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脈衝星

高磁化，快速旋轉的中子星或白矮星

脈衝星（英語：Pulsar），又稱波霎[1]，是高度磁化的旋轉緻密星（通常是中子星，但也有白矮星），其磁極發出電磁輻射束[2]。 僅當發射光束指向地球時才可以觀察到此輻射（類似於僅當將光指向觀察者的方向時才可以看到燈塔的方式），並且該輻射是發射的脈衝形式的原因。 中子星非常密集，具有短的規則旋轉週期。 對於單個脈衝星，這會在脈衝之間產生非常精確的間隔，範圍從毫秒到秒。 脈衝星是超高能宇宙射線源的候選者之一。 （另請參見加速的離心機制（英語：Centrifugal mechanism of acceleration）。）

船帆座脈衝星的脈動循環，由費米伽瑪射線太空望遠鏡的大面積望遠鏡接收到的光子建立模式。
脈衝星旋轉的示意動畫。中間的球體表示中子星，曲線表示磁場線，而突出的圓錐體表示發射區。

脈衝星的週期使它們成為天文學家非常有用的工具。 在雙星中子星系統中對脈衝星的觀測被用來間接確認重力輻射的存在。 在脈衝星PSR B1257+12附近發現了第一批太陽系外行星。 1983年，檢測到某些類型的脈衝星，當時它們在保持時間方面超過了原子鐘的精度[3]。

觀測的歷史

發現

 
 
約瑟琳·貝爾·伯奈爾, 1967年6月。

1967年10月，劍橋大學卡文迪許實驗室（Cavendish Laboratory）的安東尼·休伊什（Antony Hewish）教授的研究生——24歲的喬絲琳·貝爾·伯奈爾（Jocelyn Bell Burnell）檢測無線電望遠鏡收到的信號時無意中發現了一些有規律的脈衝信號，它們的週期十分穩定，為1.337秒。起初她以為這是外星人「小綠人」（LGM, Little Green Man）發來的信號，但在接下來不到半年的時間裡，又陸陸續續發現了數個這樣的脈衝信號。後來人們確認這是一類新的天體，並把它命名為「脈衝星」。脈衝星與類星體、宇宙微波背景輻射、星際有機分子一道，並稱為20世紀60年代天文學「四大發現」。安東尼·休伊什因脈衝星的發現而榮獲1974年的諾貝爾物理學獎，儘管人們對喬絲琳·貝爾·伯奈爾未能獲獎而頗有微詞。

值得一提的是，1967年阿拉斯加彈道飛彈預警中心的雷達控制人員也觀察到了一些脈衝信號源並確認他們來自天體。這一發現早於劍橋大學的研究人員，但由於軍事保密要求，直到21世紀解密之時才被世人所知。[4]

中子星的存在是沃爾特·巴德（Walter Baade）和弗里茨·茲威基（Fritz Zwicky）於1934年首次提出的，當時他們認為超新星將產生一個主要由中子組成的小而密集的恆星[5]。 基於磁性主序星的磁通量守恆的想法，洛德韋克·沃爾徹(Lodewijk Woltjer)於1964年提出，這樣的中子星可能包含的磁場高達1014 到 1016 G.[6]。1967年，即在發現脈衝星之前不久，弗蘭科·帕西尼（Franco Pacini）提出了一個旋轉的具有磁場的中子星會發出輻射，甚至指出這種能量可以被泵送到中子星周圍的超新星遺蹟中，例如蟹狀星雲[7]。在發現第一個脈衝星後，湯馬士·戈爾德（Thomas Gold）獨立提出了一個類似於帕西尼（Pacini）的旋轉中子星模型，並明確指出該模型可以解釋貝爾·伯奈爾（Bell Burnell）和休伊什（Hewish）觀測到的脈衝輻射[8] 。1968年，Richard V. E. Lovelace與合作者一起使用阿雷西博天文台發現了蟹狀星雲脈衝星的  ms[9] [10]。蟹狀星雲脈衝星的發現為脈衝星的旋轉中子星模型提供了證實[11]。蟹狀星雲脈衝星的33毫秒脈衝週期太短，無法與其他建議的脈衝星發射模型保持一致。 此外，之所以如此命名，是因為它位於蟹狀星雲的中心，與1933年對巴德(Baade)和茲威基(Zwicky)的預測一致[12]。

里程碑發現

 
船帆座脈衝星及其周圍的脈衝風星雲。

1974年，約瑟夫·泰勒(Joseph Hooton Taylor, Jr.)和拉塞爾·赫爾斯(Russell Hulse)共同發現史上第一個位於雙星系統的脈衝星PSR B1913+16，並通過對其深入研究首次發現重力波存在的間接定量證據, 是對愛因斯坦廣義相對論的一項重要驗證。這顆脈衝星繞軌道運行的另一個中子星只有八小時的運行時間。愛因斯坦的廣義相對論理論預測，該系統應發出強大的重力輻射，使軌道在失去軌道能量（英語：Specific orbital energy）時不斷收縮。對脈衝星的觀測很快證實了這一預測，為重力波的存在提供了第一個證據。 截至2010年，對該脈衝星的觀測仍與廣義相對論保持一致[13]。 1993年，泰勒和赫爾斯因發現該脈衝星而獲得了諾貝爾物理學獎[14]。

1982年，唐·貝克（英語：Don Backer）（Don Backer）領導的一個小組發現了脈衝星PSR B1937+21，其旋轉週期僅為1.6毫秒（38,500 rpm）[15]。 不久的觀測表明，它的磁場比普通脈衝星弱得多，而進一步的發現鞏固了這樣一種觀念，即已經發現了一種新型天體，即「毫秒脈衝星」（MSP）。 MSP被認為是X射線聯星的最終產物。由於MSP異常快速且穩定的旋轉，天文學家可以將其用作與地球上最佳原子鐘的穩定性相媲美的時鐘。

1992年，亞歷山大·沃爾茲森（Aleksander Wolszczan）在PSR B1257+12附近發現了第一顆太陽系外行星。 這一發現提供了有關太陽系外行星廣泛存在的重要證據，儘管任何生命形式都不可能在脈衝星附近的強輻射環境中生存。

2016年，天蠍座AR被認為是第一個這樣的脈衝星，在其中緊湊的天體是白矮星而不是中子星[16]。

形成，機制，關閉

 
錐形掃射
 
蟹狀星雲脈衝星的X射線/可見光波段合成圖像

1968年有人提出脈衝星是快速旋轉的中子星[17]。中子星具有強磁場，運動的帶電粒子發出同步輻射，形成與中子星一起轉動的無線電波束。由於中子星的自轉軸和磁軸一般並不重合，每當無線電波束掃過地球時，就接收到一個脈衝。

恆星在演化末期，缺乏繼續燃燒所需要的核反應原料，內部輻射壓降低，由於其自身的重力作用逐漸塌縮。質量不夠大(約數倍太陽質量)的恆星塌縮後依靠電子簡併壓力與重力相抗衡，成為白矮星，而在質量比這還大的恆星裡面，電子被壓入原子核，形成中子，這時候恆星依靠中子的簡併壓與重力保持平衡，這就是中子星。典型中子星的半徑只有幾公里到十幾公里，質量卻在1-2倍太陽質量之間，因此其密度可以達到每立方公分上億噸。由於恆星在塌縮的時候角動量守恆，塌縮成半徑很小的中子星後自轉速度往往非常快。又因為恆星磁場的磁軸與自轉軸通常不平行，有的夾角甚至達到90度，而電磁波只能從磁極的位置發射出來，形成圓錐形的輻射區。

此外，在脈衝星便是中子星的證據中，其中一個便是我們在蟹狀星雲（M1；原天關客星，SN 1054）確實也發現了一個週期約0.033s的脈衝星。

脈衝星靠消耗自轉能而彌補輻射出去的能量，因而自轉會逐漸放慢。但是這種變慢非常緩慢，以致於信號週期的精確度能夠超過原子鐘。[18][19] 而從脈衝星的週期就可以推測出其年齡的大小，週期越短的脈衝星越年輕。

當脈衝星的自旋週期充分減慢時，無線電脈衝星機制被認為會關閉（所謂的「死亡線」）。 這種關閉似乎發生在大約1000萬–1億年之後，這意味著在宇宙136億年的年齡產生的所有中子星中，大約99％不再脈動[20]。

儘管人們普遍接受脈衝星是快速旋轉的中子星的一般情況，但馬克斯·普朗克地外物理研究所的沃納·貝克爾(Werner Becker )在2006年表示：「即使在近40年的工作之後，脈衝星如何發射輻射的理論仍處於起步階段。」 [21]

毫秒脈衝星

主條目：毫秒脈衝星

20世紀80年代，人們又發現了一類所謂的毫秒脈衝星，它們的週期非常短，只有毫秒量級，之前的儀器雖然能探測到，但是很難將脈衝分辨出來。研究發現毫秒脈衝星並不年輕，這就對傳統的「週期越短越年輕」的理論提出了挑戰。進一步的研究發現毫秒脈衝星與密接聯星有關。

脈衝雙星

1974年，美國的拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒發現了第一個脈衝雙星系統。它由一顆脈衝星，PSR 1913+16，與一顆中子星構成，軌道週期很短，僅為7.75小時。軌道的偏心率為0.617。當兩顆子星相互靠得很近時，極強的重力輻射會導致它們的距離愈加靠近，軌道週期會逐漸變短。通過精確地測量無線電脈衝雙星軌道週期的變化可以檢測重力波的存在，驗證廣義相對論。赫爾斯和泰勒也因此獲得1993年的諾貝爾物理學獎。

2003年4月，研究人員發現PSRJ0737－3039A的週期為22毫秒，並且在有規律地變化。人們認為這是一個罕見的雙脈衝星系統，兩顆子星都是脈衝星，並且輻射束都掃過地球。觀測顯示，這對雙脈衝星系統的A星是一顆1.337太陽質量的毫秒脈衝星，週期22毫秒，B星是一顆1.251太陽質量的正常脈衝星，週期2.27秒。兩顆子星相互環繞的軌道週期僅為2.4小時，軌道偏心率為0.088,平均速度達到0.1%光速。這個雙脈衝星系統的發現為檢測重力波的存在帶來了新的希望。

命名規則

脈衝星的命名由脈衝星英文（Pulsating Source of Radio）的縮寫PSR加上其赤經赤緯坐標組成。如PSR B1937+21，1937是指該脈衝星位於赤經19 h 37 m，+21是指其位於赤緯+21°，B意味著赤經赤緯值是歸算到曆元1950年的值。此外，J則表示赤經赤緯值是歸算到曆元2000年的值。

在起初，像CP 1919一樣，天文台使用的一個字母，脈衝星的使用的字母為P，而RA的度數和弧分數則使用兩位數。 代表天文台的一個字母的含義如下。

現代慣例在較舊的數字前面加上一個B（例如PSR B1919+21），其中B表示坐標是1950.0紀元。 所有新的脈衝星都有一個指示2000.0坐標的J，還具有包括分鐘在內的偏角（例如PSR J1921+2153）。 在1993年之前被發現的脈衝星傾向於保留其B名稱而不是使用其J名稱（例如，PSR J1921+2153更通常被稱為PSR B1919 + 21）。 最近發現的脈衝星只有J名稱（例如PSR J0437−4715）。 所有脈衝星都有一個J名稱，可以提供其在天空中位置的更精確坐標[22]。

分類

根據電磁輻射動力的來源，天文學家目前已知三類不同的脈衝星：

儘管所有這三類物體都是中子星，但它們的可觀察行為和基本物理學卻大不相同。 但是，存在一些連接。例如，X射線脈衝星可能曾經是旋轉動力脈衝星，已經失去了大部分動力，並且只有在其聯星同伴膨脹並開始將物質轉移到中子星之後才重新可見。

著名的脈衝星

300 pc以內的脈衝星[23]
PSR 距離
(pc)		 年齡
(Myr)
J0030+0451 244 7,580
J0108−1431 238 166
J0437−4715 156 1,590
J0633+1746 156 0.342
J0659+1414 290 0.111
J0835−4510 290 0.0113
J0453+0755 260 17.5
J1045−4509 300 6,710
J1741−2054 250 0.387
J1856−3754 161 3.76
J2144−3933 165 272
 
費米伽瑪射線太空望遠鏡探測到的伽瑪射線脈衝星。

此處列出的脈衝星要麼是最早發現的這種脈衝星，要麼就是代表已知脈衝星種類群中某種類型的極端事件，例如，測量週期最短。

  • 發現的第一顆脈衝星：CP 1919(現在命名為PSR1919+21），也就是上文貝爾小姐發現的那顆脈衝星，位於狐狸座方向，脈衝週期1.33730119227秒，脈衝寬度0.04秒。1967年被發現（Nature 217,709-713,1968）。
  • 發現的第一顆脈衝雙星：PSR B1913+16
  • 發現的第一個毫秒脈衝星：PSR B1937+21
  • 發現的第一顆帶有行星系統的脈衝星：PSR B1257+12
  • 發現的第一顆雙脈衝星系統：PSR J0737-3039
  • 發現的第一個X射線脈衝星：半人馬座X-3
  • 最亮的脈衝星（在電波頻率）：船帆座脈衝星（PSR J0835-4510 或 PSR B0833-45）
  • 最亮的毫秒脈衝星：PSR J0437−4715
  • 最短週期的脈衝星：PSR J1748-2446ad，週期時間約為〜0.0014秒或〜1.4毫秒（每秒自轉716次）。
  • 最長的脈衝星週期為118.2秒，也是唯一已知的白矮星脈衝星天蠍座AR。

圖庫

參閱

 
維基共享資源上的相關多媒體資源：脈衝星

參考文獻

  1. ^ 秦一男. 波霎閃耀憶君山. 科學人. 2018, 200 [2023-07-26]. （原始內容存檔於2023-07-26） （中文（臺灣））. 
  2. ^ NASA's NICER Delivers Best-ever Pulsar Measurements, 1st Surface Map. [2021-03-06]. （原始內容存檔於2021-03-01）. 
  3. ^ Sullivan, Walter. PULSAR TERMED MOST ACCURATE 'CLOCK' IN SKY. NY Times. The New York Times. February 9, 1983 [January 15, 2018]. （原始內容存檔於2021-04-28）. 
  4. ^ An Independent 1967 Discovery of Pulsars. 40 YEARS OF PULSARS: Millisecond Pulsars, Magnetars and More. AIP Conference Proceedings, Volume 983, pp. 642-645 (2008). 
  5. ^ Baade, W.; Zwicky, F. Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays (PDF). Physical Review. 1934, 46 (1): 76 [2021-03-10]. Bibcode:1934PhRv...46...76B. doi:10.1103/PhysRev.46.76.2. （原始內容存檔 (PDF)於2021-02-24）. 
  6. ^ Woltjer, L. X-rays and Type I Supernova Remnants. Astrophysical Journal. 1964, 140: 1309 [2021-03-10]. Bibcode:1964ApJ...140.1309W. doi:10.1086/148028. （原始內容存檔於2020-05-10）. 
  7. ^ Pacini, F. Energy Emission from a Neutron Star. Nature. 1967, 216 (5115): 567–568. Bibcode:1967Natur.216..567P. S2CID 4282721. doi:10.1038/216567a0. 
  8. ^ Gold, T. Rotating Neutron Stars as the Origin of the Pulsating Radio Sources. Nature. 1968, 218 (5143): 731–732. Bibcode:1968Natur.218..731G. S2CID 4217682. doi:10.1038/218731a0. 
  9. ^ ``Crab nebula pulsar NP 0532 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） 1969, J. M. Comella, H. D. Craft, R. V. E. Lovelace, J. M. Sutton, G. L. Tyler Nature 221 (5179), 453-454
  10. ^ ``Digital Search Methods for Pulsars （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） 1969, R. V. E. Lovelace, J. M. Sutton, E. E. Salpeter Nature 222 (5190), 231-233
  11. ^ ``On the discovery of the period of the Crab Nebula pulsar （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） R. V. E. Lovelace and G. L. Tyler 2012, The Observatory, 132, 186.
  12. ^ Lyne & Graham-Smith, pp. 1–7 (1998).
  13. ^ Weisberg, J.M.; Nice, D.J. & Taylor, J.H. Timing measurements of the relativistic binary pulsar PSR B1913+ 16. The Astrophysical Journal. 2010, 722 (2): 1030–1034. Bibcode:2010ApJ...722.1030W. S2CID 118573183. arXiv:1011.0718  . doi:10.1088/0004-637X/722/2/1030. 
  14. ^ Nobel Prize in Physics 1993. [2010-01-07]. （原始內容存檔於2012-06-22）. 
  15. ^ D. Backer; Kulkarni, Shrinivas R.; Heiles, Carl; Davis, M. M.; Goss, W. M. A millisecond pulsar. Nature. 1982, 300 (5893): 315–318. Bibcode:1982Natur.300..615B. S2CID 4247734. doi:10.1038/300615a0. 
  16. ^ Buckley, D. A. H.; Meintjes, P. J.; Potter, S. B.; Marsh, T. R.; Gänsicke, B. T. Polarimetric evidence of a white dwarf pulsar in the binary system AR Scorpii. Nature Astronomy. 2017-01-23, 1 (2): 0029. Bibcode:2017NatAs...1E..29B. ISSN 2397-3366. S2CID 15683792. arXiv:1612.03185  . doi:10.1038/s41550-016-0029 （英語）. 
  17. ^ Gold, T., Pacini, F., 1968, Astrophysical Journal, 152, L115. NASA ADS
  18. ^ Marissa Cevallos, Science News,"HOW TO USE A PULSAR TO FIND STARBUCKS"[1] （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）,Discovery News,Wed Nov 24, 2010 10:21 AM ET .
  19. ^ Angelo Tartaglia,Matteo Luca Ruggiero,Emiliano Capolongo,"A null frame for spacetime positioning by means of pulsating sources"[2] （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）,arxiv.org,Oct.10th 2010.
  20. ^ Pulsars. www.cv.nrao.edu. [2021-03-10]. （原始內容存檔於2020-11-12）. 
  21. ^ Old Pulsars Still Have New Tricks to Teach Us. Staff. ESA. 26 July 2006 [30 April 2013]. （原始內容存檔於2012-10-19）. 
  22. ^ Lyne, Andrew G.; Graham-Smith, Francis. Pulsar Astronomy. Cambridge University Press, 1998.
  23. ^ 引用錯誤：沒有為名為aj141_5_165的參考文獻提供內容

外部連結

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