Czas e-biznesu

Wszystkie najświeższe informacje o Polsce z Czasu e Biznesu.

Gwiazda neutronowa „Czarna Wdowa” pożarła swojego towarzysza, stając się najcięższą znalezioną do tej pory rzeczą

Powiększenie / Obracająca się gwiazda neutronowa okresowo oscyluje w promieniowaniu radiowym (zielonym) i gamma (fioletowym) po ERT. Pulsar Black Widow podgrzewa stronę zwróconą do gwiezdnego partnera jego partnera do temperatury dwukrotnie wyższej od temperatury powierzchni Słońca i powoli odparowuje.

Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda NASA

Astronomowie zidentyfikowali najcięższą znaną do tej pory gwiazdę neutronową o masie 2,35 mas Słońca, według ostatni artykuł Opublikowano w Astrophysical Journal Letters. Jak stałeś się taki duży? Najprawdopodobniej przez pożeranie gwiazdy towarzyszącej – niebiańskiego odpowiednika pająka czarnej wdowy pożerającego swojego towarzysza. Prace pomagają ustalić górną granicę tego, jak duże gwiazdy neutronowe mogą uzyskać, co ma implikacje dla naszego zrozumienia kwantowego stanu materii w ich jądrach.

Gwiazdy neutronowe to pozostałości po supernowych. Jako redaktor naukowy Ars John Timmer napisał w zeszłym miesiącu:

Materia tworząca gwiazdy neutronowe zaczyna się jako zjonizowane atomy w pobliżu jądra masywnej gwiazdy. Gdy reakcje fuzji gwiazdy przestają wytwarzać wystarczającą ilość energii, aby przeciwdziałać przyciąganiu grawitacyjnemu, materiał ten kurczy się i doświadcza rosnących ciśnień. Siła miażdżąca wystarczy, aby zlikwidować granice między jądrami atomowymi, tworząc gigantyczną zupę protonów i neutronów. W końcu nawet elektrony w regionie są zmuszone do tworzenia wielu protonów, przekształcając je w neutrony.

To w końcu zapewnia siłę do ściskania miażdżącej siły grawitacji. Mechanika kwantowa zapobiega zajmowaniu przez neutrony tego samego stanu energetycznego w bliskiej odległości, a to zapobiega zbytniemu zbliżaniu się neutronów, a tym samym zapobiega zapadaniu się w czarną dziurę. Możliwe jednak, że istnieje stan pośredni między bańką neutronów a czarną dziurą, w którym granice między neutronami zaczynają się zapadać, co skutkuje dziwnymi skupiskami ich składowych kwarków.

Ponieważ nie ma czarnych dziur, jądra gwiazd neutronowych są najgęstszymi znanymi obiektami we wszechświecie, a ponieważ są ukryte za horyzontem zdarzeń, trudno je badać. „Wiemy z grubsza, jak zachowuje się materia w gęstościach jądrowych, tak jak w jądrze atomu uranu” Alex Filippenko powiedział, astronom z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley i współautor nowych badań. „Gwiazda neutronowa jest jak pojedynczy olbrzym, ale gdy masz 1,5 masy Słońca tej materii, około 500 000 mas Ziemi jąder, które przylegają do siebie, wcale nie jest jasne, jak będzie się zachowywać”.

READ  Ogromna grawitacja Jowisza zepchnęła ekscentryczną Ceres do pasa asteroid

Ta animacja przedstawia pulsar czarnej wdowy z jej młodym gwiezdnym towarzyszem. Silne promieniowanie i „wiatr” pulsara – strumień wysokoenergetycznych cząstek – silnie nagrzewają stronę zwróconą do towarzysza, z czasem ją wyparowując.

Gwiazda neutronowa przedstawiona w tych ostatnich badaniach to pulsar, PSR J0952-0607 — lub w skrócie J0952 — znajdujący się w konstelacji Sekstans pomiędzy 3200 a 5700 lat świetlnych od Ziemi. Gwiazdy neutronowe rodzą się wirujące, a wirujące pole magnetyczne emituje wiązki światła w postaci fal radiowych, rentgenowskich lub gamma. Astronomowie mogą wykrywać pulsary, gdy ich wiązki przechodzą przez Ziemię. J0952 był Odkryta w 2017 roku Dzięki Teleskopowi Radiowemu Niskiej Częstotliwości (LOFAR) zebrano dane uzupełniające dotyczące tajemniczych źródeł promieniowania gamma przez Kosmiczny Teleskop Fermi Gamma-Ray.

Pulsar obraca się z prędkością około jednego obrotu na sekundę, czyli 60 na minutę. Jednak J0952 kręci się z aż 42 000 obrotów na minutę, co czyni go drugim najszybszym pulsarem znanym do tej pory. Obecnie preferowaną hipotezą jest to, że te typy pulsarów były kiedyś częścią układów podwójnych, stopniowo usuwając gwiazdy towarzyszące, aż te ostatnie wyparowały. Dlatego takie gwiazdy znane są jako pulsary Czarnej Wdowy – co? Dzwoni Filippenko Stan kosmicznej niewdzięczności:

Ścieżka ewolucyjna jest dość niezwykła. Podwójny wykrzyknik. Gdy gwiazda towarzysząca ewoluuje i zaczyna przekształcać się w czerwonego olbrzyma, materia przenika do gwiazdy neutronowej, która krąży wokół gwiazdy neutronowej. Obracając się, jest teraz niesamowicie energetyczna, a wiatr cząstek zaczyna wiać z gwiazdy neutronowej. Następnie wiatr ten uderza w gwiazdę dawcy i zaczyna odzierać materię, a z czasem masa gwiazdy dawcy zmniejsza się do masy planety, a jeśli upłynie więcej czasu, znika całkowicie. Tak więc mogą powstawać pulsary milisekundowe. Na początku nie byli sami — musieli być w parze — ale stopniowo odparowywali od swoich towarzyszy i teraz są na uboczu.

Ten proces wyjaśnia, jak J0952 stał się tak ciężki. Takie systemy są dobrodziejstwem dla naukowców takich jak Filippenko i jego koledzy, którzy chcą dokładnie ważyć gwiazdy neutronowe. Sztuczka polega na znalezieniu układów podwójnych gwiazd neutronowych, w których towarzysząca gwiazda jest mała, ale nie za mała, aby można ją było wykryć. Z dziesiątek pulsarów Czarnej Wdowy, które zespół badał przez lata, tylko sześć spełniało te kryteria.

Astronomowie zmierzyli prędkość słabej gwiazdy (zielone kółko), która została pozbawiona prawie całej masy przez niewidzialnego towarzysza, gwiazdę neutronową i pulsar milisekundowy, który, jak ustalili, jest najmasywniejszy i prawdopodobnie stanowi górną granicę gwiazd neutronowych.
Powiększenie / Astronomowie zmierzyli prędkość słabej gwiazdy (zielone kółko), która została pozbawiona prawie całej masy przez niewidzialnego towarzysza, gwiazdę neutronową i pulsar milisekundowy, który, jak ustalili, jest najmasywniejszy i prawdopodobnie stanowi górną granicę gwiazd neutronowych.

Obserwatorium WM Kecka, Roger W. Romani, Alex Filippenko

Gwiazda towarzysząca J0952 ma masę 20 razy większą od Jowisza i jest zablokowana na orbicie z pulsarem. Strona zwrócona do J0952 jest zatem bardzo gorąca, z temperaturami sięgającymi 6200 K (10700 stopni Fahrenheita), co czyni ją wystarczająco jasną, aby można ją było obserwować za pomocą dużego teleskopu.

Filpenko i in. Ostatnie cztery lata spędził na sześciu obserwacjach J0952 za ​​pomocą 10-metrowego Teleskopu Kecka na Hawajach, aby uchwycić gwiazdę towarzyszącą w określonych punktach jej 6,4-godzinnej orbity wokół pulsara. Następnie porównali otrzymane widma z widmami gwiazd podobnych do Słońca, aby określić prędkość orbitalną. To z kolei pozwoliło im obliczyć masę pulsara.

Znalezienie większej liczby tych systemów pomoże nałożyć więcej ograniczeń na górną granicę tego, jak duże mogą stać się gwiazdy neutronowe przed zapadnięciem się w czarne dziury, a także rozwinie konkurencyjne teorie na temat natury zupy kwarkowej w ich jądrach. „Możemy nadal szukać czarnych wdów i podobnych gwiazd neutronowych poruszających się na łyżwach w pobliżu krawędzi czarnej dziury”. Filipenko powiedział. „Ale jeśli ich nie znajdziemy, dodaje to do argumentu, że 2,3 masy Słońca to prawdziwa granica, po której stają się czarnymi dziurami”.

DOI: The Astrophysical Journal Letters, 2022. 10.3847 / 2041-8213 / ac8007 (O DOI).