PSR J1614−2230 - PSR J1614−2230

PSR J1614–2230
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíScorpius
Správný vzestup16h 14m 36.5051s[1]
Deklinace−22° 30′ 31.081″[1]
Vlastnosti
Spektrální typPulsar
Astrometrie
Vzdálenost1,200[1] ks
Detaily
Hmotnost1.908[2] M☉
Poloměr13 ± 2 km,[1] 1.87(29) × 10-5 R☉
Otáčení3.1508076534271 slečna[1]
Stáří5.2 × 109 let
Jiná označení
PSR J1614–22
Odkazy na databáze
SIMBADdata

PSR J1614–2230 je neutronová hvězda v binární soustavě s a bílý trpaslík. To bylo objeveno v roce 2006 s Parkesův dalekohled v průzkumu neidentifikovaných gama paprsek zdroje v Energetický experimentální dalekohled gama paprsku katalog.[3] PSR J1614–2230 je a milisekundový pulzar, typ neutronové hvězdy, který se točí kolem své osy zhruba 317krát za sekundu, což odpovídá periodě 3,15 milisekundy. Stejně jako všechny pulzary vyzařuje záření ve svazku, podobně jako a maják.[4] Emise z PSR J1614–2230 jsou pozorovány jako pulzy v období odstřeďování PSR J1614–2230. Impulzní povaha jeho emise umožňuje časování příchodu jednotlivých pulsů. Měřením doby příjezdu pulzů astronomové pozoroval zpoždění příchodů pulzů z PSR J1614–2230, když procházel za svým společníkem z nadhledu Země. Měřením tohoto zpoždění, známého jako Shapiro zpoždění, astronomové určili hmotnost PSR J1614–2230 a jeho společníka. Tým provádějící pozorování zjistil, že hmotnost PSR J1614–2230 je 1.97 ± 0.04 M☉. Tato hmotnost učinila z PSR J1614–2230 nejhmotnější známou hmotu neutronová hvězda v době objevu a vylučuje mnoho neutronových hvězd stavové rovnice které zahrnují exotická hmota jako hyperony a kaon kondenzáty.[1]

V roce 2013 bylo oznámeno o něco vyšší měření hmotnosti neutronové hvězdy PSR J0348 + 0432, 2.01 ± 0.04 M☉.[5]To potvrdilo existenci takových masivních neutronových hvězd pomocí jiné měřicí techniky.

Po dalším vysoce přesném načasování pulsaru bylo měření hmotnosti pro J1614–2230 aktualizováno na 1.908 ± 0.016 M☉ v roce 2018.[2]

Pozadí

Hlavní článek: Pulsar
Schematický pohled na pulzar. Koule uprostřed představuje neutronovou hvězdu, křivky označují čáry magnetického pole a vyčnívající kužely představují emisní paprsky.

Pulsars byly objeveny v roce 1967 Jocelyn Bell a její poradce Antony Hewish za použití Meziplanetární scintilační pole.[6] 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 hvězdy masivnější než asi 10M☉.[7][8] 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.[8] 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

The Energetický experimentální dalekohled gama (EGRET) identifikoval půl tuctu známých pulzarů na vlnových délkách gama záření. Mnoho zdrojů, které detekovalo, nemělo známé protějšky na jiných vlnových délkách. Fronefield Crawford, aby zjistil, zda některý z těchto zdrojů nejsou pulsary et al. použil Parkesův dalekohled provést průzkum zdrojů EGRET umístěných v rovině mléčná dráha kterému chyběl známý protějšek. Při hledání objevili PSR J1614–2230 a dospěli k závěru, že by to mohl být protějšek zdroje gama záření poblíž stejného místa.[3] Radiová pozorování odhalila, že PSR J1614–2230 měl společníka, pravděpodobně a bílý trpaslík. Pozorované orbitální parametry systému ukázaly minimální doprovodnou hmotnost 0,4M☉a orbitální doba 8,7 dne.[9]

Paul Demorest et al. použil Dalekohled Green Bank na Národní radioastronomická observatoř sledovat systém na celé oběžné dráze 8,7 dne a zaznamenávat doby příchodu pulzu z PSR J1614–2230 během tohoto období. Po započtení faktorů, které by změnily časy příchodu pulzu z přesné shody jeho období 3,1508076534271 milisekund, včetně orbitální parametry binární soustavy, rotace pulzarů a pohyb soustavy, Demorest et al. určilo zpoždění v příchodu pulzů, které bylo výsledkem toho, že puls musel cestovat kolem společníka k PSR J1614–2230 na cestě k Země. Toto zpoždění je důsledkem obecná relativita známý jako Shapiro zpoždění a velikost zpoždění závisí na hmotnosti společníka bílého trpaslíka. Nejvhodnější doprovodná hmota byla 0.500 ± 0.006 M☉. Znalost doprovodné hmoty a orbitálních prvků pak poskytla dostatek informací k určení hmotnosti PSR J1614–2230, která má být 1.97 ± 0.04 M☉.[1]

Měření bylo později vylepšeno na základě pozorování pulzů po několik let.[2]

Význam

Podmínky v neutronových hvězdách se velmi liší od podmínek, které se vyskytují na Zemi v důsledku vysokých hustota a gravitace neutronových hvězd; jejich hmotnosti jsou řádové hmotnosti a hvězda, ale mají velikosti kolem 10 až 13 kilometrů v okruhu, což je srovnatelné s velikostí středu velkých měst, jako je Londýn.[4] Neutronové hvězdy mají také tu vlastnost, že jak jsou stále hmotnější, jejich průměr se zmenšuje. Hmotnost PSR J1614–2230 je druhá nejvyšší ze všech známých neutronové hvězdy. Existence neutronové hvězdy s tak vysokou hmotou omezuje složení a strukturu neutronových hvězd, které jsou špatně pochopeny. Důvodem je to, že maximální hmotnost neutronové hvězdy závisí na jejím složení. Neutronová hvězda složená z hmoty jako např hyperony nebo kaon kondenzáty zhroutí se a vytvoří Černá díra než mohla dosáhnout pozorované hmotnosti PSR J1614–2230, což znamená, že modely neutronových hvězd, které obsahují takovou hmotu, jsou tímto výsledkem silně omezeny.[1][10]

Poznámky

  1. ^ A b C d E F G h Demorest a kol. (2010)
  2. ^ A b C Arzoumanian a kol. (2018), https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/aab5b0
  3. ^ A b Crawford a kol. (2006)
  4. ^ A b Jonathan Amos (28. října 2010). „Neutronová hvězda sbírá hmotu dvou Sluncí v prostoru o velikosti Londýna“. BBC. Citováno 2010-10-28.
  5. ^ Antoniadis a kol. (2013)
  6. ^ Hewish a kol. (1968)
  7. ^ Pacini (1968)
  8. ^ A b Zlato (1968)
  9. ^ Hessels a kol. (2005)
  10. ^ Zeeya Merali (27. října 2010). „Masivní neutronová hvězda je přesně to“. Příroda. Citováno 2010-10-29.

Reference