'n Pulsar in sterrekunde is 'n digte, vinnig draaiende neutronster wat elektromagnetiese straling uitstuur. Dié straling word op die Aarde waargeneem in die vorm van vinnige pulse. Die naam pulsar kom van "pulserende radiobron" (pulsating radio-source).
'n Saamgestelde optiese/X-straalfoto van die Krap-newel, met die elektromagnetiese straling wat deur die pulsar in die middel van die newel uitgestuur word.
'n Pulsar se draai-as, magnetosfeer en elektromagnetiese straalstrome.
2 Afstande van pulsars
4 Ontstaan en eienskappe
Die eerste bekende pulsar is in Augustus 1967 deur Jocelyn Bell en haar mentor, Antony Hewish, ontdek. Dit het 'n pulsperiode van 1,3 sekondes gehad. Sedertdien is ook vinniger pulserende neutronsterre waargeneem, tot met periodes van millisekondes.
Dit is 'n swak radiobron wat elke 1,337 sekonde 'n kort radiopuls uitsend. Die pulse was so reëlmatig dat aanvanklik veronderstel is dat hulle van buite-aardse beskawings afkomstig was.
Die benaming pulsar kom van die Engelse term, "pulsating radio star". Teen 1969 was 49 pulsars reeds ontdek en na raming kan daar 10 000 in die Melkweg aanwesig wees. Die meeste lê naby die galaktiese vlak en kan net met radioteleskope waargeneem word. Die periodes van pulsars wissel van 0,033 tot 2 of 3 sekondes, maar die algemeenste periodes lê tussen 0,5 en 1,0 s.
Die pulse bestaan gewoonlik uit radiogolwe (tussen 6 cm en 8 m), maar in sommige gevalle, soos die pulsar in die Krapnewel, word lig- en X-strale ook uitgesend. Die Krapnewel se pulsar, NP 0532, is die vinnigste bekende pulsar, met ander woorde sy pulsperiode (0,033 s) is die kortste. In 1977 is optiese pulse ook by die Velapulsar in die Gumnewel ontdek.
Hierdie pulsar het 'n periode van 0,08 s en dit is 'n dowwe sterretjie met 'n magnitude van 24 ,2. Hoewel die vorm en intensiteit van 'n pulsar se afsonderlike pulse baie kan varieer, het elke pulsar 'n karakteristieke (gemiddelde) pulsvorm. Oor die algemeen is die periode van die meeste pulsars uiters konstant (die afwyking is minder as 10- 8 s per jaar), maar periodeveranderings is al by 2 van die vinnigste pulsars waargeneem.
Die gemiddelde pulsar se periode verdubbel (met ander woorde sy pulse word 2 keer stadiger uitgesend) oor In tydperk van 10 miljoen jaar. Die vinnigste pulsars se periode verdubbel elke 2 400 jaar en sommige is so konstant dat dit 100 miljoen jaar sal neem voordat die periode verdubbel. Volgens benaderde skattings van die ouderdomme van pulsars is van die oudste, stadiger pulsars omtrent 100 miljoen jaar oud.
So is NP 0532 in die Krapnewel, skaars 1 000 jaar oud. Afgesien van 'n geleidelike toename in die periode, is skielike afnames by sekere pulsars ontdek. Die vermoede is dat 'n in krimping in die buitenste laag plaasvind en dat die pulsar, om sy hoek momentum (die draaimomentum van 'n liggaam om sy eie as) te behou, vinniger draai en daarom word die pulsperiode korter.
Afstande van pulsarsWysig
Twee metodes word gebruik om die afstande tussen pulsars en die aarde te bepaal. Die eerste berus op die feit dat die snelheid van radiogolwe deur 'n geïoniseerde gas afhang van die golflengtes. In die ruimte is yl hoeveelhede geïoniseerde waterstofgas. As 'n paar ontvangers ingestel is vir verskillende golflengtes, sal die golflengtes in een puis op verskillende tye deur die afsonderlike ontvangers ontvang word, afhangende van hoe ver dit deur die geïoniseerde gas moes trek.
Die probleem in die geval is die bepaling van die digtheid van die interstellêre gas. Dit word geskat op 0,03 ione per kubieke sentimeter. Volgens hierdie metode is die naaste pulsar 300 ligjare ver. Die gemiddelde pulsarafstand word bereken op 3 000 ligjare. Die tweede metode maak van 'n absorpsietegniek gebruik.
Dit is bekend dat koue waterstofgas (nie geïoniseer nie) radiogolwe met 'n golflengte van 21 cm uitstraal. Van hierdie feit is reeds gebruik gemaak om die spiraalarms van die Melkweg te bestudeer. Dit is dus moontlik om die mate van 21 cm-absorpsie uit 'n pulsar se straling te bepaal en vas te stel hoeveel spiraalarms tussen die aarde en die pulsar lê. Volgens hierdie metode is die gemiddelde afstand ook 3 000 ligjare.
Hoewel pulsars nie in alle supernova-oorblyfsels gevind is nie, wil dit voorkom asof pulsars ontstaan wanneer supernovas ontplof. Die Krapnewel, waarvan 'n pulsar NP 0532 die energiebron is, is die oorblyfsel van 'n supernova-ontploffing wat deur die Chinese in 1054 n.C. waargeneem is. 'n Supernova is 'n groot ster wat die einde van sy evolusie bereik het en ineenstort.
In die proses word die buitenste lae van die ster uitgeskiet en die kern word in so 'n mate saamgepers dat die elektrone en protone van sy atome tot neutrone verenig. 'n Klein, uiters digte neutronsterretjie met 'n deursnee van 10 tot 20 km bly oor, waarvan 1 m3 materie omtrent 1016 kg weeg. Aangesien die hoek momentum van die oorspronklike ster behoue moet bly, draai die klein neutronsterretjie teen 'n ontsaglike snelheid – omtrent 1 000 omwentelinge per sekonde.
As die rigting van die magnetiese as nie met die van die rotasie-as ooreenstem nie, sal groot, fluktuerende magneetvelde om die pulsar opgewek word. Volgens beraming sal die sterkte van die pulsar se magneetveld 108 tesla wees (die aarde s'n is ongeveer 5 x l0- 5 tesla). Die radiostraling kom dus nie van die ster self nie, maar van die elektrone wat deur die fluktuerende magneetveld tot amper die snelheid van lig in spiraalvormige bane versnel word (sinchrotronstraling).
Die straling wat so opgewek word, sal sterk gerig wees en in 'n dun bundel uitgestraal word vanaf die pole van die magneetveld. Die rotasie van die neutronster veroorsaak dan die pulserende "vuurtoringeffek". Die geleidelike vertraging van 'n pulsar hou verband met die totale hoeveelheid energie wat uitgestraal word. Die rotasie-energie word omgesit in die stralingsenergie. Die rede waarom pulsars nie in alle supernova-oorblyfsels gevind is nie, word waarskynlik verklaar deur die feit dat die straling in 2 smal bundels uitgesend word. In sommige gevalle is die straling dus nie in die rigting van die aarde gerig nie.
Ontstaan en eienskappeWysig
'n Pulsar is die eindstadium van 'n ster met 'n massa van sowat 10 sonmassas en ontstaan uit 'n tipe II, Ia of Ib-supernova. Laasgenoemde gebeur wanneer die hidrostatiese ewewig van 'n ster uit balans raak en die kern onder sy eie swaartekrag inplof. Omdat die ster nou baie kleiner is, maar sy draaimomentum en magnetiese veld behou, word die draaisnelheid baie verhoog en die magnetiese veld versterk.
Onder invloed van die draaiende magnetiese veld word 'n elektriese veld opgewek wat meebring dat die ster by sy twee pole elektromagnetiese straalstrome uitstuur. Wanneer een van die draaiende ster se pole na die Aarde wys, word die stroom waargeneem as 'n elektromagnetiese puls, net soos 'n vuurtoring se lig wat net waargeneem word wanneer die lig direk na die waarnemer wys. Dié pulse het 'n baie stabiele periode van tussen 1,4 millisekondes en 8,5 sekondes.