Kəşf

İlk pulsar Cokelin və tərəfindən 28 Noyabr 1967-ci ildə müşahidə edilmişdir. Onlar başlanğıcını səmanın eyni yerindən götürmüş və ulduz sutkasında saxlanmış bir-birindən 1.33 saniyə fərqlə ayrılmış iki döyünməni müşahidə edirdilər. İmpulslar üçün izah axtarır, qısamüddətli döyünmələr üçün ulduzlar kimi astrofiziki radiasiya mənbələrini istisna edirdilər və impulslar ulduz saatını izlədiyindən bu, texnogen radio tezlik müdaxiləsi də ola bilməzdi. Daha bir teleskopla aparılan müşahidələr şüalanma hadisəsini təsdiq etdi və hər hansı bir cihaz xətasının olmadığını göstərdi.Bu zaman Bernell və Xyoiş öz qeydlərində deyirdilər: "Biz həqiqətən də inanmırdıq ki, başqa bir sivilizasiyadan siqnalları qəbul etmişik, lakin açıq-aydın idi ki bizim ideyamız ağlımızı keçmişdi və bizdə bunun təbii radio dalğa şüalanması olmasına aid heç bir sübut yox idi. Bu çox maraqlı vəziyyət idi – ola bilsin ki, kainatın başqa bir yerində həyat aşkar olunub və bu cür məsuliyyətli nəticəni necəsə açıqlamaq lazımdır". Belə ki hətta onlar "" görə siqnala LGM-1 ləqəbini də qoymuşdular. Ona görə yox ki, ikinci döyünən mənbənin səmanın müxtəlif hissəsində aşkarlanması "LGM hipotezi"nə görə tamamilə təbii idi. Onların kəşf etdiyi pulsar sonradan adlandırıldı və indi bu göstəricilərə malik olan PSR 1919+21, PSR B1919+21 və PSR J1921+2153 pulsarları da məlumdur. Baxmayaraq ki, CP 1919 radiodalğalar buraxırdı,sonradan pulsarların görünən işıq, rentgen və ya qamma şüaları da yaydıqları məlum olmuşdur. “Pulsar” sözü “döyünən ulduz” çəmadanı deməkdir və ilk dəfə olaraq mətbuatda 1986-cı ildə peyda olmuşdur:

Tamamilə yeni növ ulduzlardan gələn işıq 1986-cı ilin Avqusutundan 6 il ərzində astronomlar tərəfindən LGM kimi göstərilmişdir.İndi pulsarların ağ cırtdan və neytron ulduzları arasında yeni növ olduğu düşünülür. Pulsar adı onlara verilən ən ağlabatan ad idi. Radyoastrofizik Entoni Hyuiş: "Mən əminəm ki bu gün hər bir radio teleskop pulsarları müşahidə edir".

Neyton ulduzlarının mövcud ola biləcəyi fikri ilk dəfə olaraq 1934-cü ildə və Fris Svikki tərəfindən irəli sürülmüşdür və onlar deyirdilər ki, kiçik və ifrat dərəcədə sıx olan bu ulduz əsas olaraq supernova hadisəsi nəticəsində yaranmış neytronlardan təşkil olunmuşdur. 1976-cı ildə pulsarlar kəşf olunmazdan əvvəl tezliklə neytron ulduzlarının öz maqnetik sahəsi ilə birlikdə fırlanaraq radiasiya yaydıqlarını və hətta ,belə enerjinin Yengəcəbənzər dumanlıqda olduğu kimi neytron ulduzunun ətrafında tuta bildiyini demişdir. İlk pulsarın kəşfindən sonra müstəqil şəkildə, firlanan neyton ulduzu modelinin Paçininin modelinə oxşar olmasını demişdir və aydın olaraq sübut etmişdir ki bu model və tərəfindən müşahidə olunmuş döyünən radiasiyanı izah edə bilirdi. 1968-ci ildə Yengəc pulsarının kəşfi pulsarların fırlanan neytron ulduzu modelinin sübutu kimi qəbul edilmişdir. Yengəc pulsarı təklif olunan pulsar modellərinə uyğun çox qısa olan 33 millisanyə döyünmə perioduna malikdir. Fırlanma sürətinin bir dəqiqə ərzində 1,980 fırlanma olması tamamilə məqbul sayılırdı. Bundan başqa, Bааde və Svikkinin 1933-cü ildəki proqnozlarına uyğun olaraq Yengəc pulsarı Yengəcəbənzər dumanlığının mərkəzində yerləşdiyi üçün belə adlandırılır.

1974-cü ildə Entoni Hyuiş və İsveç Kral Elmlər Akademiyası tərəfindən Fizika üzrə Nobel mükafatına layiq görülən ilk astronomlar olmuşlar və qeyd edilmişdir ki, Hyuiş pulsarların kəşfində əsas rol oynamışdır. Ciddi fikir ayrılığı onunla bağlı olmuşdur ki, Professor Hyuiş mükafata layiq görülmüşdür, ilk müşahidə edən Bell isə yox. Bell, bu məsələ üzrə heç bir kinli iddia etmirdi və Nobel mükafatı komitəsinin qərarını dəstəkləyirdi.

Yaxın tarix

1974-cü ildə ilk dəfə olaraq ikili sistemlərdə pulsar və tərəfindən kəşf edilmişdir (). Bu pulsar sadəcə səkkiz saat orbital periodlu netron ulduzarına oxşar olaraq orbit üzrə dönür. xüsusi nisbilik nəzəriyyəsi bu sistemlərin güclü yarada biləcəyi və bunun nəticəsində onun orbital enerjisini itirdiyi üçün daima orbitini qısaldacağını qabaqcadan xəbər vermişdir. Pulsarın müşahidələri tezliklə bu proqnozu təsdiqlədi və qravitasiya dalğalarının mövculuğunu ilk dəfə olaraq fakt ilə təmin etdi. 2010-cu ildən etibarən bu pulsarın müşahidələri ümumi nisbilik nəzəriyəsi əsasında davam etdirilir. 1993-cü ildə bu pulsarın kəşfinə görə Taylor və Xals Fizika üzrə Nobel Mükafatına layiq görülmüşlər.

rəhbərlik etdiyi qrup 1982-ci ildə 1.6 millisaniyə (38,500 rpm) fırlanma perioduna malik olan pulsarını kəşf etmişdir. Gələcək kəşflər nəticəsində tapılmış ""ı obyektlərin yeni sinfi ideasını möhkəmlətdi və müşahidələr nəticəsində tezliklə məlum olmuşdur ki,onların maqnit sahəsi adi pulsarların maqnit sahəsindən çox zəif idi. Millisaniyə pulsarlarının məhsulu olduğu güman edilir. Öz qeyri-adi sürəti və sabit rotasiyası ilə millisaniyə pulsarları astronomlar tərəfindən Yer kürəsindəki ən yaxşı atomik saatların stabilliyinə rəqib saatlar kimi istifadə oluna bilər. Müəyyən faktorların təsirindən döyünmələrin Yerə gəlmə müddəti bir neçə yüz nanosaniyədən böyük olanlar asanlıqla aşkar oluna və dəqiq ölçmələr üçün istifadə oluna bilər. Pulsar vaxtı vasitəsilə əlçatan olan fiziki parametrlərinə pulsarın üçölçülü mövqeyi, onun əsl hərəkəti, ulduzlararası mühitin həcmində elektronun yol boyuca yayılması, orbital parametrləri, ikili sistemdəki tayı, pulsarın fırlanma periodu və onun zamanla təkamülü daxildir (Bunlar Tempo proqramı vasitəsi ilə emal edilməmiş vaxt verilənlərinindən hesablanır, bu proqram bu məsələ üzrə ixtisaslaşıb). Bu faktorlar nəzərə alındıqdan, müşahidələrin əldə olunma vaxtları arasındakı kənaraçıxma və tapıla bilən parametrlərdən istifadə edilərək əldə olunan proqnozlar və bu üç imkandan birinə istinad ediləndən sonra pulsarın spin periodunda olan daxili variasiya, gəlmə vaxtları və ya qravitasiya dalğalarının arxa planı dünyəvi zamanın reallaşmasındakı səhvlər ölçülür. Alimlər bir neçə müxtəlif pulsarlar arasındakı sapmaları müqayisə etməklə hal hazırda bu imkanları həll etməyə cəhd edir, kimi bilinən sıranı formalaşdırırlar. Bu cəhdlərin məqsədi qravitasiya dalğalarının istiqamətini nə vaxtsa aşkarlamaqla pulsar əsaslı kifayət qədər dəqiq yaratmaqdır. 2006-cı ildə astronomlar Con Midlditş və onun komandası Los Alamos Milli Laboratoriyasında Rossi X-ray Timing Explorer-dən müşahidə verilənləri vasitəsilə pulsar fasilələrinin ola biləcəyini qabaqcadan ilk dəfə olaraq elan etmişdir. Onlar pulsarının müşahidələrindən istifadə etmişdilər.

1992-ci ildə pulsarının ətrafında birinci ekzoplaneti kəşf etmişdir. Bu kəşf planetlərin Günəş Sistemindən kənarda geniş yayılmış mövcudluğu ilə bağlı mühüm sübutlar təqdim etmişdir, halbuki, bu hər hansı bir həyat formasının pulsarın yaxınlığında intensiv şüalanma şəraitində həyatda qala bilməsi inandırıcı deyildir.

İlk pulsarlar rəsədxananın izlədiyi onların birbaşa çıxması vasitəsilə kəşf hərfləri əsasında adlandırılmışdır(e.g. CP 1919). Kəşf edilmiş pulsarların çoxu üçün hərflərlə kodlaşdırma yöndəmsiz oldu və ona görə də konvensiyadan sonra pulsarların düz çıxması və sapma dərəcələrini (e.g. PSR 0531+21) və bəzən on dərəcəli sapma ilə (e.g. PSR 1913+167) izləməklə DRM (Döyünən Radio Mənbə) hərflərindən istifadə artmışdır. Bəzən çox yaxın olan pulsarların adlarına əlavə hərflər artırılmışdır (e.g. PSR 0021-72C və PSR 0021-72D).

Müasir konvensiya 1950.0 dövr üçün koordinatları ifadə edən B-ni böyük rəqəmli adların rəqəmlərinin əvvəlinə əlavə edir (e.g. PSR B1919+21).Bütün yeni pulsarların adlarına 2000.0 koordinantı göstərən J daxildir və həmçinin dəqiqələrin daxil olduğu meyl də daxildir (e.g. PSR J1921+2153). 1993-cü ildən əvvəl kəşf edilmiş pulsarlarda onların J adlarından istifadədən daha çox onların B adlarının qorunub saxlanılmasına üstünlük verilmişdir (e.g. PSR J1921+2153 pulsarı daha çox PSR B1919+21 kimi tanınır). Son zamanlar kəşf edilmiş pulsarlarda yalnız J adlarından istifadə edilmişdir (e.g.). Hal-hazırda bütün pulsarın səmada yerləşdiyi daha dəqiq koordinatları göstərən J adı vardır.

Böyük kütləli ulduzların nüvəsi supernova hadisəsi nəticəsində sıxılanda pulsarın yaranması üçün əsas hadisələr başlayır və o neytron ulduzuna dönür. Neytron ulduz özünün impuls momentininin dəyişməzliyini hər şeydən daha çox saxlayır, çünki onda öz sələfinin radiusunun çox kiçik fraksiyası (zərrəsi) vardır (və buna görə də onun ətalət momentinin kəskin azalır), bu, çox yüksək fırlanma sürəti ilə formalaşır. Neytron ulduzunun fırlanma istiqaməti boyunca fırlanan radiasiya şüası pulsarın maqnit oxu boyunca emissiya olunur. Pulsarın maqnit oxu elektromaqnit şüasının istiqamətini müəyyənləşdirir və maqnit oxunun fırlanma oxu olması mütləq deyil. Bu əyriliklər neytron ulduzunun hər fırlanması üçün şüanın bir cür görünməsinə səbəb ola bilər və bunun nəticəsində pulsarın "döyünən" formasını yaranır. Şüa neytron ulduzunun fırlanma enerjisindən əmələ gəlir və çox güclü maqnit sahəsinin hərəkəti proton və electronların ulduz səthində təcil alması və maqnetik sahənin qütblərindən çıxan elektromaqnetik şüanın yaranması ilə nəticələnən elektrik sahəsi əmələ gətirir. Emissiya olunan elektromaqnetik enerji səbəbilə bu fırlanma zamanla zəifləyir. Pulsarın fırlanma periodu kifayət qədər ləng olanda güman edilir ki radio pulsar mexanizmi sönür (“ölüm xətti” kimi də adlandırılır). Görünür ki, bu sönmə 10-100 milyon il əvvəl baş verib və kainatın 13.6 milyard il yaşı dövründə yaranan bütün neytron ulduzların hamısını nəzərdə tutur və təxminən 99%-i uzun olmayan döyünmələrdir.

• 2018-09-15 at the Wayback Machine Science News.
• Astronomy Now.
• 2008-02-27 at the Wayback Machine Einstein.com, 17 January 2008.
• BBC, 23 December 2002.
• Moments of Discovery, American Institute of Physics, 2007 (Includes audio and teachers guides).
• Interview with Jocelyn Bell-Burnell. Jodcast, June 2007 (Low Quality Version).
• Simbad Database