PSR B0531+21

Αστροφυσικά χαρακτηριστικά

Ο PSR B0531+21 είναι ένας από τους ελάχιστους πάλσαρ που ανιχνεύθηκαν και στο ορατό φως. Το φωτεινό ίχνος του αντιστοιχεί σε διάμετρο περίπου 20 χιλιομέτρων. Ο αστέρας νετρονίων περιστρέφεται γύρω από τον εαυτό του μία φορά κάθε 33,50 χιλιοστά του δευτερολέπτου (29,85 φορές ανά δευτερόλεπτο) και η μάζα του εκτιμάται ότι είναι 40% μεγαλύτερη αυτής του Ήλιου. Η θερμοκρασία της επιφάνειάς του ανέρχεται σε 1,6 εκατομμύριο βαθμούς Κέλβιν ή Κελσίου, ενώ σύμφωνα με θεωρητικά πρότυπα (μοντέλα) η θερμοκρασία στο κέντρο του πρέπει να φθάνει τα 300 εκατομμύρια βαθμούς.
Ο αστρικός άνεμος σωματιδίων που εκτοξεύονται με σχετικιστικές ταχύτητες από τον αστέρα παράγει ακτινοβολία σύγχροτρον, η οποία αντιπροσωπεύει το μεγαλύτερο ποσοστό της συνολικής ενέργειας που ακτινοβολεί ολόκληρο το νεφέλωμα από τα ραδιοκύματα μέχρι και τις ακτίνες γ. Το πιο δυναμικό τμήμα του εσώτερου τμήματος του νεφελώματος είναι το σημείο όπου ο άνεμος σωματιδίων από τον ισημερινό του πάλσαρ συναντά το περιβάλλον υλικό, σχηματίζοντας ένα κρουστικό κύμα. Το σχήμα και η θέση αυτού του κρουστικού κύματος μεταβάλλονται γρήγορα, με τον ισημερινό άνεμο να εμφανίζεται ως μία σειρά νηματοειδών χαρακτηριστικών που φωτίζονται και εξαφανίζονται ενώ μετακινούνται απομακρυνόμενοι από τον πάλσαρ, για να διαλυθούν στο κύριο τμήμα του νεφελώματος. Η περίοδος περιστροφής του αστέρα νετρονίων αυξάνεται κατά 38 δισεκατομμυριοστά του δευτερολέπτου κάθε 24ωρο εξαιτίας της ενέργειας περιστροφής που μετατρέπεται σε ενέργεια του αστρικού ανέμου και της ακτινοβολίας.
Το νεφέλωμα και ο πάλσαρ χρησιμοποιούνται συχνά ως μονάδα μέτρησης στην αστρονομία των ακτίνων Χ, καθώς είναι ισχυρότατη πηγή ακτίνων Χ, αλλά και η ένταση και το φάσμα τους είναι σταθερά, με εξαίρεση τον ίδιο τον πάλσαρ. Ο πάλσαρ παρέχει ένα ισχυρό περιοδικό σήμα που χρησιμοποιείται για τον έλεγχο του χρονισμού των ανιχνευτών ακτίνων Χ. Στην αστρονομία των ακτίνων X, οι όροι Crab (αγγλική λέξη που σημαίνει «καβούρι») και milliCrab χρησιμοποιούνται μερικές φορές ως μονάδες ροής. Πολύ λίγες πηγές ακτίνων Χ έχουν φωτεινότητα μεγαλύτερη του 1 Crab. 1 millicrab αντιστοιχεί σε πυκνότητα ροής περίπου 2,4x10⁻¹¹ erg sec⁻¹ cm⁻² (2,4x10⁻¹⁴ W m⁻²) στη «μέση» του φάσματος των ακτίνων Χ, δηλαδή 2 έως 10 χιλιάδων eV.

Ιστορία παρατηρήσεων

Από το 1939 οι αστρονόμοι αναζητούσαν τον κεντρικό αστέρα του Νεφελώματος του Καρκίνου ως υπολείμματος υπερκαινοφανούς. Υπήρχαν δύο υποψήφιοι, αναφερόμενοι στη βιβλιογραφία ως «βόρειος επόμενος» (north following) αστέρας και «νότιος ηγούμενος» (south preceding) αστέρας. Τον Σεπτέμβριο του 1942 ο Βάλτερ Μπάαντε απέκλεισε τον «βόρειο επόμενο», ενώ έκρινε ανεπαρκή τα δεδομένα για να αποφασίσει για τον νότιο αστέρα. Στο ίδιο τεύχος του περιοδικού Astrophysical Journal ο Ρούντολφ Μινκόφσκι με φασματοσκοπικά επιχειρήματα ισχυριζόταν ότι «τα δεδομένα υπονοούν, αλλά δεν αποδεικνύουν, ότι ο νότιος ηγούμενος αστέρας είναι ο κεντρικός αστέρας του νεφελώματος».
Στα τέλη του 1968 οι Ντέιβιντ Στέλιν (David H. Staelin) και Έντουαρντ Ράιφενστάιν (Edward C. Reifenstein III) ανακοίνωσαν την ανακάλυψη δύο παλλόμενων ραδιοπηγών «κοντά στο νεφέλωμα, που θα μπορούσαν να βρίσκονται σε αυτό», χρησιμοποιώντας το ραδιοτηλεσκόπιο των 100 μέτρων του Γκρην Μπανκ. Σε αυτές τις πηγές δόθηκαν τα διακριτικά NP 0527 και NP 0532. Η περίοδος περιστροφής και η ακριβής θέση του PSR B0531+21, που ταυτίζεται με τη ραδιοπηγή NP 0532, ανακαλύφθηκε από τον Ρίτσαρντ Λάβλεϊς (Richard Lovelace) και τους συνεργάτες του στις 10 Νοεμβρίου 1968 με το Ραδιοτηλεσκόπιο του Αρεσίμπο.
Μετέπειτα μελέτη επιβεβαίωσε ότι πράγματι η πηγή NP 0532 βρισκόταν στις συντεταγμένες του Νεφελώματος του Καρκίνου.
Η παλλόμενη πηγή ανακαλύφθηκε και στο ορατό φως το 1969, αρχικώς από τους Cocke, Disney και Taylor με το τηλεσκόπιο των 91 εκατοστών του Αστεροσκοπείου Στιούαρτ του Πανεπιστημίου της Αριζόνα. Η ανακάλυψή τους επιβεβαιώθηκε από τους Nather, Warner και Macfarlane.
Ο PSR B0531+21 υπήρξε ο πρώτος πάλσαρ που υπέρεβη το λεγόμενο «όριο επιβραδύνσεως περιστροφής» (spin-down limit), μετά από αρκετούς μήνες συλλογής δεδομένων από το LIGO. Η περιστροφή των περισσότερων πάλσαρ μπορεί να παρατηρηθεί ότι επιβραδύνεται με πολύ αργό ρυθμό (0,012 Hz ανά έτος στην περίπτωση του PSR B0531+21). Αυτή η επιβράδυνση μπορεί να ερμηνευθεί ως απώλεια περιστροφικής ενέργειας από διάφορες αιτίες. Το «όριο επιβραδύνσεως περιστροφής» αντιστοιχεί στο θεωρητικό άνω όριο του πλάτους των βαρυτικών κυμάτων που μπορεί να εκπέμψει ένας πάλσαρ, με την παραδοχή ότι όλες οι απώλειες στην ενέργεια περιστροφής του μετατρέπονται σε ενέργεια βαρυτικών κυμάτων. Αν δεν παρατηρούνται βαρυτικά κύματα με το αναμενόμενο πλάτος και συχνότητα (μετά από διορθώσεις για το φαινόμενο Ντόπλερ), αυτό αποδεικνύει ότι και άλλοι μηχανισμοί ευθύνονται για την απώλεια ενέργειας περιστροφής. Το ότι δεν έχουν παρατηρηθεί μέχρι σήμερα βαρυτικά κύματα από τον PSR B0531+21 είναι αναμενόμενο, αφού τα φυσικά πρότυπα για την περιστροφική συμμετρία των αστέρων νετρονίων θέτουν ρεαλιστικότερα άνω όρια στο πλάτος των βαρυτικών κυμάτων αρκετές τάξεις μεγέθους κάτω από το όριο επιβραδύνσεως περιστροφής. Ελπίζεται ότι με τη βελτίωση της ευαισθησίας των ανιχνευτών βαρυτικών κυμάτων και τη χρήση πιο μακρόχρονων συνόλων δεδομένων, θα παρατηρηθούν τέτοια κύματα εκπεμπόμενα από πάλσαρς στο μέλλον. Ο μοναδικός άλλος πάλσαρ που υπερβαίνει το «όριο επιβραδύνσεως περιστροφής» μέχρι σήμερα είναι ο Πάλσαρ των Ιστίων.