PSR J0348 + 0432 - PSR J0348+0432
 Umělecký dojem z pulsaru PSR J0348 + 0432 a jeho bílého trpasličího společníka. | |
| Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
|---|---|
| Souhvězdí | Býk |
| Správný vzestup | 03h 48m 43.639s[1] |
| Deklinace | +04° 32′ 11.458″[1] |
| Vlastnosti | |
| Spektrální typ | Pulsar |
| Astrometrie | |
| Radiální rychlost (R.proti) | -1 ± 20[1] km / s |
| Správný pohyb (μ) | RA: +4.04[1] mas /rok Prosinec: +3.5[1] mas /rok |
| Paralaxa (π) | 0.47 mas |
| Vzdálenost | 2,100[1] ks |
| Obíhat | |
| Hlavní | PSR J0348 + 0432 |
| Společník | Bílý trpaslík |
| Doba (P) | 0.102424062722(7) den[1] |
| Poloviční hlavní osa (A) | 0.832 × 109 m |
| Sklon (i) | 40.2(6)° |
| Detaily | |
| Pulsar | |
| Hmotnost | 2.01[1] M☉ |
| Poloměr | 13 ± 2 km[je nutné ověření ], 1.87(29) × 10-5 R☉ |
| Otáčení | 39.1226569017806 slečna[1] |
| Stáří | 2.6 × 109 let |
| Bílý trpaslík | |
| Hmotnost | 0.172[1] M☉ |
| Poloměr | 0.065 (5)[1] R☉ |
| Jiná označení | |
PSR J0348 + 0432 | |
| Odkazy na databáze | |
| SIMBAD | data |
PSR J0348 + 0432 je pulsar -bílý trpaslík binární systém. To bylo objeveno v roce 2007 s National Radio Astronomy Observatory, Green Bank je Robert C. Byrd Green Bank Telescope v průzkumu drift-scan.[2]
V roce 2013 bylo oznámeno měření hmotnosti této neutronové hvězdy: 2.01±0.04 M☉.[1] Toto měření bylo provedeno kombinací rádiového načasování a přesné spektroskopie bílého trpasličího společníka. To je o něco vyšší než, ale statisticky nerozeznatelné od hmotnosti PSR J1614−2230, který byl měřen pomocí Shapiro zpoždění.[3] Toto měření potvrdilo existenci takových masivních neutronových hvězd pomocí jiné měřicí techniky.
Pozoruhodnou vlastností tohoto binárního pulsaru je jeho kombinace vysoké hmoty neutronových hvězd a krátké oběžné doby: 2 hodiny a 27 minut. To umožnilo měření orbitálního rozpadu v důsledku emise gravitační vlny, jak bylo pozorováno u PSR B1913 + 16 a PSR J0737−3039.
Pozadí
První rádio pulsar byl objeven v roce 1967 uživatelem Jocelyn Bell a její poradce, Antony Hewish za použití Meziplanetární scintilační pole.[4] Franco Pacini a Thomas Gold rychle prosadit myšlenku, že pulzary jsou vysoce zmagnetizovaný rotující neutronové hvězdy, které se tvoří v důsledku a supernova na konci života hvězd hmotnější než asi 10krát větší než hmotnost Slunce (M☉ ).[5][6] The záření emitované pulzary je způsobeno interakcí plazma obklopující neutronovou hvězdu svým rychle rotujícím magnetickým polem. Tato interakce vede k emisi „ve vzoru rotujícího majáku“, protože emise uniká podél magnetických pólů neutronové hvězdy.[6] Vlastnost „rotujícího majáku“ pulzarů vyplývá z nesprávného vyrovnání jejich magnetických pólů s jejich rotačními póly. Historicky byly pulzary objeveny na rádiové vlnové délky kde jsou emise silné, ale vesmírné dalekohledy které působí v gama paprsek vlnové délky také objevily pulzary.
Postřehy
V roce 2007 Dalekohled Green Bank prošel opravou koleje a několik měsíců nebyl schopen ji sledovat. Mezinárodní tým astronomů byl přesto schopen zaznamenat data z antény, což umožnilo Zemi provést pohyb paprsku dalekohledu po obloze, což je proces známý jako průzkum driftového skenování. Našli celkem 35 nových pulsary, včetně 7 nových milisekundové pulzary a PSR J0348 + 0432.[2]
V roce 2011 byl bílý trpasličí společník pulsaru pozorován spektrografem FORS2 Evropská jižní observatoř je Velmi velký dalekohled, v Chile. Tato data byla kombinována s rádiovými pozorováními, aby se určila hmotnost bílého trpaslíka a pulsaru. Rádiové načasování pulsaru s 305 m radioteleskopem u Observatoř Arecibo a 100m radiový dalekohled Effelsberg brzy také zjistil orbitální rozpad systému v důsledku emise gravitační vlny. To odpovídalo rychlosti předpovídané obecná relativita.[1][7][8]
Význam
Kombinace velké hmoty neutronových hvězd, nízké hmotnosti bílého trpaslíka (hmotnostní poměr ~ 1: 11,7) a krátké oběžné doby (2 hodiny a 27 minut) umožňuje astronomům test obecná relativita v režimu extrémních gravitačních polí, kde to ještě nikdy nebylo testováno. Výsledek má také důsledky pro přímou detekci gravitačních vln a pro pochopení hvězdného vývoje.[7] Naměřená hmotnost klade empirickou dolní mez na hodnotu Tolman – Oppenheimer – Volkoffův limit.
PSR J0348 + 0432 je také kandidátem na a Hyperon hvězda, hmotná neutronová hvězda obsahující hyperony.[9][10]
Poznámky
- ^ A b C d E F G h i j k l m Antoniadis a kol. (2013)
- ^ A b Lynch a kol. (2013)
- ^ Demorest a kol. (2010)
- ^ Hewish a kol. (1968)
- ^ Pacini (1968)
- ^ A b Zlato (1968)
- ^ A b Cowen, Ron (25. dubna 2013). „Masivní dvojhvězda je nejnovějším testem Einsteinovy gravitační teorie“. Ron Cowen. Příroda. doi:10.1038 / příroda.2013.12880. S2CID 123752543. Citováno 12. května 2013.
- ^ „Těžká váha pro Einsteina“. Max Planck Institute for Radio Astronomy, Bonn. 25. dubna 2013. Citováno 13. května 2013.
- ^ Zhao, Xian-Feng (2017). „Může být hmotná neutronová hvězda PSR J0348 + 0432 hyperonová hvězda?“. Acta Physica Polonica B. 48 (2): 171. arXiv:1712.08870. doi:10,5506 / APhysPolB.48.171. ISSN 0587-4254. S2CID 119207371.
- ^ Zhao, Xian-Feng (2017-12-23). „Hyperony v hmotné neutronové hvězdě PSR J0348 + 0432“. Čínský žurnál fyziky. 53 (4): 221–234. arXiv:1712.08854. doi:10.6122 / CJP.20150601D.
Reference
- Demorest, P. B .; Pennucci, T .; Ransom, S. M .; Roberts, M. S. E .; Hessels, J. W. T. (2010). „Neutronová hvězda se dvěma hmotami měřená pomocí Shapirova zpoždění“. Příroda. 467 (7319): 1081–1083. arXiv:1010.5788. Bibcode:2010Natur.467.1081D. doi:10.1038 / nature09466. PMID 20981094. S2CID 205222609.
- Lynch, R. S .; Boyles, J .; Ransom, S. M .; Schody, I. H .; Lorimer, D. R .; McLaughlin, M. A .; Hessels, J. W. T .; Kaspi, V. M .; Kondratiev, V. I .; Archibald, A. M.; Berndsen, A .; Cardoso, R. F .; Cherry, A .; Epstein, C. R .; Karako-Argaman, C .; McPhee, C. A .; Pennucci, T .; Roberts, M. S. E .; Stovall, K .; Van Leeuwen, J. (2013). „The Green Bank Telescope 350 MHz Drift-scan Survey II: Data Analysis and the Timing of 10 New Pulsars, including the Relativistic Binary“. Astrofyzikální deník. 763 (2): 81. arXiv:1209.4296. Bibcode:2013ApJ ... 763 ... 81L. doi:10.1088 / 0004-637X / 763/2/81. S2CID 52043066.
- Antoniadis, J .; Freire, P. C. C .; Wex, N .; Tauris, T. M .; Lynch, R. S .; Van Kerkwijk, M. H .; Kramer, M .; Bassa, C .; Dhillon, V. S .; Driebe, T .; Hessels, J. W. T .; Kaspi, V. M .; Kondratiev, V. I .; Langer, N .; Marsh, T. R.; McLaughlin, M. A .; Pennucci, T. T .; Ransom, S. M .; Schody, I. H .; Van Leeuwen, J .; Verbiest, J. P. W .; Whelan, D. G. (2013). „Masivní Pulsar v kompaktní relativistické binární podobě“. Věda. 340 (6131): 1233232. arXiv:1304.6875. Bibcode:2013Sci ... 340..448A. doi:10.1126 / science.1233232. PMID 23620056. S2CID 15221098.
- Gold, T. (1968). „Rotující neutronové hvězdy jako původ pulzujících rádiových zdrojů“. Příroda. 218 (5143): 731–732. Bibcode:1968 Natur.218..731G. doi:10.1038 / 218731a0. S2CID 4217682.
- Hewish, A .; Bell, S. J .; Pilkington, J. D. H .; Scott, P. F .; Collins, R. A. (1968). "Pozorování rychle pulzujícího rádiového zdroje". Příroda. 217 (5130): 709. Bibcode:1968 Natur.217..709H. doi:10.1038 / 217709a0. S2CID 4277613.
- Pacini, F. (1968). "Rotující neutronové hvězdy, pulzary a zbytky supernovy". Příroda. 219 (5150): 145–146. arXiv:astro-ph / 0208563. Bibcode:1968 Natur.219..145P. doi:10.1038 / 219145a0. S2CID 4188947.