Astronomi

Hvordan bestemmes den polære vinkel på en pulsarstråle?

Hvordan bestemmes den polære vinkel på en pulsarstråle?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Jeg har lige læst spørgsmålet "Hvad er en typisk polær vinkel på en pulsarstråle?" og jeg blev overrasket over, at det havde et svar. Jeg troede, at der var lidt reel information udover timingen af ​​impulser, og det ser ud til, at enhver given timing kunne være i overensstemmelse med en stråle med en hvilken som helst keglevinkel.

Når jeg tænker på det, hvis du kender strålens vinkelbredde, når den forlader pulsaren, kan du udlede noget fra pulsens relative varighed og tiden mellem impulser. Er det det? Eller er det noget andet?

Bemærk: Jeg misforstod det første spørgsmål, jeg skulle stille $ alpha $ i notationen af ​​det accepterede svar, men de spurgte virkelig om $ rho $, den vinklede radius af "fyrbjælken". Det er lettere for mig at forstå, hvordan det kunne estimeres.


Det enkle svar er, at ja, vi kan bestemme impulsbredden, hvis vi kender emissionskeglens vinkelradius og et par andre geometriske størrelser om pulsaren og dens orientering i forhold til os.

Pulsprofiler er komplicerede - med nogle undtagelser er de mere end bare hurtige pigge eller glatte gaussiske kurver. De fleste involverer flere komponenter tilføjet sammen til komplicerede funktioner; bjælkerne har struktur, og den struktur fører til et slags fingeraftryk. Nogle skifter mellem forskellige emissionstilstande over forskellige cyklusser. Der er masser af fascinerende nuancer at studere.

Ikke desto mindre kan vi faktisk selv med disse komplicerende faktorer definere en pulsbredde. Det afhænger af tre ting: vinkelradius af emissionskeglen, $ rho $, vinklen mellem magnet- og rotationsakserne, $ alpha $og påvirkningsparameteren $ beta $, som definerer vinklen mellem den magnetiske akse og synslinjen for observatøren.

Efter et rod af sfærisk trigonometri kan vi komme til et udtryk for pulsbredden, $ W $ (se Gil & Han 1981 eller ethvert andet arbejde om emissionsgeometri): $$ sin ^ 2 left ( frac {W} {2} right) = frac { sin ^ 2 ( rho / 2) - sin ^ 2 ( beta / 2)} { sin alfa sin ( alpha + beta)} $$ Derfor bestemmer strålestørrelsen, placeringen af ​​den magnetiske akse og observatørens retning entydigt pulsbredden, som du gættede.

Det er naturligvis usandsynligt, at en observatør kan kende disse yderligere parametre fuldstændigt a priori, men det betyder ikke, at vi ikke ved det hvad som helst omkring dem. Det kan du forvente $ alpha $ ville være tilfældigt fordelt, og det er muligt, at pulsarer fødes som sådan, men det er forventede det $ alpha $ falder, når pulsen bliver ældre på grund af de samme drejningsmomenter, der øger centrifugeringsperioden (Young et al. 2010). De to akser retter sig efter tidsplanerne for $ sim10 ^ {6 mathrm {-} 7} $ flere år. Hvis du kunne bestemme pulsenes alder, og du antog, at den var født med $ alpha approx90 ^ { circ} $, kan du lave nogle skøn over den sandsynlige fordeling af $ alpha $ i dag.


Se videoen: Rectangular to polar form of complex number. Precalculus. Khan Academy (November 2022).