Pulsary jako laboratoria gęstej materii

Prezentacja na temat: "Pulsary jako laboratoria gęstej materii"— Zapis prezentacji:

1 Pulsary jako laboratoria gęstej materii
Michał Bejger,

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

3 Odkrycie PSR B , okres 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 Porównanie “siły” pól magnetycznych występujących w przyrodzie
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 w normalnych gwiazdach 106 G Typowe pola radiopulsarów 1012 G Magnetary – 1015 G (1 G = 10-4 T)‏

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

7 Radiowe obserwacje pulsacji
PSR B : uśredniony profil pulsu pierwszego milisekundowego pulsara (641Hz) PSR B (0.714 sek.)‏ PSR B

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 ~ 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 sek rozpada się na dwa jądra Jądra te emitują neutrony oraz promieniowanie gamma (okres 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 g/cm3 oparty na teorii i częściowo na eksperymencie w przedziale gęstości 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 model gwiazdy?
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 , 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 J , w którym obie gwiazdy są widoczne jako pulsary o okresach 23ms i 2.8s Masy: 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 J Pomiary efektów relatywistycznych (post-Keplerowskich): poczerwienienia grawitacyjnego, ruch periastronu, zmiany okresu orbitalnego, efektu Shapiro, zgodne z OTW z dokładnością 0.1% !

27 Model materii jądrowej a parametry gwiazd neutronowych
Teoria Obserwacje

28 Obserwacje mas gwiazd neutronowych

29 Model materii jądrowej a parametry gwiazd neutronowych