Wolna encyklopedia

Pulsar milisekundowy to pulsar o okresie rotacji typowo 1-10 milisekund. Pulsary milisekundowe różnią się od zwykłych pulsarów radiowych tym, że ich ogromna prędkość rotacji nie wynika z młodego wieku, ale z epizodu "rozkręcenia" przepływem masy z towarzysza w układzie podwójnym w procesie nazywanym czasem "recyclingiem". Pulsary milisekundowe są starymi gwiazdami neutronowymi, występują szczególnie licznie w gromadach kulistych tj. wśród starych gwiazd populacji II.

Pulsacje są obserwowane przede wszystkim w zakresie radiowym albo rentgenowskim, w zależności od fazy ewolucyjnej układu podwójnego. Gdy następuje przypływ materii od towarzysza do gwiazdy neutronowej, pulsar świeci w zakresie rentgenowskim, a jego moment pędu rośnie. Przepływowi materii towarzyszy zmiana parametrów orbity, która może powodować po pewnym czasie ustanie przepływu, i wtedy gwiazda jest pulsarem radiowym. Towarzysz jest zwykle gwiazdą małomasywną, i jego masa w trakcie ewolucji maleje, częściowo w wyniku przepływu masy, a częściowo w wyniku ogrzewania warstw powierzchniowych gwiazdy przez pulsara (Fruchter i in. 1990) , co powoduje powstawanie silnego wiatru (w fazie bez wymiany masy). W skrajnym przypadku towarzysz może utracić całą swoją masę i zaniknąć, pozostawiając pojedynczego milisekundowego pulsara. Takie układy nazywane są popularnie układami typu czarna wdowa (Eichler 1988); pierwowzorem takiego układu z zanikającym towarzyszem jest PSR1957+20.

Obecnie znamy osiem pulsarów milisekundowych będących w fazie akrecji, ogólna liczba pulsarów milisekundowych przekracza 100.

Najszybszym znanym pulsarem (sierpień 2008) jest PSR J1748-2446ad, obracający się z częstotliwością 716 Hz czyli posiadający okres 1.396 ms (Hassels 2006).

Bibliografia:

Linki zewnętrzne:

  1. Pulsars in Globular clusters (en). [dostęp 22 września 2008].
  2. Duncan R. Lorimer, Living Rev. Relativity 8, (2005): "Binary and Millisecond Pulsars" (en). [dostęp 22 września 2008].
Źródło: „haslo,Pulsar_milisekundowy”