FAST revela la muestra de observación de polarización FRB más grande del mundo

Un ejemplo de velocidad. /CAS

Un ejemplo de velocidad. /CAS

Los investigadores observaron aproximadamente 1.863 ráfagas de FRB 20201124A, para obtener la muestra de monitoreo de polarización de FRB más grande del mundo, gracias a FAST, Radiotelescopio esférico de quinientos metros Es el radiotelescopio monocular más grande y sensible desarrollado por China.

Dirigido por investigadores del Observatorio Astronómico Nacional de China (NAOC) de la Academia de Ciencias de China (CAS) y la Universidad de Pekín, se publicó un estudio al respecto en la revista académica internacional Nature el miércoles.

Captura de pantalla del estudio publicado en la revista académica internacional Nature. /naturaleza temperamento

Captura de pantalla del estudio publicado en la revista académica internacional Nature. /naturaleza temperamento

Los FRB son fuentes cósmicas que emiten ráfagas de radio de milisegundos. Aunque se han descubierto cientos de FRB, su naturaleza física y su impulso central siguen sin estar claros.

Las diferencias en la medición de la rotación de Faraday y la medición de la dispersión, debidas al entorno local, son pistas importantes para comprender su naturaleza física.

Las observaciones recientes sobre la ciclometría de FRB 20201124A mostraron una variación significativa en la escala de tiempo circadiano.

Ilustración de la evolución a escala de tiempo corto de los ciclos de Faraday. /CAS

Ilustración de la evolución a escala de tiempo corto de los ciclos de Faraday. /CAS

Curiosamente, la oscilación del giroscopio admite que la contribución local puede alterar la señal, lo que indica la inversión del campo magnético a lo largo de la línea de visión.

En el estudio, los científicos presentaron un modelo físico que explica las propiedades observadas de FRB 20201124A, proponiendo que la repetición de la señal proviene de un sistema binario que contiene una magnetar y una estrella Be con un disco de decreción.

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Según el estudio, FRB 20201124A podría ser similar a la emisión pulsante del sistema binario de galaxias PSR B1259-63/LS 2883, que contiene PSR B1259-63 y Be starLS 2883.

Diagrama del modelo magnético de un magnetar/ser estelar. (a) La estrella Be está ubicada en el centro del disco. El imán aparece como un punto rojo. El plano del disco estelar (que se muestra como la línea discontinua negra) está inclinado con respecto al plano orbital (que se muestra como las líneas discontinuas violetas) en un ángulo ϕ = π / 12. La línea discontinua violeta es el eje principal de la órbita de la magnetar. Cuando las rutas de las ráfagas de radio atraviesan el disco, la interacción entre las ráfagas y el disco puede reproducir la escala de espín variable observada, la despolarización, la escala de tiempo de gran dispersión y la transformada de Faraday. (b) Vista frontal de un disco estelar Be. Se asume el campo magnético que se muestra como flechas azimutales (o anulares) en el disco. Este modelo predice que la contribución de RM del disco cambia a medida que el imán pasa frente a la estrella Be. La variación de RM detectada por FAST respalda este escenario. /naturaleza temperamento

Diagrama del modelo magnético de un magnetar/ser estelar. (a) La estrella Be está ubicada en el centro del disco. El imán aparece como un punto rojo. El plano del disco estelar (que se muestra como la línea discontinua negra) está inclinado con respecto al plano orbital (que se muestra como las líneas discontinuas violetas) en un ángulo ϕ = π / 12. La línea discontinua violeta es el eje principal de la órbita de la magnetar. Cuando las rutas de las ráfagas de radio atraviesan el disco, la interacción entre las ráfagas y el disco puede reproducir la escala de espín variable observada, la despolarización, la escala de tiempo de gran dispersión y la transformada de Faraday. (b) Vista frontal de un disco estelar Be. Se asume el campo magnético que se muestra como flechas azimutales (o anulares) en el disco. Este modelo predice que la contribución de RM del disco cambia a medida que el imán pasa frente a la estrella Be. La variación de RM detectada por FAST respalda este escenario. /naturaleza temperamento

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Ilustración de oscilaciones en el grado lineal/circular y posición del ángulo de polarización detectado en FRB 20201124A. /CAS

Ilustración de oscilaciones en el grado lineal/circular y posición del ángulo de polarización detectado en FRB 20201124A. /CAS

A medida que la magnetar se acerca al perihelio, la propagación de ondas de radio a través del disco de Be de la estrella hace que se mida naturalmente la rotación variable observada, la despolarización, la escala de tiempo de gran dispersión y la transformada de Faraday.

Li Kejia, investigador de NAOC y profesor de física de la Universidad de Pekín, dijo a China Media Group (CMG) que los resultados del estudio son datos observacionales importantes para futuros estudios de las propiedades físicas de los FRB, lo que impulsa la búsqueda de señales FRB de Be/X. binarios de rayos. .

Ilustración del ajuste de evolución de RM para FRB 20201124A utilizando el modelo binario. La dispersión azul es el RM promedio observado por día y la línea roja es la evolución esperada de nuestro modelo. El área de sombra azul es el rango de RM observado. En el cálculo, la densidad del disco ρ0 = 3 × 10−14 g cm−3 está cerca de la estrella y tiene un índice de decaimiento pronunciado β = 4. Se considera que el período orbital es de 80 días con una desviación orbital e = 0,75. Nuestro modelo puede reproducir la estructura principal de la evolución de RM. Sin embargo, hay algunas estructuras secundarias que no se pueden reproducir. Estas estructuras secundarias pueden ocurrir debido a bultos en el disco. /naturaleza temperamento

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Ilustración del ajuste de evolución de RM para FRB 20201124A utilizando el modelo binario. La dispersión azul es el RM promedio observado por día y la línea roja es la evolución esperada de nuestro modelo. El área de sombra azul es el rango de RM observado. En el cálculo, la densidad del disco ρ0 = 3 × 10−14 g cm−3 está cerca de la estrella y tiene un índice de decaimiento pronunciado β = 4. Se considera que el período orbital es de 80 días con una desviación orbital e = 0,75. Nuestro modelo puede reproducir la estructura principal de la evolución de RM. Sin embargo, hay algunas estructuras secundarias que no se pueden reproducir. Estas estructuras secundarias pueden ocurrir debido a bultos en el disco. /naturaleza temperamento

Observaciones de imágenes espectroscópicas de alta resolución de la galaxia anfitriona FRB20201124A desde el telescopio Keck. /CAS

Observaciones espectrales de imágenes de alta resolución de la galaxia anfitriona FRB20201124A desde el telescopio Keck. /CAS

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