. Sztywność równania stanu Miękkie (sztywne) równanie stanu – określona zmiana ciśnienia powoduje dużą (małą) zmianę gęstości. g = F F miękkie sztywne

22. Jak otrzymać modelgwiazdy? grawitacja ciśnienie materii P=-Gmr /r2 Równanie budowy gwiazdy w ramach Ogólnej Teorii Względności ostatni człon powoduje zwiększenie siły grawitacji istnienie masy maksymalnej gwiazdy

23. Wewnątrz gwiazdy neutronowej dla gęstości większych od gęstości jądrowej wiedza nt. składu materii jest niekompletna

24. Testy Ogólnej Teorii Względności Relatywistyczne układy podwójne gwiazd neutronowych Pierwszy tego typu obiekt, PSR 1913+16, odkryty przez R. A. Hulse'a i J. H. Taylora w 1974r. (nagroda Nobla w 1993r.)‏ Okres pulsara: 59ms Ruch periastronu: 4.2o/rok (dla porównania, ruch peryhelium Merkurego: 43''/100 lat)‏ Okres orbitalny: 7.75 godziny!

25. Testy Ogólnej Teorii Względności Pierwszy układ podwójny pulsarów: PSR J0737-3039, w którym obie gwiazdy są widoczne jako pulsary o okresach 23ms i 2.8s Masy: 1.337 oraz 1.25 mas Słońca Okres orbitalny: 2.4 godziny! Efekty OTW: Zbliżają się do siebie o 7mm/dzień! Ruch periastronu: 17o/rok !!!

26. Testy Ogólnej Teorii Względności Układ PSR J0737-3039 Pomiary efektów relatywistycznych (post-Keplerowskich): poczerwienienia grawitacyjnego, ruch periastronu, zmiany okresu orbitalnego, efektu Shapiro, zgodne z OTW z dokładnością 0.1% !

27. Model materii jądroweja parametry gwiazd neutronowych Teoria Obserwacje

28. Obserwacjemasgwiazdneutronowych

29. Model materii jądroweja parametry gwiazd neutronowych