Измерения времени прибытия импульсаров, работающих на вращении, показывают превышения, связанные с временной корой после учета вкладов от вращения пульсара, астронометрических изменений и очевидного орбитального движения, часто называемые временным шумом (TN), но которые мы будем называть красный шум (RN). В медленно вращающихся канонических пульсарах (CPs; pulsars с частотами вращения 0.30 Гц и относительно высокими магнитными полями поверхности B ∼ 1012 G), избыток, вероятно, вызван неровностями вращения, связанными с комбинацией магнитосферных колебаний момента и нестабильностью, возникающей в результате дифференциального вращения нейтронной звезды (NS) коры и ядра.
Пульсары, которые подверглись нарастания управляемых раскрутки и ослабления магнитного поля гораздо более стабильны. Стабильность этих миллисекундных пульсаров (MSPs; 30 ν 700 Гц) привела к открытию первых планет массы Земли вне Солнечной системы, жестким испытаниям общей относительности посредством изучения гравитационных взаимодействий с спутниками белого карлика и ограничений на ядерные уравнения государства. Если точность синхронизации может быть еще больше улучшена, то можно обнаружить сигнатуру гравитационных волн, проходящих через солнечное окружение, используя ансамбль пульсаров.
В некоторых пульсарах остатки синхронизации содержат временно коррелированные стохастические шумы, которые часто оказываются совместимыми с "красным" энергетическим спектром, обладающим значительной мощностью при низких частотах колебаний. Наиболее ярким примером этого в ПЗС является временной анализ PSR B1937+21. Это превышение может быть интерпретировано по-разному.
Остатки могут быть связаны с нестабильностью вращения, аналогичной той, которая вызывает RN в CP, которую мы будем называть красным шумом. Действительно, была разработана самодостаточная зависимость масштабирования, относящаяся к RN относительно спиновой частоты и производной частоты, которая объясняет измеренные уровни и верхние пределы RN в MSP и более медленно вращающихся CP , что предполагает, что RN может быть связано со спиновыми свойствами NS.
Дополнительные вклады возникают в результате преломления и рассеяния радиоволн в межзвездной среде (ISM). Однако эти эффекты сильно зависят от длины волны. После корректировки временные остатки PSR B1937+21 показывают стойкий ахроматический компонент. Ахроматические эффекты возникают в результате неопределенностей в эфемеридах Солнечной системы, используемых для преобразования топоцентрических TOA в барицентр Солнечной системы и возмущений от гравитационных волн длительного периода, но эти эффекты малы и коррелируют между собой следующим образом пульсары. Остатки, наблюдаемые в PSR B1937+21, намного больше, чем в других ПЗС, поэтому эти эффекты являются вторичными, если не незначительными.
Ученые исследуют альтернативный механизм для коррелированных микросекундных остатков времени в MSPs: физическое смещение пульсара в результате отдачи от циркумпулсарных объектов. Хотя остатки PSR B1937+21 слишком малы и непоследовательны, чтобы ассоциироваться с несколькими крупными планетами на компактных орбитах, они могут быть связаны с более крупным ансамблем тел астероидов и масс, которые в совокупности образуют эти остатки.
Имеются прямые доказательства того, что вокруг некоторых пульсаров существует планетарная и протопланетарная среда. Очевидно, что вокруг MSP B1257+12 существует планетарная система, состоящая из трех лунных планет на околоземных орбитах ≈25 d, 66 d и 98 дневных, которые вызывают среднеквадратическое рассеяние ≈1 мс на оставшихся TOAs.
Имеются также данные о планете на широкой орбите вокруг шаровидного кластера пульсара B1620-26 и его спутнике-бинарном белом карлике, полученные как из светских изменений в вращении вниз по пульсару, так и из эволюции орбиты WD-пульсара . Вероятно, эта планета была захвачена в результате взаимодействия трех тел, характерного для плотной кластерной среды представляющей собой канал образования.
Имеются данные для дисков и планетарных систем вокруг других нейтронных звезд. Молодой магнитар 4U 0142+61 показывает избыточный поток среднего инфракрасного излучения, который можно отнести на счет теплового излучения пылевого диска. Однако излишек также связан с выбросами в магнитную среду. Совсем недавно в качестве причины необычного взрыва гамма-излучения было предложено столкновение объекта из астероидной массы с нейтронной звездой.
Косвенными доказательствами тому служит вероятное наличие поясов астероидов вокруг другого класса компактных объектов: белых карликовых звезд (БЗ). Считается, что накопление астероидов загрязняет атмосферу и вызывает аномально высокую металличность в некоторых ОМ. Предполагается, что приливное разрушение астероидов может вызвать появление пылевых дисков вокруг других WD.
Хотя фаза планетарной туманности, предшествующая завершению состояния белого карлика для звезд с низкой массой, не так травматична, как взрыв сверхновой, предшествующий завершению состояния нейтронной звезды для звезд с большой массой, наличие астероидов вокруг WD предполагает, что скалистые тела могут существовать вокруг звезд постоследовательности в относительно экстремальных условиях.
ВЫВОДЫ
Пояса астероидов могут образовываться и сохраняться вокруг ПЗС, и эти системы могут влиять на точность синхронизации на уровне от нс до мкс. Остаточная РН в наблюдениях PSRB1937+21 несогласованна с наличием ремня массы ≈0.05M⊕. Масса и распределение объектов на диске ограничено временными колебаниями. Однако, дополнительные ограничения могут быть наложены, потому что диск должен быть динамически стабильным, а астероиды должны выдерживать сильное поле излучения, испускаемое пульсаром.
Существование планет вокруг двух пульсаров, мусорного диска вокруг другого и возможного пояса астероидов вокруг PSR B1937+21 имеет несколько последствий. Протопланетарные диски вокруг пульсаров должны охватывать широкий диапазон плотности и общей массы, чтобы иметь форму планет в одних случаях, но не в других. Диски с меньшей массой могут существовать вокруг других MSP, но не были обнаружены из-за недостаточной точности синхронизации.
Хотя проверить модель астероида сложно, также может быть трудно утверждать, что после завершения раскрутки и испарения компаньона, вызванного накоплением, в системе не останется абсолютно никакого мусора. Подтверждение интерпретации орбитального шума для PSR B1937+21 может зависеть от поиска планет и астероидов вокруг других пульсаров и демонстрации того, что они являются частым результатом процессов, приводящих к образованию вторичных пульсаров, которые в настоящее время не имеют ни одного крупного компаньона.
Если диски заполнены более чем несколькими объектами, то трудно идентифицировать отдельные объекты и исправить их TOA возмущения. Если только PSR B1937+21 не является уникальным, высокоточные измерения времени других ПЗС могут показывать неминимальный, коррелированный орбитальный шум, связанный с окружными дисками. Для поиска сигнатур красного шума, согласующихся с астероидными дисками, необходимо детально изучить дополнительные ПЗС.
