Astronomía

¿El período observado de un púlsar cambia con la época del año?

¿El período observado de un púlsar cambia con la época del año?


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En Physics SE se publicó una pregunta sobre la diferencia en el tiempo de dilatación de la Tierra entre el perihelio y el afelio:

¿Experimenta la Tierra alguna dilatación del tiempo significativa y mensurable en el perihelio?

Para mi sorpresa, resulta que debido a los cambios en la distancia Tierra-Sol y la velocidad orbital de la Tierra hay una diferencia de alrededor de $ 60 mu $ s por día entre los dos extremos.

Un comentarista señaló que los púlsares se pueden medir con la suficiente precisión para detectar esta diferencia. Sin embargo, nunca he oído hablar de que la medición de un púlsar deba corregirse para la época del año, y buscar en Google no me ha encontrado nada relacionado. Me interesaría saber si esto es algo que debe tenerse en cuenta.

La diferencia es ligeramente superior a una parte en $ 10 ^ 9 $, por lo que presumiblemente depende de si los púlsares pueden cronometrarse con esta precisión.


Si. En términos de mediciones de tiempo de púlsar, ¡este es un efecto masivo! Un desplazamiento Doppler de +/- 30 km / s cambia la frecuencia del púlsar en +/- 1 parte en 10000. Esto suena pequeño, pero el desplazamiento de fase acumulado durante muchos períodos es evidente. Además, se debe tener en cuenta el tiempo de viaje de la luz a través del sistema solar, así como la rotación de la Tierra y algunos otros efectos menores, como el retraso de Shapiro.

Si la pregunta se refiere a la diferencia anual específica que varía en las frecuencias de reloj causada por el potencial gravitacional diferente experimentado por un telescopio terrestre en una órbita elíptica (en oposición a circular), la respuesta sigue siendo sí.

Este es el elemento 4 de la lista de correcciones aplicadas que se proporciona en la página 52 de "Pulsar Astronomy" por Lyne et al. El efecto máximo es un cambio de tasa de $ 3 times 10 ^ {- 9} $ que conduce a un adelanto o retraso máximo de 1,7 ms.


La respuesta corta es: sí.

La respuesta más larga es: corregir los efectos de dilatación del tiempo de la Tierra moviéndose alrededor del potencial gravitacional del Sol es en realidad relativamente estándar en casi todas las ramas de la astronomía. Hasta el punto en que ejecutar esa corrección es una oración en un documento (a veces menos), y es probablemente la razón por la que tuvo problemas para buscarla en Google.

(Haré una advertencia sobre todo esto diciendo que estoy mayormente familiarizado con el tránsito de exoplanetas y los problemas de sincronización de RV, pero deberían ser los mismos con los que tienen que lidiar los púlsar).

Como antecedentes, el sistema de cronometraje base utilizado en todo el mundo es el Tiempo Atómico Internacional (TAI), que es un promedio ponderado de más de 300 relojes atómicos determinado por la Oficina Internacional de Pesas y Medidas fuera de París. Es importante destacar que TAI es estrictamente continuo: no se agregan segundos intercalares. Esto es importante si le importa la precisión de sincronización por debajo de un segundo.

Lo que usamos como tiempo de "reloj" normal es el Tiempo Universal Coordinado (UTC), que es TAI con los segundos bisiestos restados. Esos segundos intercalares están presentes para lidiar con el hecho de que 86.400 segundos SI son de 1 a 3 milisegundos menos que un día solar medio, y así garantizar que la hora de nuestro reloj esté vinculada a la posición del Sol. El segundo intercalar más reciente se agregó el año nuevo pasado, lo que hace que UTC = TAI - 37 segundos.

Incluso más abajo en la madriguera del tiempo se encuentra el tiempo dinámico baricéntrico (TDB), que explica la dilatación del tiempo relativista variable en el transcurso de un año sobre el que preguntaste. TDB tiene un desplazamiento fijo de TAI de 32,184 segundos debido a cómo se definieron los puntos cero de los dos sistemas y, de lo contrario, permanece dentro de 1,6 milisegundos de TAI, dependiendo de dónde se encuentre la Tierra en su órbita.

Efectivamente, todos los tiempos precisos informados por los astrónomos en estos días son la fecha juliana baricéntrica en el sistema de tiempo dinámico baricéntrico (BJD_TDB). Esta es la fecha juliana en la que parecería ocurrir un evento para un observador ubicado en el baricentro del Sistema Solar que usa TDB como su sistema de cronometraje. Tenga en cuenta que el hecho de que esto sea en el baricentro de las SS es importante, ya que las observaciones en la Tierra verán eventos similares con hasta ~ 16 minutos de diferencia a lo largo del año debido al retraso del tiempo de viaje de la luz (Roemer Delay, para los aficionados) a través del La órbita de la Tierra.

Así que sí, todo esto debe tenerse en cuenta todo el tiempo. Como dije, en estos días la transformación es lo suficientemente estándar como para que normalmente solo enumere una hora como "BJD_TDB" y no tenga que discutir explícitamente la transformación.

Para obtener más información sobre el cronometraje astronómico, consulte Eastman et al. (2010).

PD: en caso de que se esté preguntando por qué el tiempo dinámico baricéntrico se abrevia TDB y el tiempo universal coordinado es UTC, es porque todos usamos las abreviaturas francesas.


Depende de la cantidad de materia que rodea al púlsar.. Si la materia circundante se acerca demasiado, a través de la acreción, aumentará su velocidad de rotación, haciendo que el pulso cambie. *


Un púlsar de rayos X consiste en una estrella de neutrones magnetizada en órbita con una compañera estelar normal y es un tipo de sistema estelar binario. La fuerza del campo magnético en la superficie de la estrella de neutrones es típicamente de unos 108 Tesla, más de un billón de veces más fuerte que la fuerza del campo magnético medido en la superficie de la Tierra (60 μT).

El gas se acumula desde el compañero estelar y es canalizado por el campo magnético de la estrella de neutrones hacia los polos magnéticos produciendo dos o más puntos calientes de rayos X localizados, similares a las dos zonas aurorales de la Tierra, pero mucho más calientes. En estos puntos calientes, el gas que cae puede alcanzar la mitad de la velocidad de la luz antes de impactar en la superficie de la estrella de neutrones. El gas que cae libera tanta energía potencial gravitacional que los puntos calientes, que se estiman en un área de aproximadamente un kilómetro cuadrado, pueden ser diez mil veces, o más, tan luminosos que el Sol. [1]

Se producen temperaturas de millones de grados, por lo que los puntos calientes emiten principalmente rayos X. A medida que la estrella de neutrones gira, se observan pulsos de rayos X a medida que los puntos calientes entran y salen de la vista si el eje magnético está inclinado con respecto al eje de rotación. [1]

El gas que suministra al púlsar de rayos X puede llegar a la estrella de neutrones de diversas formas que dependen del tamaño y la forma de la trayectoria orbital de la estrella de neutrones y de la naturaleza de la estrella compañera.

Algunas estrellas compañeras de los púlsares de rayos X son estrellas jóvenes muy masivas, generalmente supergigantes OB (ver clasificación estelar), que emiten un viento estelar impulsado por radiación desde su superficie. La estrella de neutrones se sumerge en el viento y captura continuamente el gas que fluye cerca. Vela X-1 es un ejemplo de este tipo de sistema.

En otros sistemas, la estrella de neutrones orbita tan cerca de su compañera que su fuerte fuerza gravitacional puede llevar material de la atmósfera de la compañera a una órbita alrededor de sí misma, un proceso de transferencia de masa conocido como desbordamiento del lóbulo de Roche. El material capturado forma un disco de acreción gaseoso y gira en espiral hacia adentro para finalmente caer sobre la estrella de neutrones como en el sistema binario Cen X-3.

Para otros tipos de púlsares de rayos X, la estrella compañera es una estrella Be que gira muy rápidamente y aparentemente arroja un disco de gas alrededor de su ecuador. Las órbitas de la estrella de neutrones con estas compañeras suelen ser grandes y de forma muy elíptica. Cuando la estrella de neutrones pasa cerca o a través del disco circunestelar Be, capturará material y se convertirá temporalmente en un púlsar de rayos X. El disco circunestelar alrededor de la estrella Be se expande y contrae por razones desconocidas, por lo que estos son púlsares de rayos X transitorios que se observan solo de manera intermitente, a menudo con meses o años entre episodios de pulsaciones de rayos X observables. [2] [3] [4] [5]

Los púlsares de radio (púlsares impulsados ​​por rotación) y los púlsares de rayos X exhiben comportamientos de giro muy diferentes y tienen diferentes mecanismos que producen sus pulsos característicos, aunque se acepta que ambos tipos de púlsares son manifestaciones de una estrella de neutrones magnetizada giratoria. El ciclo de rotación de la estrella de neutrones en ambos casos se identifica con el período del pulso.

Las principales diferencias son que los púlsares de radio tienen períodos del orden de milisegundos a segundos, y todos los púlsares de radio están perdiendo momento angular y desacelerando. En contraste, los púlsares de rayos X exhiben una variedad de comportamientos de giro. Se observa que algunos púlsares de rayos X giran continuamente más y más rápido o más lento y más lento (con reversiones ocasionales en estas tendencias), mientras que otros muestran pequeños cambios en el período del pulso o muestran un comportamiento errático de giro hacia abajo y hacia arriba. [2]

La explicación de esta diferencia se puede encontrar en la naturaleza física de las dos clases de púlsar. Más del 99% de los púlsares de radio son objetos individuales que irradian su energía de rotación en forma de partículas relativistas y radiación de dipolo magnético, iluminando las nebulosas cercanas que los rodean. Por el contrario, los púlsares de rayos X son miembros de sistemas estelares binarios y acumulan materia de los vientos estelares o de los discos de acreción. La materia acumulada transfiere el momento angular hacia (o desde) la estrella de neutrones, lo que hace que la velocidad de giro aumente o disminuya a velocidades que a menudo son cientos de veces más rápidas que la velocidad de giro típica de los púlsares de radio. Aún no se comprende con claridad por qué los púlsares de rayos X muestran un comportamiento de giro tan variado.

Los púlsares de rayos X se observan utilizando telescopios de rayos X que son satélites en órbita terrestre baja, aunque se han realizado algunas observaciones, sobre todo en los primeros años de la astronomía de rayos X, utilizando detectores transportados por globos o cohetes sonda. El primer púlsar de rayos X que se descubrió fue Centaurus X-3, en 1971 con el satélite de rayos X Uhuru. [1]


Un púlsar con un tremendo hipo: una estrella de neutrones joven y enérgica tiene una rotación inusualmente irregular

Los púlsares son balizas cósmicas superlativas. Estas estrellas de neutrones compactas giran alrededor de sus ejes muchas veces por segundo, emitiendo ondas de radio y radiación gamma al espacio. Utilizando ingeniosos métodos de análisis de datos, los investigadores de los Institutos Max Planck de Física Gravitacional y Radioastronomía, en una colaboración internacional, excavaron un púlsar de rayos gamma muy especial a partir de datos del Fermi Telescopio espacial de rayos gamma. El púlsar J1838-0537 es radio silencioso, muy joven y, durante el período de observación, experimentó el fallo de rotación más fuerte jamás observado para un púlsar de rayos gamma.

Los púlsares de rayos gamma puros son difíciles de identificar porque se desconocen sus características, como su posición en el cielo, el período de rotación y su cambio en el tiempo. Y los astrónomos solo pueden determinar su posición aproximada en el cielo a partir del original. Fermi observaciones. Por tanto, deben comprobar muchas combinaciones de estas características en una búsqueda a ciegas, lo que requiere una gran cantidad de tiempo de cálculo. Ésta es la única forma de encontrar una periodicidad oculta en los tiempos de llegada de los fotones de rayos gamma.

Incluso las computadoras de alto rendimiento alcanzan rápidamente su límite en este proceso. Por lo tanto, los investigadores utilizaron algoritmos desarrollados originalmente para el análisis de datos de ondas gravitacionales para realizar una búsqueda particularmente eficiente a través del Fermi datos. "Al emplear nuevos algoritmos óptimos en nuestro clúster de computadoras ATLAS, pudimos identificar muchas señales perdidas anteriormente", dice Bruce Allen, director de AEI. En noviembre de 2011, el equipo de Allen anunció el descubrimiento de nueve nuevos Fermi púlsares de rayos gamma, que habían escapado a todas las búsquedas anteriores. Ahora los científicos han hecho un nuevo hallazgo extraordinario con los mismos métodos.

El nombre del púlsar recién descubierto, J1838-0537, proviene de sus coordenadas celestes. "El púlsar es, a los 5.000 años de edad, muy joven. Gira sobre su propio eje aproximadamente siete veces por segundo y su posición en el cielo es hacia la constelación Scutum", dice Holger Pletsch, científico del grupo de Allen y autor principal. del estudio que ahora se ha publicado. "Después del descubrimiento, nos sorprendió mucho que el púlsar fuera inicialmente solo

Solo un complejo análisis de seguimiento permitió a un equipo internacional liderado por Pletsch resolver el misterio del pulsar J1838-0537: no desapareció, pero experimentó una falla repentina después de la cual giró 38 millonésimas de hercio más rápido que antes. "Esta diferencia puede parecer insignificantemente pequeña, pero es la falla más grande jamás medida para un púlsar de rayos gamma puro", explica Allen. Y este comportamiento tiene consecuencias.

"Si se ignora el cambio repentino de frecuencia, luego de solo ocho horas, se pierde una rotación completa del púlsar en nuestro conteo, y ya no podemos determinar en qué fase de rotación los fotones de rayos gamma llegan al detector a bordo Fermi", agrega Pletsch. El" destello "de la estrella de neutrones luego desaparece. Si los investigadores toman en cuenta la falla y corrigen el cambio en la rotación, el púlsar aparece nuevamente en los datos de observación.

Se desconoce la causa precisa de los fallos observados en muchos púlsares jóvenes. Los astrónomos consideran que los "terremotos estelares" de la corteza de la estrella de neutrones o las interacciones entre el interior estelar superfluido y la corteza son posibles explicaciones. "La detección de una gran cantidad de fallos de púlsar fuertes hace posible aprender más sobre la estructura interna de estos cuerpos celestes compactos", dice Lucas Guillemot del Instituto Max Planck de Radioastronomía en Bonn, el segundo autor del estudio. "Este es un buen ejemplo de la colaboración de dos institutos Max Planck con focos de investigación complementarios", dice Michael Kramer, director y jefe del grupo de investigación Física Fundamental en Radioastronomía.

Después del descubrimiento en datos del Fermi satélite, los investigadores apuntaron el radiotelescopio en Green Bank, West Virginia / EE. UU. a la posición celeste del púlsar de rayos gamma. En una observación de casi dos horas y al analizar una observación adicional de una hora más antigua de la fuente, no encontraron indicios de pulsaciones en el rango de radio, lo que indica que J1838-0537 es un púlsar raro de solo rayos gamma.

Sin embargo, hubo superposiciones notables con observaciones de la Sistema estereoscópico de alta energía (H.E.S.S.) en Namibia, que busca radiación gamma de muy alta energía desde las profundidades del espacio. En una encuesta con H.E.S.S., los astrónomos encontraron una fuente extendida de esta radiación cerca del púlsar ahora descubierto, pero aún no han podido aclarar su naturaleza.

El descubrimiento del púlsar sugiere que el H.E.S.S. fuente es una nebulosa de viento púlsar. Estos son producidos por partículas que se mueven casi a la velocidad de la luz, que el púlsar acelera en su campo magnético extremadamente fuerte. Dado que ahora se conoce la posición exacta del púlsar, H.E.S.S. puede tener esto en cuenta en el futuro y realizar mediciones más precisas que antes en esta región celeste.

La ATLAS El grupo de computadoras del Instituto Albert Einstein ya ha ayudado en el descubrimiento del décimo púlsar de rayos gamma previamente desconocido; sin embargo, el equipo de Allen ha movilizado mientras tanto más capacidad de computación. "Desde agosto de 2011, nuestra búsqueda también se ha realizado en el proyecto de computación distribuida Einstein @ Home, que tiene una potencia de cálculo diez veces mayor que la ATLAS grupo. Somos muy optimistas acerca de encontrar púlsares de rayos gamma más inusuales en el Fermi datos ", dice Bruce Allen. Uno de los objetivos de la búsqueda ampliada es descubrir el primer púlsar de rayos gamma con un período de rotación en el rango de milisegundos.


Presione soltar

La Real Academia Sueca de Ciencias ha decidido otorgar el Premio Nobel de Física de 1993 conjuntamente a Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor, hijo, ambos de la Universidad de Princeton, Nueva Jersey, EE. UU. para el descubrimiento de un nuevo tipo de púlsar, un descubrimiento que ha abierto nuevas posibilidades para el estudio de la gravitación

Gravedad investigada con un púlsar binario

El descubrimiento recompensado con el Premio Nobel de Física # 8217 de este año fue realizado en 1974 por Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor, hijo utilizando el radiotelescopio de 300 m en Arecibo, Puerto Rico, West Indies. Taylor, entonces profesor de la Universidad de Massachusetts, Amherst, y su estudiante de investigación Hulse buscaban sistemáticamente púlsares, una especie de baliza cósmica que giraba rápidamente con una masa algo mayor que la del sol y un radio de unos diez kilómetros. (Un ser humano en la superficie de un púlsar pesaría unos cien mil millones de veces más que en la Tierra). El púlsar & # 8217s & # 8220beacon light & # 8221 se encuentra a menudo dentro de la región de ondas de radio.

El primer púlsar fue descubierto en 1967 en el laboratorio de radioastronomía de Cambridge, Inglaterra (Premio Nobel de 1974 a Antony Hewish). La novedad del púlsar de Hulse-Taylor era que, a partir del comportamiento de la señal de la baliza, se podía deducir que estaba acompañado por un compañero aproximadamente igualmente pesado a una distancia correspondiente a unas pocas veces la distancia entre la luna y el planeta. tierra. El comportamiento de este sistema astronómico se desvía mucho de lo que se puede calcular para un par de cuerpos celestes usando la teoría de Newton. Aquí se ha obtenido un nuevo y revolucionario & # 8220space lab & # 8221 para probar la teoría general de la relatividad de Einstein y las teorías alternativas de la gravedad. Hasta ahora, la teoría de Einstein ha pasado las pruebas con gran éxito. De particular interés ha sido la posibilidad de verificar con gran precisión la predicción de la teoría de que el sistema debería perder energía emitiendo ondas gravitacionales de la misma manera que un sistema de cargas eléctricas en movimiento emite ondas electromagnéticas.

La importancia del descubrimiento del púlsar binario
El descubrimiento del primer púlsar binario es principalmente de gran importancia para la astrofísica y la física gravitacional. La gravedad es la fuerza natural más antigua conocida, de la que somos más conscientes en la vida diaria. Al mismo tiempo, es en un sentido la fuerza más difícil de estudiar, ya que es mucho más débil que las otras tres fuerzas naturales: la fuerza electromagnética y las fuerzas nucleares fuerte y débil. El desarrollo de la tecnología y la ciencia desde la Segunda Guerra Mundial con cohetes, satélites, viajes espaciales, radioastronomía, tecnología de radar y la medición precisa del tiempo utilizando relojes atómicos ha llevado a un renacimiento del estudio de esta primera fuerza natural conocida. El descubrimiento del púlsar binario representa un hito importante en este desarrollo histórico.

Teoría de la relatividad y física gravitacional
Según la teoría general de la relatividad de Albert Einstein, la gravedad es causada por cambios en la geometría del espacio y el tiempo: curvas de espacio-tiempo cerca de masas. Einstein presentó su teoría en 1915 y se convirtió en una celebridad mundial cuando en 1919 el astrofísico inglés Arthur Eddington anunció que una de las predicciones de la teoría, la desviación de la luz de las estrellas que pasa cerca de la superficie del sol, la luz se dirige hacia el sol & # 8221 & # 8211 había sido verificado durante las expediciones del eclipse solar. Esta desviación de la luz. junto con una pequeña contribución de la relatividad general al movimiento del perihelio de ercurio (una rotación lenta de Mercurio y la órbita elíptica alrededor del sol), fue durante varias décadas el único apoyo, en parte bastante incierto, para la teoría de Einstein.

Durante mucho tiempo, la teoría de la relatividad se consideró estéticamente muy hermosa y satisfactoria, probablemente correcta, pero de poca importancia práctica para la física, excepto en aplicaciones en cosmología, el estudio del origen, desarrollo y estructura del universo.

Sin embargo, las actitudes hacia la teoría general de la relatividad cambiaron durante la década de 1960, cuando tanto los desarrollos experimentales como los teóricos hicieron de la física gravitacional una parte de actualidad de la física. Se abrieron nuevas oportunidades para experimentos precisos, basados ​​en tecnología de satélite y radar. En particular, la investigación de los estadounidenses R. Dicke e I. Shapiro contribuyó a esto. Dicke realizó experimentos de precisión en los que se utilizó el campo gravitacional del sol en la tierra para verificar lo que se denomina principio de equivalencia, la identidad entre masa gravitacional e inercial y uno de los principios básicos de la teoría general de la relatividad (y también de varias teorías alternativas de la gravitación). Contribuciones importantes fueron también la predicción teórica de Shapiro y la verificación experimental, utilizando ecos de radar de Mercurio, de una nueva consecuencia de la teoría general de la relatividad y un efecto de retardo de tiempo para las señales electromagnéticas que pasan a través de campos gravitacionales.

Todos estos experimentos, sin embargo, se limitaron a nuestro sistema solar con sus campos gravitacionales muy débiles y, en consecuencia, pequeñas desviaciones, difíciles de medir, de la teoría newtoniana de la gravedad. Por lo tanto, fue posible probar la teoría general de la relatividad y otras teorías solo en la primera aproximación post-newtoniana.

El descubrimiento del púlsar binario
El descubrimiento de Hulse & # 8217s y Taylor & # 8217 en 1974 del primer púlsar binario, llamado PSR 1913 + 16 (PSR significa púlsar, y 1913 + 16 especifica la posición del púlsar & # 8217s en el cielo) provocó una revolución en el campo. Tenemos aquí dos cuerpos astronómicos muy pequeños, cada uno con un radio de unos diez kilómetros pero con una masa comparable a la del sol, y a una corta distancia entre sí, solo varias veces la distancia entre la luna y la tierra. Aquí las desviaciones de la física gravitacional de Newton son grandes. Como ejemplo se puede mencionar que el desplazamiento del periastrón, la rotación de la órbita elíptica que sigue el púlsar (según la primera ley de Kepler de principios del siglo XVII) en este sistema, es de 4 grados por año. El correspondiente cambio relativista para el ejemplo más favorable en nuestro sistema solar, el movimiento del perihelio de Mercurio antes mencionado, es de 43 segundos de arco por siglo (esto es menos de una décima parte de las contribuciones mucho mayores al movimiento del perihelio causado por perturbaciones de otros planetas, principalmente Venus y Júpiter). La diferencia de tamaño entre los cambios se debe en parte a la velocidad orbital del púlsar binario, que es casi cinco veces mayor que la de Mercurio y, en parte, a que el púlsar realiza unas 250 veces más órbitas al año que Mercurio. El tiempo de órbita del púlsar binario es de menos de ocho horas, lo que puede compararse con el mes que tarda nuestra luna en orbitar la Tierra.

Una propiedad muy importante del nuevo púlsar es que su período de pulso, el tiempo entre dos barridos de baliza (0.05903 ver) ha demostrado ser extremadamente estable, a diferencia de lo que se aplica a muchos otros púlsares. El período de pulso del púlsar aumenta menos del 5% durante 1 millón de años. Esto significa que el púlsar puede usarse como un reloj que por su precisión puede competir con los mejores relojes atómicos. Esta es una característica muy útil al estudiar las características del sistema.

El período de pulso muy estable es de hecho una media del período de pulso observado en la Tierra durante el tiempo de una órbita del sistema de púlsar. El período observado varía en realidad en varias decenas de microsegundos, es decir, en una cantidad mucho mayor que la variación del valor medio. Este es un efecto Doppler y llevó a la conclusión de que el púlsar observado se mueve en una órbita periódica, lo que significa que debe tener un compañero. A medida que el púlsar se acerca a la tierra, los pulsos llegan a la tierra con más frecuencia a medida que retrocede, llegan con menos frecuencia. A partir de la variación en el período del pulso, se pueden extraer conclusiones sobre la velocidad del púlsar en su órbita y otras características importantes del sistema.

Demostración de ondas gravitacionales
Se hizo una observación muy importante cuando se había seguido el sistema durante algunos años. Esto siguió a las predicciones teóricas hechas poco después del descubrimiento original del púlsar. Se descubrió que el período de la órbita está disminuyendo: los dos cuerpos astronómicos están girando cada vez más rápido entre sí en una órbita cada vez más estrecha. El cambio es muy pequeño. Corresponde a una reducción del período de la órbita en aproximadamente 75 millonésimas de segundo por año, pero, a través de la observación durante un tiempo suficiente, es, no obstante, completamente mensurable. Se presume que este cambio ocurre porque el sistema está emitiendo energía en forma de ondas gravitacionales de acuerdo con lo que Einstein en 1916 predijo que sucedería con las masas que se mueven relativamente entre sí. Según los últimos datos, el valor calculado teóricamente a partir de la teoría de la relatividad concuerda dentro de aproximadamente la mitad de un por ciento con el valor observado. El primer informe de este efecto fue realizado por Taylor y colaboradores a finales de 1978, cuatro años después de que se informara del descubrimiento del púlsar binario.

La buena concordancia entre el valor observado y el valor calculado teóricamente de la trayectoria orbital puede verse como una prueba indirecta de la existencia de ondas gravitacionales. Probablemente tendremos que esperar hasta el próximo siglo para una demostración directa de su existencia. Se han iniciado muchos proyectos a largo plazo para realizar observaciones directas de ondas gravitacionales que inciden sobre la Tierra. La radiación emitida por el púlsar binario es demasiado débil para ser observada en la tierra con las técnicas existentes. Sin embargo, quizás las violentas perturbaciones de la materia que tienen lugar cuando los dos cuerpos astronómicos de una estrella binaria (o un púlsar binario) se acercan tanto entre sí que caen entre sí pueden dar lugar a ondas gravitacionales que podrían observarse aquí. También se espera poder observar muchos otros eventos violentos en el universo. La astronomía de ondas gravitacionales es la rama más reciente, aún no probada, de la astronomía observacional, donde la astronomía de neutrinos es la predecesora más directa. La astronomía de ondas gravitacionales sería entonces la primera técnica de observación para la cual el principio básico fue probado por primera vez en un contexto astrofísico. Todas las técnicas de observación anteriores en astronomía se han basado en fenómenos físicos que se conocieron por primera vez en una conexión terrestre.


La investigación actual

Los levantamientos de púlsar multihaz de Parkes

En enero de 1997 se instaló un receptor de 13 haces en el radiotelescopio Parkes. Este receptor, el receptor multihaz, fue construido inicialmente para buscar galaxias, pero ha sido utilizado por muchos astrónomos en su búsqueda de púlsares. En una investigación que acaba de completarse, los astrónomos de púlsares de todo el mundo han colaborado en la búsqueda de púlsares en el plano de nuestra Galaxia y han descubierto más de 700 púlsares. Este fenomenal éxito se debió principalmente al receptor que permitió observar 13 áreas del cielo simultáneamente. Debido a esto, los astrónomos podían permitirse gastar mucho más tiempo en cualquier área particular del cielo de lo que era posible en el pasado. Observaciones tan largas permitieron que el estudio detectara señales de púlsar más débiles que las encontradas durante estudios anteriores. Muchos de los nuevos descubrimientos son interesantes e incluyen púlsares jóvenes, púlsares distantes, púlsares en sistemas binarios e incluso más púlsares de milisegundos.

También se han realizado otros estudios de púlsares utilizando este receptor. Uno el encuesta de alta latitud, fue principalmente una búsqueda de púlsares de milisegundos. Esta encuesta no descubrió tantos púlsares como la encuesta que describimos anteriormente, pero encontró lo que probablemente sea el sistema de púlsares más emocionante conocido. Discutiremos este descubrimiento en la siguiente sección.

El sistema de doble púlsar

Los astrónomos que utilizan el radiotelescopio Parkes han descubierto un púlsar en órbita con otro púlsar. Esto ha causado un gran entusiasmo en la comunidad astronómica porque estos púlsares permiten probar las teorías de la gravedad con una precisión fenomenal. Ya sabemos que los púlsares de milisegundos en sistemas binarios son magníficas sondas para estudiar la teoría general de la relatividad de Einstein. Las órbitas de tales sistemas de púlsar se han estudiado durante muchos años para ver si las observaciones concuerdan con la predicción. La teoría de Einstein concuerda perfectamente con las observaciones. El nuevo sistema de doble púlsar permitirá realizar pruebas aún mejores.

Proyectos de matriz de temporización

Muchos astrónomos de todo el mundo trabajan juntos para realizar observaciones regulares de púlsares de unos pocos milisegundos. Estas observaciones se pueden utilizar posteriormente para investigar cuán estables son los relojes atómicos en la Tierra, para mejorar nuestra comprensión de las masas y movimientos de los planetas en nuestro sistema solar y, con suerte, para detectar ondas de gravedad. Las ondas de gravedad son ondas en la estructura del espacio y el tiempo y provienen de regiones muy extremas del espacio-tiempo, como el Universo temprano y los núcleos de las galaxias. Por lo tanto, al estudiar un púlsar podemos mejorar los relojes de la Tierra y, al mismo tiempo, estudiar el Universo muy temprano y los agujeros negros supermasivos en colisión en los centros de las galaxias.

La estructura interior de las estrellas de neutrones.

Las estrellas de neutrones son solo del tamaño de una ciudad y están muy lejos, pero los astrónomos pueden averiguar qué está sucediendo debajo de sus superficies, ¿cómo? Lo hacen buscando pequeños cambios en la rotación del púlsar. Ya hemos mencionado que los púlsares se ralentizan a medida que envejecen. Sin embargo, durante unos pocos púlsares, de repente comienzan a girar más rápido (en un espacio de tiempo muy corto) y luego regresan lentamente a su velocidad de giro original, es decir, fallan. Se ha observado que el pulsar del Cangrejo que se encuentra en la nebulosa del Cangrejo (que se muestra en la imagen de arriba) hace esto muchas veces. La razón del error no se comprende muy bien y se está investigando activamente. Sin embargo, las explicaciones actuales sugieren que los fallos probablemente se deben a la forma en que el superfluido interior de una estrella de neutrones interactúa con la superficie cristalina.

El SKA (matriz de kilómetros cuadrados)

El SKA será uno de los radiotelescopios de próxima generación. Tendrá sensibilidades mucho mayores que cualquier radiotelescopio actual porque su gran área total de recolección será de un kilómetro cuadrado. Esto permitirá ver púlsares mucho más débiles. Probablemente no será una sola superficie, sino que constará de muchas antenas colectoras más pequeñas. Los astrónomos esperan que este nuevo telescopio les permita descubrir un púlsar orbitando un agujero negro. Si se encuentra, este será el sistema de púlsares más extremo conocido. Permitirá realizar pruebas de relatividad más generales e investigar teorías alternativas de la gravedad. El SKA también permitirá a los astrónomos encontrar púlsares en galaxias distantes.


Pulsar

El púlsar más rápido conocido se llama púlsar de milisegundos, o PSR 1937 + 214 (aquí el dígito adicional refina la declinación a 21,4 ° norte), y tiene un período de solo 1,558 mseg, que está bastante cerca de la velocidad de rotación máxima que un neutrón teóricamente podría tener una estrella sin volar en pedazos debido a las fuerzas centrífugas que exceden la gravedad. La velocidad superficial de una estrella de neutrones típica según la teoría sería entonces 4 × 10 9 cm / seg, o el 13% de la velocidad de la luz. Aunque extremadamente rápidas, las emisiones de radio de este púlsar son muy similares a las de la mayoría de los púlsares.

La forma de pulso de este púlsar se muestra en la Fig.1, mostrando la intensidad (I) y grado de polarización lineal (L). Aunque la mayor parte de la energía está en un pico concentrado, hay una muesca distintiva en ese pico, y también se ve un interpulso a medio camino entre los pulsos principales sucesivos (se muestra un ciclo completo de emisión). Indeed, as a class, pulsars are similar to fingerprints each is readily identifiable as such but is nevertheless distinct on close examination. Most, for example, do not have the interpulse, and many would have multiple “components” if we were to view the notch as separating two distinct components, etc. This pulsar is a particularly accurate clock, and the pulse period has been determined to high precision: 1.5578064488737 (±6) msec. Like virtually all other pulsars, it is slowing down, but only very slowly (about 10 −19 sec/sec).

FIGURE 1 . Pulse shape of PSR 1937 + 214. Although this pulsar is currently the fastest known, the pulse shape is not particularly remarkable. Total intensity is I and linearly polarized intensity is L, showing that the main pulse (right) is about 33% polarized near the maximum. The width of the main pulse is about 10°, which is also fairly typical, and interpulses (left), although not exhibited by most pulsars, are not uncommon. The spacing of interpulses very nearly halfway between successive main pulses is often interpreted as the observer seeing both magnetic poles of the pulsar, first one and then the other as the neutron star rotates. The position angle is the axis of polarization projected on the sky (usuaully measured from north), and here we see that the two pulses have just about orthogonal polarization. A “swing” in polarization corresponds to a rapid change in position angle with longitude (not seen here). [Reprinted by permission from Stinebring, D. R., Boriakoff, V., Cordes, J. M., Deich, W., and Wolszczan, A. (1984). “Birth and Evolution of Neutron Stars: Issues Raised by Millisecond Pulsars” (S. P. Reynolds, and D. R. Stinebring, eds.), p. 35, NRAO, Green Bank, WV.]

A second millisecond pulsar, PSR 1957 + 20, has almost the same period (1.607 msec) and has the extraordinary property of being in a binary system and eclipsing its companion. The companion is heated by the pulsar radiation and is seen as a variable star at the orbital period of 9.2 hr. For a likely pulsar mass of around 1.4 solar masses, the mass of the companion turns out to be only 0.022 solar masses, the lightest known star. The eclipses cannot be entirely due to the companion moving in front of the pulsar because they are too large, corresponding to distances at which matter would not be gravitationally bound to the companion. Many think that the companion is essentially a comet evaporating in this system (but the eclipses are quite symmetric, which is a problem). Another idea is that plasma in a magnetosphere about the companion is the occulting agent. We will discuss where the estimate for the pulsar mass comes from in Section IV .

An even “slower” pulsar, PSR 1821-24 at 3.054 msec (about 20,000 rpm!), is one of an interesting new class that is found near the centers of globular clusters, M28 in this case (the designation is from a catalog compiled by the comet hunter Messier, who was frustrated by the various other fuzzy objects in the sky). This pulsar is not in a binary system, but the field pulsar PSR 1855 + 09 (period 5.362 msec) is, with a period of 12 days. A “field” object is one that can pop up anywhere, as opposed to objects associated with clusters, etc. The companion is unseen, and its properties are largely unknown, other than that the mass probably exceeds 0.2 solar masses. PSR 1953 + 29, which was discovered shortly after the millisecond pulsar with a period of 6.133 msec, is also a field pulsar but also in a binary system, here with a period of 117 days (about that of Mercury about the sun) and a similarly unseen companion of approximately the same minimum mass. PSR 1620-26 is an 11.076 “millisecond” 191-day binary pulsar in the globular cluster M4.

This list of millisecond pulsars is growing continually, especially for pulsars in globular clusters. Once one pulsar is discovered, the dispersion measure to the globular cluster is known. These distant pulsars are too faint to give directly detectable pulses, and the data must be processed with a very large number of trial values for period and dispersion measure until a pulse can be found. Knowing the dispersion measure, therefore, greatly reduces the effort to search for additional pulsars in the globular cluster. For example, the globular cluster M15 is now known to harbor at least five pulsars designated PSR 2127 + 11A, B, C, D, and E in order of discovery, with periods of 110, 56, 30, 4.80, and 4.65 msec, respectively, one of which is thought to be binary and one of which (the slowest) has an increasing period, possibly because it is in a very wide binary system. Such systems may require years of observation to determine the orbital properties. Although the periods are also in the order of discovery, this seems to be a coincidence.

Until 1982, the fastest known pulsar was the Crab pulsar (PSR 0532 + 21, now known as J0534 + 2200), at 33.1 msec, which sits centered on what is probably the remnant of a historical supernova observed by the Chinese in 1054 AD. This remnant, the Crab nebula, is expanding at a measurable rate consistent with such a birthdate. The pulsar is remarkable in that it is also a source of visible light, which is pulsed at the same 33-msec period as the radio, too fast for the eye to follow! As with typical pulsars the radio emission declines rapidly with frequency, and some researchers believe a separate mechanism may cause the pulsar to become visible again at visible frequencies. [Roughly speaking, radio frequencies are of the order 10 9 cycles per second (hertz), whereas visible light is ∼10 15 Hz.] Moreover, the high-frequency part of the spectrum extends into X-ray and γ-ray energies (of the order of 10 21 Hz), again pulsed. The Crab nebula itself has been discovered to be jumping about in response to the pulsar in the optical, and images can be viewed at http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/96/22.html . New X-ray satellite images show similar structures: http://chandra.harvard.edu/photo/0052/index.html .

A similar pulsar is PSR 0540-693, with a period of 50 msec and also surrounded by a nebula, resembling quite closely the Crab pulsar except for the distance. This pulsar is in the Large Magellanic Cloud (LMC) some 55 kpc away. Like the Crab pulsar, it emits visible pulses.

A very important pulsar, altrough slightly slower at 59.0 msec, is again one in a binary system and is often called the Hulse–Taylor binary pulsar (PSR 1913 + 16) after its discoveres. (About 20% of the known pulsars have right ascensions of 19 hr, which is largely a selection effect owing to the fact that the look direction of the giant fixed radio telescope at Arecibo rotates across the Milky Way at this location.) This pulsar was the first binary pulsar to be discovered and is possibly the most important. The orbital period is only 7 hr and 45 min, and general relativistic effects are important. This binary system is the first single-line binary (i.e., only the pulsar is detected) for which all of the orbital elements have been deduced (by means of the general relativity theory), including observation of the advance of perihelion (the same effect explained for Mercury) at a rate entirely consistent with theory. More importantly, the binary pair are spiraling together at a rate consistent with energy loss by gravitational radiation. Unlike the 6.1-msec binary pulsar, the unseen companion also has a mass of 1.4 solar masses, suggesting that it may also be a neutron star.

Another fast pulsar discovered early on (PSR 0833—45) is the Vela pulsar associated with the Vela supernova remnant, with a period of 89.2 msec. Like the Crab pulsar, it has high-frequency emissions. Unlike any other pulsar, however, it exhibits extremely large “glitches,” wherein its period abruptly decreases by a small but readily detectable amount of about one part in a million. These events repeat at an irregular interval of ∼3 years and do not have exactly the same behavior each time.

This listing of pulsars illustrates a number of important observational inferences, detailed in Section IV . Most of the next dozen or so pulsars having periods between 100 and 200 msec tend to be isolated pulsars without striking or unusual properties.


Long-term study maps relativistic effects in binary pulsar

The beam structure of a pulsar has been determined for the first time in a 14-year study of a binary pulsar. The observations match predictions of relativity theory about how the spin axes of each pulsar should change direction with time. Image: Gregory Desvignes and Michael Kramer, MPIfR

Pulsars are fast-spinning neutron stars that concentrate 40 percent more mass than the Sun – or more! – into a small sphere of only about 20 kilometres (12 miles) diameter. They have extremely strong magnetic fields and emit a beam of radio waves along their magnetic axes above each of their opposite magnetic poles.

Due to their stable rotation, a lighthouse effect produces pulsed signals that arrive on Earth with the accuracy of an atomic clock. The large mass, the compactness of the source, and the clock-like properties allows astronomers to use them as laboratories to test Einstein’s general theory of relativity.

The theory predicts that spacetime is curved by massive bodies such as pulsars. One expected consequence is the effect of relativistic spin precession in binary pulsars. The effect arises from a misalignment of the spin vector of each pulsar with respect to the total angular momentum vector of the binary system, and is most likely caused by an asymmetric supernova explosion. This precession causes the viewing geometry to vary, which can be tested observationally by monitoring systematic changes in the observed pulse profile.

Evidence for a variable pulse profile attributed to changes in the viewing geometry caused by spin precession have been observed and modelled in the Nobel-prize winning Hulse-Taylor binary pulsar B1913+16. Other binary pulsars also show the effect, but none of them has allowed studies at the precision and level of detail obtainable with PSR J1906+0746.

The target is a young pulsar with a spin period of 144 milliseconds in a 4-hour orbit around another neutron star in the direction of the constellation Aquila (the Eagle), pretty close to the plane of our Galaxy, the Milky Way.

“PSR J1906+0746 is a unique laboratory in which we can simultaneously constrain the radio pulsar emission physics and test Einstein’s general theory of relativity”, says Gregory Desvignes from the Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR) in Bonn, the first author of the study.

The research team monitored the pulsar from 2012 to 2018 with the 305-m Arecibo radio telescope at a frequency of 1.4 GHz. Those observations were supplemented with archival data from the Nançay and Arecibo radio telescopes recorded between 2005 and 2009. In total, the available dataset comprises 47 epochs spanning from July 2005 to June 2018.

The team noticed that initially it was possible to observe the pulsar’s opposite magnetic poles, when both “Northern” and “Southern” beams (referred to as “main pulse” and “interpulse” in the study) were pointed to Earth once per rotation. With time, the Northern beam disappeared and only the Southern beam remained visible.

Based on a detailed study of the polarisation information of the received emission, it was possible to apply a 50-year old model, predicting that the polarisation properties encoded information about the geometry of the pulsar.

The pulsar data validated the model and also allowed the team to measure the rate of precession with only 5 percent uncertainty level, tighter than the precession rate measurement in the Double Pulsar system, a reference system for such tests so far. The measured value agrees perfectly with the prediction of Einstein’s theory.


Weird Spinning Star Defies Explanation

Scientists have discovered a puzzling spinning star that is spontaneously switching between two very different personalities, flipping between emitting strong X-rays and emitting intense radio waves.

While radio frequencies are known to vary as the star changes personalities, the newfound star is the first time example of variability in X-rays as well. The star, called a pulsar because it appears to pulse, has astronomers perplexed.

"When we look now to what is so far published in papers, nothing at this moment can explain what is happening," said the study's lead author, Wim Hermsen of the Netherlands Institute for Space Research and the University of Amsterdam.

Hermsen and his multinational research team suspect that changes in the spinning star's magnetosphere, or magnetic environment, are behind the switches. Those changes, however, is poorly understood.

"The people creating models will have to rethink what we are discovering here," Hermsen added. [Top 10 Star Mysteries]

Perplexing pulsar mystery

The newfound pulsar is officially known as PSR B0943+10. The 5 million-year-old spinning star whips through a rotation every 1.1 seconds &mdash which is considered pretty slow for a star of its type, researchers said.

PSR B0943+10's radio pulses can change as quickly as once a second. The pulsar &mdash about 3,000 light-years from Earth &mdash also emits a weak X-ray signal as charged particles radiate along magnetic lines and bombard the magnetic poles.

Hermsen's team was interested in knowing whether the X-rays &mdash like the radio pulses &mdash varied between the two modes. They examined the pulsar using a European Space Agency X-ray space telescope, XMM-Newton, and combined those observations with work done at ground telescopes in the Netherlands and India.

They were surprised to find the pulsar switched between giving off strong radio pulses and emitting stronger X-rays. The mode switches took place at times ranging between half an hour and about five or six hours.

"The behavior of this pulsar is quite startling. It's as if it has two distinct personalities," said study co-author Ben Stappers, who is with the University of Manchester's School of Physics and Astronomy.

"As PSR B0943+10 is one of the few pulsars also known to emit X-rays, finding out how this higher energy radiation behaves as the radio changes could provide new insight into the nature of the emission process."

The research is detailed in the Jan. 25 edition of the journal Science.

Spinning star oddity

The researchers say the pulsar's quick switching between radio and X-ray brightness implies large changes in the magnetosphere. But what drives these changes is not known.

Some scientists have observed the change in radio brightness linked to the pulsar's spin rate. Older research suggests the radio waves vary with physical processes at the microscopic level, but the new findings challenge that. (X-ray brightness is even less understood because so few pulsars are visible in that wavelength.)

Changes in a pulsar's spin, the Science paper cautioned, are detectable only over a period of days. The research, however, suggests the magnetosphere may change in less time than it takes PSR B0943+10 to complete a single rotation.

Hermsen's team plans to compare the pulsar with similar objects to try to predict the X-ray emission behavior. Later this year it plans to look at another pulsar, PSR B1822-09, in both X-ray and radio wavelengths.

PSR B1822-09 will be observed with ground telescopes in India, the United Kingdom and the Netherlands along with the XMM-Newton space observatory.


Pulsar emission map thanks to Einstein

Pulsars in binary systems are affected by relativistic effects, causing the spin axes of each pulsar to change their direction with time. A research team led by Gregory Desvignes from the Max Planck Institute for Radio Astronomy in Bonn, Germany, has used radio observations of the source PSR J1906+0746 to reconstruct the polarised emission over the pulsar’s magnetic pole and to predict the disappearance of the detectable emission by 2028. Observations of this system confirm the validity of a 50-year old model that relates the pulsar’s radiation to its geometry. The researchers are also able to precisely measure the rate of change in spin direction and find an excellent agreement with the predictions of Einstein’s general theory of relativity.

The experiment is the most challenging test to date of this important effect of relativistic spin precession for strongly self-gravitating bodies. Moreover, the reconstructed radio beam shape has implications for the population of neutron stars and the expected rate of neutron star mergers as observed by gravitational wave detectors such as LIGO.

The results are published in „Science“, issue 6 September 2019.

PSR J1906+0746:The relativistic effect of a pulsar‘s spin precession enables the resolution of the beam structure of the . [more]

PSR J1906+0746:The relativistic effect of a pulsar‘s spin precession enables the resolution of the beam structure of the pulsar.

PSR J1906+0746:The relativistic effect of a pulsar‘s spin precession enables the resolution of the beam structure of the pulsar.

Pulsars are fast-spinning neutron stars that concentrate 40% more mass than the Sun – or more! – into a small sphere of only about 20 km diameter. They have extremely strong magnetic fields and emit a beam of radio waves along their magnetic axes above each of their opposite magnetic poles. Due to their stable rotation, a lighthouse effect produces pulsed signals that arrive on Earth with the accuracy of an atomic clock. The large mass, the compactness of the source, and the clock-like properties allows astronomers to use them as laboratories to test Einstein’s general theory of relativity.

The theory predicts that spacetime is curved by massive bodies such as pulsars. One expected consequence is the effect of relativistic spin precession in binary pulsars. The effect arises from a misalignment of the spin vector of each pulsar with respect to the total angular momentum vector of the binary system, and is most likely caused by an asymmetric supernova explosion. This precession causes the viewing geometry to vary, which can be tested observationally by monitoring systematic changes in the observed pulse profile.

Evidence for a variable pulse profile attributed to changes in the viewing geometry caused by spin precession have been observed and modelled in the Nobel-prize winning Hulse-Taylor binary pulsar B1913+16. Other binary pulsars also show the effect, but none of them has allowed studies at the precision and level of detail obtainable with PSR J1906+0746.

The target is a young pulsar with a spin period of 144 milliseconds in a 4-hour orbit around another neutron star in the direction of the constellation Aquila (the Eagle), pretty close to the plane of our Galaxy, the Milky Way.

“PSR J1906+0746 is a unique laboratory in which we can simultaneously constrain the radio pulsar emission physics and test Einstein’s general theory of relativity”, says Gregory Desvignes from the Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR) in Bonn, the first author of the study.

The research team monitored the pulsar from 2012 to 2018 with the 305-m Arecibo radio telescope at a frequency of 1.4 GHz. Those observations were supplemented with archival data from the Nançay and Arecibo radio telescopes recorded between 2005 and 2009. In total, the available dataset comprises 47 epochs spanning from July 2005 to June 2018.

The team noticed that initially it was possible to observe the pulsar’s opposite magnetic poles, when both “Northern” and “Southern” beams (referred to as “main pulse” and “interpulse” in the study) were pointed to Earth once per rotation. With time, the Northern beam disappeared and only the Southern beam remained visible. Based on a detailed study of the polarisation information of the received emission, it was possible to apply a 50-year old model, predicting that the polarisation properties encoded information about the geometry of the pulsar. The pulsar data validated the model and also allowed the team to measure the rate of precession with only 5% uncertainty level, tighter than the precession rate measurement in the Double Pulsar system, a reference system for such tests so far. The measured value agrees perfectly with the prediction of Einstein’s theory.

“Pulsars can provide tests of gravity that cannot be done in any other way”, adds Ingrid Stairs from the University of British Columbia in Vancouver, a co-author of the study. “This is one more beautiful example of such a test.”

Moreover, the team can predict the disappearance and reappearance of both, Northern and Southern beam of PSR J1906+0746. The Southern beam will disappear from the line of sight around 2028 and reappear between 2070 to 2090. The Northern beam should reappear around 2085–2105.

The 14-year-long experiment also provided exciting insight into the little-understood workings of pulsars themselves. The team realised that our Earth’s line of sight had crossed the magnetic pole in a North-South direction, allowing not only a map of the pulsar beam, but also a study of the conditions for radio emission right above the magnetic pole.

“ It is very gratifying that, after several decades, our line of sight is crossing a pulsar’s magnetic pole for the first time, demonstrating the validity of a model proposed in 1969”, explains Kejia Lee from the Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University, Beijing, another co-author of the paper. “In contrast, the beam shape is really irregular and unexpected.”

The beam map reveals the true extent of the pulsar beam which determines the portion of sky illuminated by the beam. This parameter affects the predicted number of the Galactic double neutron stars population and, hence, the expected gravitational wave detection rate for neutron star mergers.

“The experiment took us a long time to complete”, concludes Michael Kramer, director and head of MPIfR’s “Fundamental Physics in Radio Astronomy” research department. “These days, sadly, results have to be often quick and fast, whereas this pulsar teaches us so much. Being patient and diligent has really paid off.”

Authors of the original paper in “Science” are Gregory Desvignes, Michael Kramer, Kejia Lee, Joeri van Leeuwen, Ingrid Stairs, Axel Jessner, Ismaël Cognard, Laura Kasian, Andrew Lyne and Ben W. Stappers authors from MPIfR include Gregory Desvignes, the first author, and also Michael Kramer and Axel Jessner.

Besides MPIfR, affiliations of the authors include the Laboratoire d&aposétudes spatiales et d&aposinstrumentation en astrophysique, Observatoire de Paris, Université Paris-Sciences-et-Lettres, Centre National de la Recherche Scientifique, Sorbonne Université, Université de Paris, 5 place Jules Janssen, 92195 Meudon, France, the Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester M13 9PL, UK, the Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University, Beijing 100871, People’s Republic of China, ASTRON, The Netherlands Institute for Radio Astronomy, Postbus 2, 7990 AA Dwingeloo, The Netherlands, the Astronomical Institute Anton Pannekoek, University of Amsterdam, Science Park 904, 1098 XH Amsterdam, The Netherlands, the Department of Physics and Astronomy, University of British Columbia, Vancouver, BC V6T 1Z1, Canada, the Laboratoire de Physique et Chimie de l’Environnement et de l’Espace, Centre National de la Recherche Scientifique-Université d’Orléans, F-45071 Orléans, France, and the Station de radioastronomie de Nançay, Observatoire de Paris, Centre National de la Recherche Scientifique, Institut national des sciences de l’Univers, F-18330 Nançay, France.


Classification

Currently, there are only three classes of pulsars known to us. They are separated based on their source of power, their electromagnetic radiation:

* Rotation-powered Pulsars – The loss of rotational energy of the star provides the power.

* Accretion-powered Pulsars – Most X-ray pulsars are in this category. The gravitational potential energy of accreted matter is the power source of these objects. They produce X-rays that are observable from Earth.

* Magnetars - The decay of an extremely powerful magnetic field provides the electromagnetic power.

Though all three classes are neutron stars, their observable behavior and the underlying physics are quite different but also do share connections. X-ray pulsars are one of the oldest rotationally-powered pulsars.

They have lost much of their power and became visible again after their binary companions had expanded and begun transferring matter on to them.

This process of accretion can transfer enough angular momentum to the neutron star in order to “recycle” it as a rotation-powered millisecond pulsar. This process, however, leaves the millisecond pulsar’s magnetic field 1.000 to 10.000 times weaker than average pulsars.

Millisecond pulsars tend to live for billions of years thus they are the oldest known pulsars. Many of them have been discovered in globular clusters, which long since stopped their neutron star formation for billions of years.


Precision pulsar timing with the ORT and the GMRT and its applications in pulsar astrophysics

Radio pulsars show remarkable clock-like stability, which make them useful astronomy tools in experiments to test equation of state of neutron stars and detecting gravitational waves using pulsar timing techniques. A brief review of relevant astrophysical experiments is provided in this paper highlighting the current state-of-the-art of these experiments. A program to monitor frequently glitching pulsars with Indian radio telescopes using high cadence observations is presented, with illustrations of glitches detected in this program, including the largest ever glitch in PSR B0531+21. An Indian initiative to discover sub- (mu ) Hz gravitational waves, called Indian Pulsar Timing Array (InPTA), is also described briefly, where time-of-arrival uncertainties and post-fit residuals of the order of (mu ) s are already achievable, comparable to other international pulsar timing array experiments. While timing the glitches and their recoveries are likely to provide constraints on the structure of neutron stars, InPTA will provide upper limits on sub- (mu ) Hz gravitational waves apart from auxiliary pulsar science. Future directions for these experiments are outlined.

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