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PSR B1937+21

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PSR B1937+21

觀測資料
曆元 J2000
星座 狐狸座[1]
星官
赤經 19 h 39 m 560210 s[2]
赤緯 +21°34' 59.14166" [2]
視星等（V）
特性
光譜分類脈衝星
U−B 色指數?
B−V 色指數?
天體測定
自行 (μ) 赤經：-0.130[3] mas/yr
赤緯：-0.464[3] mas/yr
視差 (π)<0.28[2] ± 0.08 mas
距離>11700 ly
(>3600[4] pc)
詳細資料
自轉1.55780648819794 毫秒[2]
年齡2.29 × 108[5] 年
其他命名
PSR B1937+214, 4C21.53, PSR J1939+213
參考資料庫
SIMBADB1937+21 資料

PSR B1937+21 是一顆位於狐狸座的脈衝星，離人類歷史上發現的第一顆脈衝星PSR B1919+21僅有數度的距離[1]。PSR B1937+21的命名是根據脈衝星的命名規則而定的：PSR是脈衝星英文pulsar的縮寫，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意味着赤經赤緯值是歸算到曆元1950年的值。PSR B1937+21是在1982年由美國天文物理學家唐納德·貝克和他的合作者所發現的。它是人類歷史上發現的第一顆毫秒脈衝星，其自轉周期為1.557708毫秒，每秒自轉約642圈[6]。這顆不同尋常的毫秒脈衝星自轉周期要遠遠小於天文學家之前估計的脈衝星自轉最低極限，無法用已有的理論來解釋它的特性，使得人們知道處於雙星系統脈衝星可以通過吸積其伴星的物質而使自身的轉速不斷加快[7]。PSR B1937+21以及之後發現的毫秒脈衝星自轉周期都非常穩定（減慢的速率非常慢），可以和原子鐘相媲美。PSR B1937+21有一個不尋常的特性，它是少數幾顆可以偶然發射出強脈衝的脈衝星中的一顆，這是目前觀察到的最明亮的無線電波。PSR B1937+21的這些特點，以及發現過程的未預見性，為脈衝星的相關研究開啟了新的窗口。

背景

主條目：脈衝星
脈衝星示意圖

歷史上發現的首顆脈衝星PSR B1919+21是在1967年由劍橋大學卡文迪許實驗室的研究生喬絲琳·貝爾和她的導師安東尼·休伊什發現的[8]。在脈衝星被發現後不久，弗朗科·帕西尼和托馬斯·戈爾德兩人獨立地指出脈衝星就是快速自轉的中子星，是10倍以上太陽質量的恆星死亡時發生超新星爆炸的產物。[9][10]。脈衝星輻射出的電磁波是由位於其周圍高速旋轉的磁場中的等離子體相互作用所引起。這種相互作用引起脈衝星的燈塔效應，即輻射只能沿着磁軸方向，從兩個磁極區輻射出來[10]。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。

發現

20世紀70年代末，無線電源4C21.53引起無線電天文學家的注意，因為它具有異常高的行星際閃爍[11]。行星際閃爍意味着附近有緻密的無線電源，這表示4C21.53可能就是一個超新星遺蹟[11]。但羅塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒在1974年利用阿雷西博天文台的無線電望遠鏡進行巡天時曾經觀測過這個天區，並沒有發現和4C21.53有關的脈衝星[12]。由於沒有人能估計到脈衝星的自轉周期可能短至毫秒級，因次之後的一些研究小組對這個無線電源進行反覆觀測也始終無法找到相應的脈衝星。於是科學家提出了一系列對4C21.53出現閃爍的新解釋，其中有一種解釋是4C21.53可能對應一種新類型的天體[13]。

美國天文物理學家唐納德·貝克和他的合作者在1982年意識到這可能和無線電源隱藏的脈衝星自轉速度快，超過了儀器接收和測量的敏感度有關。貝克利用阿雷西博無線電望遠鏡和新研製的消色散能力很強的接收機，在觀測時不斷調整接收機的時間常數，其中包括對極短脈衝周期敏感的常數[14]。他們最初的計劃時是先將儀器調到對轉速500赫茲以下敏感的波段尋找，如果是這樣的話，每秒自轉642次的PSR B1937+21將不會這麼快就被發現。當時貝克的學生史瑞·庫卡尼簡化了程序，直接採用0.4毫秒周期的波段，這樣的話可以尋找到轉速最快為2500赫茲的脈衝星[5]。 1982年11月，貝克宣佈尋找到4C21.53對應的脈衝星，它的自轉周期為1.558毫秒，遠遠超過天文學家之前設想的脈衝星自轉極限[5][6]。

特徵

年齡和自轉周期減緩

當貝克等人在1982年11月報告他們的發現時，他們指出PSR B1937+21的自轉周期正在變慢，每秒鐘減速3 × 10-14秒[6]。由於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。他們使用最初觀測到數據，並假定脈衝星的自轉一周的極限為0.5毫秒，得出PSR B1937+21的最大年齡約為750歲[7]。之所以選擇0.5毫秒做為脈衝星的自轉最快極限，是因為這種情況下，脈衝星旋轉的離心力和其自身重力是相等的，超過這個極限，脈衝星的固體外殼就會因承受不了離心力而破碎[15]，其具體數值取決於採用哪個中子星狀態方程，不同的方程算出的脈衝星自轉最快極限值不同，但都在0.3至1毫秒之間，即頻率為1000-3000赫茲[16][17]。可能有一些機制如重力波等阻止脈衝星的自轉到達這個極限[15]。

在其他波段對這顆理論年齡不超過750歲的脈衝星的觀測卻得出矛盾的結論。這PSR B1937+21附近天區沒有發現超新星遺蹟，也沒有明亮的X射線源[1]。如果PSR B1937+21的確是一個年輕的脈衝星，理應在其附近發現超新星爆發留下的痕跡。年輕的脈衝星理論上應該是非常熱，如果這樣的話，PSR B1937+21發出的熱輻射應該會在X射線波段被觀測到[7]。文卡特拉曼·拉達克里希南和G·斯里尼瓦桑以觀察不到超新星遺蹟為依據，認為PSR B1937+21沒有經歷過接近理論旋轉極限，而是通過吸積其伴星的物質使得自身的角動量增加，導致自身的加速，這個理論目前已經被用來解釋毫秒脈衝星的形成機制。他們還提出一個理論估計這種類型脈衝星的減慢速率為每秒減慢1 × 10-19秒[7]。貝克等人在發現PSR B1937+21一個月後通過更深入的觀察修正了這顆脈衝星的減慢速率，為自轉周期每秒減慢1 × 10-15秒[18]，但後來更精確的觀測值為每秒減慢1.05 × 10-19秒，十分接近拉達克里希南等人提出的理論值。目前PSR B1937+21的年齡確定為2.29 × 108年，這個年齡和目前的觀測資料相符合[5]。

為PSR B1937+21提供加速能量的伴星現在已經不存在，這使它成為目前已經少數幾顆沒有擁有恆星級別質量伴星的毫秒脈衝星之一[19]。在毫秒脈衝星旁邊發現伴星的現象是可以預計到的，因為伴星是脈衝星加速至毫秒脈衝星的必要條件。但是，毫秒脈衝星無需一直從它的伴星獲取物質，而只需在某個時間內進行物質吸積即可，因此現在沒有伴星的PSR B1937+21不應被認為是和毫秒脈衝星加速理論相衝突。PSR B1937+21的伴星可能已經提供完所有物質而消失，或受到潮汐力作用而瓦解[20]。

脈衝

在PSR B1937+21的一個旋轉周期可以觀察到兩個峰值，即脈衝和中間脈衝，相距接近180°[14]。PSR B1937+21一個比較不尋常的特性是它在一個旋轉周期內偶爾可以發射出一些強度更大的脈衝。至1995年，已知擁有這種特性的脈衝星只有PSR B1937+21和蟹狀星雲脈衝星[21]。而到2006年，在超過1500顆已知超新星中也只發現11顆超新星會發射出大強度的脈衝信號[22]。在PSR B1937+21被發現不久，天文學家就發現它偶爾會發射大強度的脈衝，但由於受到儀器限制，再加上旋轉脈衝星旋轉速度快，無法觀測到這些大強度脈衝單一脈衝信號，這個問題直至20世紀90年代才被解決[21][23]。近期對這些大強度的脈衝信號的研究發現，它們可以在脈衝和中介脈衝的後沿產生[24]，而且這些強脈衝的持續時間比脈衝星普通脈衝的持續時間要短，只持續10納秒[24]。這些強脈衝的通量密度比較多變，最高曾發現有6.5×10−22 Wm−2Hz−1 （即6.5×104 Jy）[24]。如此高的通量密度，在加上極短的持續時間，使得PSR B1937+21的亮溫度超過5 × 1039 K，使它成為目前觀測到最明亮的無線電輻射[24]。實際上，PSR B1937+21是目前已知最明亮的毫秒脈衝星[25]。除了在無線電波段外，PSR B1937+21在X射線波段也可以觀測到脈衝信號，也探測有脈衝和中介脈衝兩個脈衝峰值[4]。

行星系統

在1990年亞歷山大·沃爾茲森發現PSR B1257+12擁有行星後，科學家重新分析PSR B1937+21等超新星的觀測數據，看是否能發現類似的行星。1994年，科學家確定PSR B1937+21有一顆距離在2個天文單位以內，質量上限為地球1000倍的行星[19] 。1999年，沃斯贊指出PSR B1937+21發出的脈衝波周期有細微的差別，之前日本人Tokio Fukushima通過分析也相同的結論，這可能是由圍繞它旋轉的矮行星引起的。經過計算可知，一個類似穀神星大小的矮行星在距離這顆脈衝星2.71天文單位可引起這樣的效應，但仍然需要更多的觀察數據對這種假設進行驗證[26]。

PSR B1937+21的行星系
成員
(依恆星距離) 		質量 半長軸
(AU) 		軌道周期
(天) 		離心率 傾角 半徑
b(未確定) 0.000158 M⊕ 2.7 1387 — — —

重要性

在2006年每秒自轉716次的PSR J1748-2446ad被發現之前，PSR B1937+21一直保持自轉最快中子星的頭銜[27]。直至2010年，PSR B19371+21依然是已知自轉第二快的中子星[28]。這個結果是建立在觀測的敏感脈衝周期比發現PSR B1937+21時增大20倍，磁場範圍增大100倍的基礎上[29]。

做為第一顆被發現的毫秒脈衝星，PSR B1937+21為探究脈衝星、中子星，甚至是解決引力波問題提供了新的「實驗室」[30]。例如，毫秒脈衝星快速旋轉所需要的高密度和原子核密度相近，通過觀測可以知道在如此高密度條件下物質的活動情況[27]。最初發現PSR B1937+21時估計的高減慢率也讓人疑惑，因為這意味着引力波探測器可以直接探測到它發出的信號，但實際上信號強度卻低於探測器的敏感性。現在普遍接受的觀點是每100萬年PSR B1937+21的旋轉周期頻率改變1.5 Hz[31]。 這種穩定性可以和現在最好的原子鐘相媲美，因此可以用來當做建立星曆的一種工具[31]。

PSR B1937+21的發現促使世界各大無線電觀測站對脈衝星進行廣泛的調查，以尋找被遺漏的脈衝星，從而重新振興了當時被很多人認為已經「垂死的」脈衝星天文學[5]。

參考資料

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Backer, D. C.; Kulkarni, S. R.; Heiles, C.; Davis, M. M.; Goss, W. M. A millisecond pulsar. Nature. 1982, 300: 315–318 [2010-02-14]. doi:10.1038/300615a0. （原始內容存檔於2010-08-02）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 Kaspi, V. M.; Taylor, J. H.; Ryba, M. F. High-precision timing of millisecond pulsars. 3: Long-term monitoring of PSRs B1855+09 and B1937+21. Astrophysical Journal. 1994, 428 (2): 713–728 [2010-02-14]. doi:10.1086/174280. （原始內容存檔於2017-11-20）. 
  3. ^ 3.0 3.1 Dewey, R. J.; Ojeda, M. R.; Gwinn, C. R.; Jones, D. L.; Davis, M. M. VLBI Astrometry of the Millisecond Pulsar B1937+21. Astronomical Journal. 1996, 111: 315–319 [2010-02-14]. doi:10.1086/117783. 
  4. ^ 4.0 4.1 Nicastro, L.; Cusumano, G.; Löhmer, O.; Kramer, M.; Kuiper, L.; Hermsen, W.; Mineo, T.; Becker, W. BeppoSAX observation of PSR B1937+21. Astronomy and Astrophysics. 2004, 413: 1065–1072 [2010-02-14]. doi:10.1051/0004-6361:20031593. 
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 5.3 5.4 Kulkarni, Shri. The First Decade of Millisecond Pulsars: An Overview. Millisecond Pulsars: A Decade of Surprise. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific: 79–101. January 3–7, 1994 [2010-02-14]. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 Backer, D.; Kulkarni, S.; Heiles, C.; Davis, M.; Goss, M. B.G. Marsden , 編. Millisecond Pulsar in 4C 21.53. IAU Circ. 1982, 3743 (2) [2010-02-14]. （原始內容存檔於2016-03-04）. 
  7. ^ 7.0 7.1 7.2 7.3 Radhakrishnan, V.; Srinivasan, G. On the origin of the recently discovered ultra-rapid pulsar. Current Science. 1982, 51: 1096–1099 [2010-02-14]. （原始內容存檔於2016-03-04）. 
  8. ^ Hewish, A; Bell, S. J.; Pilkington, J. D. H.; Scott, P. F.; Collins, R. A. Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source. Nature. 24 February 1968, 217: 709–713 [2010-02-14]. doi:10.1038/217709a0. （原始內容存檔於2017-03-19）. 
  9. ^ Pacini, F. Rotating Neutron Stars, Pulsars and Supernova Remnants. Nature. 1968, 219 (5150): 145–146 [2010-02-14]. doi:10.1038/219145a0. （原始內容存檔於2019-04-30）. 
  10. ^ 10.0 10.1 Gold, T. Rotating Neutron Stars as the Origin of the Pulsating Radio Sources. Nature. 1968, 218 (5143): 731–732 [2010-02-14]. doi:10.1038/218731a0. （原始內容存檔於2018-08-09）. 
  11. ^ 11.0 11.1 Purvis, Alan. 4C21.53 - A possible supernova remnant in Vulpecula. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1983, 202: 605–614 [2010-02-14]. 
  12. ^ Hulse, R. A.; Taylor, J. H. A High-Sensitivity Pulsar Survey. Astrophysical Journal. 1974, 191: 59–61 [2010-02-14]. doi:10.1086/181548. 
  13. ^ Rickard, J. J.; Cronyn, W. M. Interstellar scattering, the North Polar Spur, and a possible new class of compact galactic radio sources. Astrophysical Journal. March 1979, 228: 755–762 [2010-02-14]. doi:10.1086/156901. 
  14. ^ 14.0 14.1 Backer, Don. Millisecond pulsars. Journal of Astrophysics and Astronomy. 1984, 5 (3): 187–207 [2010-02-14]. doi:10.1007/BF02714539. [永久失效連結]
  15. ^ 15.0 15.1 Chakrabarty, D.; Morgan, E. H.; Muno, M. P.; Galloway, D. K.; Wijnands, R.; van der Klis, M.; Markwardt, C. B. Nuclear-powered millisecond pulsars and the maximum spin frequency of neutron stars. Nature. 2003, 424 (6944): 42–44 [2010-02-14]. PMID 12840751. doi:10.1038/nature01732. （原始內容存檔於2009-05-14）. 
  16. ^ Cook, G. B.; Shapiro, S. L.; Teukolsky, S. A. Recycling Pulsars to Millisecond Periods in General Relativity. Astrophysical Journal Letters. 1994, 423: 117–120 [2010-02-14]. doi:10.1086/187250. 
  17. ^ Haensel, P.; Lasota, J. P.; Zdunik, J. L. On the minimum period of uniformly rotating neutron stars. Astronomy and Astrophysics. 1999, 344: 151–153 [2010-02-14]. 
  18. ^ Backer, D.; Kulkarni, S.; Heiles, C. B. G. Marsden , 編. Millisecond Pulsar in 4C.53. IAU Circ. 1982, 3746 (3) [2010-02-14]. 
  19. ^ 19.0 19.1 Phillips, J. A.; Thorsett, S. E. Planets around pulsars: A review. Astrophysics and Space Science. 1994, 212 (1‒2): 91‒106 [2010-02-14]. doi:10.1007/BF00984513. 
  20. ^ Becker, W.; Trümper, J.; Lommen, A. N.; Backer, D. C. X-Rays from the Nearby Solitary Millisecond Pulsar PSR J0030+0451: The Final ROSAT Observations. The Astrophysical Journal. 2000, 545 (2): 1015–1019 [2010-02-14]. doi:10.1086/317839. 
  21. ^ 21.0 21.1 Cognard, I.; Shrauner, J. A.; Taylor, J. H.; Thorsett, S. E. Giant Radio Pulses from a Millisecond Pulsar. Astrophysical Journal Letters. 1996, 457: 81–84 [2010-02-14]. doi:10.1086/309894. （原始內容存檔於2014-06-26）. 
  22. ^ Kuzmin, A. D. Giant pulses of pulsar radio emission. Astrophysics and Space Science. 2007, 308 (1–4): 563–567 [2010-03-24]. doi:10.1007/s10509-007-9347-5. （原始內容存檔於2017-04-05）. 
  23. ^ Backer, Don. Millisecond pulsar radiation properties. Journal of Astrophysics and Astronomy. 1995, 16 (2): 165–171 [2010-02-14]. doi:10.1007/BF02714831. [永久失效連結]
  24. ^ 24.0 24.1 24.2 24.3 Soglasnov, V. A.; Popov, M. V.; Bartel, N.; Cannon, W.; Novikov, A. Yu.; Kondratiev, V. I.; Altunin, V. I. Giant Pulses from PSR B1937+21 with Widths <=15 Nanoseconds and Tb>=5×1039 K, the Highest Brightness Temperature Observed in the Universe. The Astrophysical Journal. 2004, 616 (1): 439–451 [2010-02-14]. doi:10.1086/424908. 
  25. ^ Cordes, J. M.; Chernoff, D. F. Neutron Star Population Dynamics. I. Millisecond Pulsars. Astrophysical Journal. 1997, 482: 971–992 [2010-02-14]. doi:10.1086/304179. 
  26. ^ Wolszczan, A. Detecting Planets Around Pulsars. Pulsar Timing, General Relativity and the Internal Structure of Neutron Stars. 1999: 101–115 [2010-02-14]. Bibcode:1999ptgr.conf..101W. 
  27. ^ 27.0 27.1 Hessels, J. W. T.; Ransom, S. M.; Stairs, I. H.; Freire, P. C. C.; Kaspi, V. M.; Camilo, F. A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz. Science. 2006, 311 (5769): 1901–1904 [2010-02-14]. PMID 16410486. doi:10.1126/science.1123430. （原始內容存檔於2008-07-19）. 
  28. ^ The ATNF Pulsar Database. [2009-05-17]. （原始內容存檔於2014-01-06）. 
  29. ^ Backer, Don. Concluding Remarks. Millisecond Pulsars: A Decade of Surprise. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific: 435–438. January 3–7, 1994 [2010-02-14]. 
  30. ^ Thomsen, D. E. Pulsar Encounters of a Third Kind. Science News. January 1984, 123 (1): 4 [2010-02-14]. （原始內容存檔於2019-04-28）. 
  31. ^ 31.0 31.1 Backer, Don. The 1.5 Millisecond Pulsar. Annals of the New York Academy of Sciences. 1984, 422 (Eleventh Texas Symposium on Relativistic Astrophysics): 180–181 [2010-02-14]. doi:10.1111/j.1749-6632.1984.tb23351.x. （原始內容存檔於2013-01-05）. 
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