Masivní neutronová hvězda s oboustranným společníkem

Jak mohu získat neutronovou hvězdu? V nedávné studii mohli vědci identifikovat dosud nejhmotnější neutronovou hvězdu využitím pozorování svého vysoce ozářeného společníka.

Umělecký dojem, že PSR J2215 + 5135 (vpravo dole) ozařuje svou binární doprovodnou hvězdu (uprostřed). Nová měření tohoto systému naznačují, že PSR J2215 může být nejmasivnější známou neutronovou hvězdou.
G. Prezrez-Dazaz / IAC

Nalezení maxima

Maximální možná hmotnost neutronové hvězdy je tématem vzrušené debaty; Znalost tohoto limitu by mohla značně omezit modely vnitřních struktur a kompozic neutronových hvězd, které jsou dlouhodobými otevřenými otázkami ve studiích neutronových hvězd.

Až dosud byl nejhmotnější známou neutronovou hvězdou pulsar PSR J0348 + 0432, který váží při 2, 01 slunečních hmotách. Vědci už léta hledají další masivní neutronové hvězdy, aby posunuly tento limit ještě výš a nyní může být J0348 konečně sesazen.

Tým vědců, vedený Manuelem Linaresem (Polytechnická univerzita v Katalánsku a Astrofyzikální ústav Kanárských ostrovů, Španělsko), použil jedinečný přístup k měření nového, zajímavého modelu těžké váhy: PSR J2215 + 5135.

Tricky systém

Spektra J2215 vypadají drasticky odlišně v různých fázích na své oběžné dráze: když vidíme jeho horkou, ozářenou stranu (spodní spektrum), vypadá to jako hvězda A5 (2. spektrum zespodu). Když vidíme jeho temnou, chladnou stranu (3. spektrum zdola), vypadá to jako hvězda G5 (4. spektrum zdola).
Linares a kol. 2018

PSR J2215 + 5135 je takzvaný „redback“ systém skládající se z milisekundového pulsaru - rychle se točící, vysoce magnetizované neutronové hvězdy - těsně obíhající extrémně nízkou hmotností společníka; pulsar a jeho doprovodný zip kolem sebe za pouhých 4, 14 hodiny.

Jak můžeme měřit hmotnost PSR J2215? Obvykle bychom použili spektra jeho doprovodné hvězdy k identifikaci Dopplerových posunů absorpčních linií z atmosféry hvězdy. To může odhalit radiální rychlost hvězdy, což nám nakonec umožní modelovat systém a získat hmotnosti neutronové hvězdy a jejího společníka. PSR J2215 však takové úsilí dosud odolávalo, přičemž různé studie zjistily významně odlišné měření radiální rychlosti pro doprovodnou hvězdu. Co se děje s tímto složitým systémem?

New Champion Crowned

Linares a spolupracovníci mají vysvětlení: doprovodná hvězda je pozitivně vystřelena zářením blízkým pulsarem. Výsledkem je, že hvězda má dvě strany: chladnou, temnou stranu odvrácenou od neutronové hvězdy a extrémně horkou, ozářenou stranu směřující k ní. Odsazení středu doprovodného světla od jeho těžiště komplikuje úsilí spolehlivě měřit jeho radiální rychlost z jeho spektra.

Model se hodí do orbitálních světelných křivek pro J2215 ve třech pásmech.
Linares a kol. 2018

Linares a spolupracovníci tento problém obcházejí tím, že pomocí vysoce kvalitních optických spekter z Gran Telescopio Canarias a dalších dalekohledů poprvé identifikují absorpční linie z chladné i horké strany doprovodné hvězdy. Autoři používají tyto čáry z protilehlých stran hvězdy k upevnění rychlosti hmoty.

Společným modelováním jak údajů o radiální rychlosti pro dvě hvězdné strany, tak i světelných křivek ve více pásmech, jsou autoři schopni vypočítat hmotnost neutronové hvězdy a jejího společníka, respektive ~ 2, 3 a ~ 0, 33 slunečních hmot. Pokud bude ověřena, PSR J2215 by rozbila minulý rekord pro maximální hmotnost neutronů a hvězd, čímž by zavedla nová omezení do modelů stavových rovnic neutronů a hvězd.

Navíc, autorova nová technika pro získávání hmoty neutronové hvězdy může být aplikována na mnoho podobných známých systémů, stejně jako na mnohé, které očekáváme, že objevíme v budoucnosti. S trochou štěstí budeme moci i nadále posouvat hranici maximální hmotnosti neutronových hvězd a učit se o těchto kompaktních zvířatechch v procesu.

Citace

M. Linares a kol. 2018 ApJ 859 54. doi: 10, 3847 / 1538-4357 / aabde6

Související články v časopise

  • Pravděpodobně zpětná protějšek milisekundy Pulsar 3FGL J0838.8-2829 doi: 10, 3847 / 1538-4357 / aa7cff
  • Optické protějšky dvou fermisekundových pulsů Fermi : PSR J1301 + 0833 a PSR J1628–3205 doi: 10, 1088 / 0004-637X / 795/2/115
  • Vlastnosti a vývoj binárního režimu Pulsar Buls PSR J2129-0429 doi: 10, 3847 / 0004-637X / 816/2/74
  • Pozorování a modelování společníků krátkodobých binárních milisekundových pulsů: Důkaz vysoce hmotných neutronových hvězd doi: 10.1088 / 0004-637X / 793/2/78
  • Nový y- paprsek hlasitý, zatmění nízkohmotného rentgenového binárního doi: 10, 3847 / 0004-637X / 831/1/89
  • 2FGL J0846.0 + 2820: Nový neutronový hvězdný binární s obří sekundární a proměnnou y- paprskovou emisí doi: 10, 3847 / 1538-4357 / aa9937

Tento příspěvek se původně objevil na AAS Nova, kde jsou uvedeny nejdůležitější poznatky z časopisů americké astronomické společnosti.