Pulsar milisekundowy
Z Wikipedii
Pulsar milisekundowy to pulsar o okresie rotacji typowo 1-10 milisekund, bliskim najkrótszego możliwego okresu obrotu dla gwiazdy neutronowej. Pulsary milisekundowe różnią się od zwykłych pulsarów radiowych tym, że ich ogromna prędkość rotacji nie wynika z młodego wieku, ale z oddziaływania z posiadanym towarzyszem, a zatem pulsary milisekundowe są zawsze składnikami układu podwójnego. Są to stare gwiazdy, ożywione (rozkręcone) przepływem masy z towarzysza i czasami nazywane są pulsarami recyklowanymi. Występują szczególnie licznie w gromadach kulistych.
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.
[edytuj] Bibliografia:
- Hartman J.M. I in, 2008, ApJ, 675, 1468
- Fruchter A.S. i in. 1990, ApJ, 351, 642
- Eichler D., 1988, Nature, 336, 557
