ПСР J1946+2052
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Лиса |
| Прямое восхождение | 19 час 46 м 14.130 с [ 1 ] |
| Склонение | +20° 52′ 24.64″ [ 1 ] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | Пульсар + нейтронная звезда |
| Астрометрия | |
| Расстояние | 3500–4200 шт. [ 2 ] |
| Подробности [ 2 ] : 4 | |
| ПСР J1946+2052 А | |
| Масса | <1,31 М ☉ |
| Вращение | 16,960 175 3230 (2) мс |
| Возраст | ≈ 290 млн лет |
| ПСР J1946+2052 Б | |
| Масса | >1,18 млн ☉ |
| Орбита [ 2 ] : 4 | |
| Начальный | ПСР J1946+2052 А |
| Компаньон | ПСР J1946+2052 Б |
| Период (П) | 0,078 488 04 (1) г 1,883 712 96 (24) ч |
| Большая полуось (а) | 728 000 км (среднее расстояние) [ а ] |
| Эксцентриситет (е) | 0.063 848 (9) |
| Периастровая эпоха (Т) | иорданских динаров 2 457 989 .502 943 (3) 24 августа 2017 г., 00:04:14 UTC |
| Другие обозначения | |
ПСР J1946+2052 | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
PSR J1946+2052 — короткопериодическая пульсаров двойная система , расположенная на расстоянии 11 000–14 000 световых лет (3500–4200 пк ) от Земли в созвездии Лисички . Система состоит из пульсара и нейтронной звезды, обращающихся вокруг общего центра масс каждые 1,88 часа, что является самым коротким периодом обращения среди всех известных систем двойных нейтронных звезд по состоянию на 2022 год. [update]. [ 3 ] : 5784 Общая теория относительности предсказывает, что их орбиты постепенно разрушаются из-за испускания гравитационных волн , что в конечном итоге приведет к слиянию нейтронных звезд и образованию килоновой звезды через 46 миллионов лет. [ 2 ] [ 4 ] [ 5 ]
Система PSR J1946+2052 была обнаружена радиоастрономами 19 июля 2017 года во время исследования пульсаров с помощью Аресибо 305-метрового (1000 футов) радиотелескопа обсерватории в Аресибо, Пуэрто-Рико . [ 2 ] [ 4 ] Основной компонент системы PSR J1946+2052, пульсар, имеет период вращения 17 миллисекунд и предполагаемую массу ниже 1,31 массы Солнца . Невидимая нейтронная звезда-компаньон, вероятно, имеет меньшую массу - по крайней мере 1,18 солнечных масс, что составляет общую массу системы примерно 2,50 солнечных масс, что делает PSR J1946 + 2052 потенциально самой маломассивной двойной нейтронной звездной системой, известной по состоянию на 2022 год. [update]. [ 3 ] : 5784
Открытие
[ редактировать ]Система PSR J1946+2052 была открыта радиоастрономами 19 июля 2017 года во время PALFA обзора пульсаров Млечного Пути с в галактической плоскости помощью Аресибо 305-метрового (1000 футов) радиотелескопа обсерватории в Аресибо, Пуэрто-Рико. . [ 2 ] : 2 Поиск по архивным изображениям показывает, что PSR J1946+2052 не был обнаружен в диапазоне длин волн от инфракрасного до гамма-излучения . [ 2 ] : 3–4
Расположение и расстояние
[ редактировать ]PSR J1946+2052 расположена в северном небесном полушарии в созвездии Лисички . Его экваториальные координаты , основанные на эпохе J2000, — RA 19. час 46 м 14.13 с и дек +20° 52′ 24,6″; они указаны в идентификаторе пульсара PSR J1946+2052. В галактических координатах она находится в галактической плоскости Млечного Пути с галактической широтой в 1,98° южной широты и галактической долготой в 57,66° восточной долготы от Галактического центра . [ 1 ] [ 2 ] : 4 Временная задержка между разными частотами радиоимпульсов PSR J1946+2052 указывает на дисперсии меру 93,965 ± 0,003 пк / см. 3 , что предполагает расстояние от 11 000 до 14 000 световых лет (3 500–4 200 пк электронов ) от Земли, в зависимости от плотности числа в межзвездной среде между пульсарной системой и Землей. [ 2 ] : 4–5 Маловероятно, что в ближайшем будущем расстояние до PSR J1946+2052 можно будет определить более точно с помощью прямых методов, таких как интерферометрия со очень длинной базой или линий водорода поглощение , поскольку оно слишком слабое и далекое. [ 2 ] : 5
Источник
[ редактировать ]
Считается, что системы двойных нейтронных звезд, такие как PSR J1946+2052, образовались в результате асинхронной эволюции двух звезд большой массы в широкой двойной системе. [ 3 ] : 5782 [ 5 ] : 1 Звезда с большей массой сначала эволюционирует и взрывается в виде сверхновой , оставляя остаток нейтронной звезды на эксцентричной взаимной орбите с выжившей звездой-компаньоном. По мере того, как звезда-компаньон превращается в сверхгиганта и расширяется за пределы своей полости Роша , она начинает передавать массу нейтронной звезде, которая энергично аккрецирует материал и вращается до периода вращения в несколько миллисекунд, становясь переработанным миллисекундным пульсаром и X-звездой. лучевой двоичный . Стареющая звезда-компаньон в конечном итоге охватывает пульсар общей газообразной оболочкой , и их взаимная орбита начинает округляться и сжиматься из-за сил сопротивления внутри оболочки. [ 3 ] : 5782 Пульсар продолжает аккрецировать и лишает звезду-компаньон водородной оболочки , превращая ее в гелиевую звезду . [ 6 ] [ 3 ] : 5788 Гелиевая звезда в конечном итоге взрывается сверхновой с минимальным выбросом, что приводит к удару с низким импульсом , в результате чего образовавшаяся пара нейтронных звезд остается связанной на орбите с низким эксцентриситетом друг вокруг друга. [ 2 ] : 4 [ 3 ] : 5791 Ожидается, что вторая нейтронная звезда этой сверхновой будет пульсировать всего несколько миллионов лет, прежде чем ее вращение замедлится настолько, что ее механизм пульсации выключится . С другой стороны, ожидается, что первенец пульсара продолжит пульсировать в течение миллиардов лет благодаря высокому угловому моменту, который он приобрел в результате аккреции. [ 3 ] : 5783
Физические характеристики
[ редактировать ]Полная масса системы PSR J1946+2052 составляет 2,50 ± 0,04 M ☉ компонентов , что определяется из взаимного орбитального периода с помощью третьего закона Кеплера . Потенциально это самая низкая масса, измеренная для системы двойной нейтронной звезды по состоянию на 2022 год. [update], хотя это можно связать с PSR J1411+2551 ( 2,538 ± 0,022 M ☉ ) в пределах неопределенности. [ 2 ] : 4 [ 3 ] : 5784 Хотя массы отдельных компонентов не были измерены напрямую, функция двойной массы ограничивает их значениями <1,31 M ☉ и > 1,18 M ☉ для пульсара и компаньона соответственно. Более подробный анализ эйнштейновской задержки ( эффекты гравитационного замедления времени и доплеровского сдвига ) во времени пульсации пульсара позволил бы более точно измерить массы обоих компонентов. [ 2 ] : 4
Пульсар
[ редактировать ]Пульсар — единственный электромагнитным путем компонент системы PSR J1946+2052, обнаруживаемый . Он пульсирует на радиоволнах 59 раз в секунду , что соответствует периоду вращения 17 миллисекунд. Из-за генерации электромагнитного излучения вращающимся магнитным полем пульсар постепенно теряет вращательную кинетическую энергию спином вниз при светимости со 7,5 × 10. 33 эргов в секунду ( 7,5 × 10 26 Вт или 2,0 л ☉ ) и период его вращения увеличивается со скоростью (9 ± 2) × 10 −19 секунд в секунду. Это относительно низкая скорость замедления вращения нейтронной звезды, что предполагает, что пульсар должен иметь ослабленную поверхностную напряженность магнитного поля 4 × 10. 9 гаусс (4,0 × 10 5 Т ). Считается, что это ослабленное магнитное поле является результатом того, что пульсар аккрецировал вещество из прошлой звезды-компаньона, которое накопилось на поверхности пульсара и похоронило его первоначальное поверхностное магнитное поле. Это указывает на то, что пульсар является первенцем звездного остатка системы PSR J1946+2052. пульсара составляет По оценкам, характерный возраст 290 миллионов лет, если предположить, что он испытывал только постоянное замедление вращения до нынешнего периода вращения. [ 2 ] : 4 Однако это, вероятно, неточно для определения истинного возраста пульсара, поскольку в прошлом он подвергся раскрутке вращения в результате аккреции. [ 5 ] : 4
Компаньон
[ редактировать ]Спутник был обнаружен по периодическому доплеровскому сдвигу частоты пульсаций пульсара, вызванному орбитальным движением пульсара, вызванным спутником. Предполагается, что это нейтронная звезда, что соответствует ее большой массе и ожидаемой истории эволюции. [ 2 ] : 4 Сформировавшийся последним в ультраполосчатой сверхновой своей звезды-прародителя, компаньон должен быть моложе пульсара и, вероятно, не подвергся вращательному раскрутке в результате аккреции. [ 5 ] : 4 Спутник не демонстрирует радиопульсаций либо потому, что его электромагнитные лучи не направлены на Землю, либо потому, что у него отключился механизм пульсаций. [ 2 ] : 2 [ 3 ] : 5783 Поскольку его невозможно было обнаружить напрямую, о свойствах спутника известно очень мало. [ 2 ] : 2
Орбита
[ редактировать ]Компоненты вращаются вокруг своего общего центра масс или барицентра за 1,88 часа. Это самый короткий орбитальный период среди всех известных систем двойных нейтронных звезд по состоянию на 2022 год. [update]. [ 3 ] : 5784 В 2017 году система теряла 0,13 л ☉ ( 5,0 × 10 25 Вт ) энергии в выбросы гравитационных волн и его орбитальный период уменьшался с мгновенной скоростью 1,78 × 10 −12 секунд в секунду. [ 2 ] : 4–5 Скорость орбитального распада будет постепенно увеличиваться по мере сближения компонентов по спирали друг к другу и приведет к слиянию нейтронных звезд через 46 миллионов лет. [ 2 ] : 4 Интегрирование орбитального распада компонентов назад во времени показывает, что их взаимная орбита имела эксцентриситет менее 0,14 и период менее 0,17 дней (4,1 часа) до того, как звезда-прародитель спутника стала сверхновой. [ 2 ] : 4 Орбитальные нейтронные звезды системы PSR J1946+2052 испытывают релятивистскую апсидальную прецессию с очень высокой скоростью 25,6 ± 0,3 градуса в год, что делает ее также самой быстро прецессирующей известной системой двойной нейтронной звезды. [ 2 ] : 4
Слияние
[ редактировать ]В течение миллисекунд после слияния атомные ядра внутри нейтронных звезд подвергаются быстрому захвату нейтронов , производя обильное количество нейтрино и множество элементов тяжелее железа. при этом [ 7 ] : 1, 18 Прогнозируется, что при слиянии нейтронных звезд малой массы, таких как PSR J1946 + 2052, эти тяжелые элементы будут преимущественно состоять из более легких нуклидов с атомным массовым числом менее A < 130, с небольшими количествами лантаноидов и более тяжелых нуклидов, составляющих 0,2–0,4% оставшаяся нуклеосинтезированная масса. [ 7 ] : 19, 23 По прогнозам, до 0,1 M ☉ этих тяжелых элементов будут выброшены наружу со скоростью примерно в 0,1 раза превышающей скорость света из-за экстремального углового момента и нагрева, связанных с слиянием. [ 7 ] : 1, 14 Примерно через 0,1 секунды эти тяжелые элементы будут интенсивно облучены нейтрино, образовавшимися в результате слияния, и ускорятся до скоростей, более чем в 0,3 раза превышающих скорость света . [ 7 ] : 13 Со временем эти выброшенные тяжелые элементы подвергаются радиоактивному распаду и производят электромагнитное излучение от инфракрасного до ультрафиолетового диапазона, образуя килоновую звезду . [ 7 ] : 1
Содержание элементов в большинстве известных звезд не соответствует предсказанному для слияний звезд малой массы, что позволяет предположить, что слияния звезд малой массы должны быть редкими явлениями. [ 7 ] : 23 Низкая общая масса в результате слияния PSR J1946 + 2052, вероятно, сформирует сильно намагниченный остаток сверхмассивной нейтронной звезды , который немного превышает предел 2,1–2,4 M ☉ Толмана – Оппенгеймера – Волкова . [ 7 ] : 2 [ 8 ] : 8 Эта сверхмассивная нейтронная звезда будет нестабильной, поскольку центробежные силы , предотвращающие ее гравитационный коллапс , уменьшатся из-за потери углового момента из-за гравитационных волн и других магнитогидродинамических процессов. [ 8 ] : 3 Сверхмассивная нейтронная звезда просуществовала бы всего несколько секунд, прежде чем схлопнуться в черную дыру . [ 7 ] : 12
См. также
[ редактировать ]- GW170817 , обнаружено первое слияние нейтронных звезд
- Двойная система Халса-Тейлора , обнаружен первый пульсар в двойной системе.
- PSR J0737-3039 , обнаружена первая двойная двойная система пульсаров.
- PSR J1930–1852 , двойная нейтронная звездная система с самым длинным известным орбитальным периодом.
Примечания
[ редактировать ]- ^ Расстояние между орбитами ( большая полуось от первичной), рассчитанное с помощью третьего закона Кеплера : заданная общая масса системы = 2,50 M ☉ и период обращения = 0,07848804 д. [ 2 ] : 4 Стовалл и др. (2018) определили минимальную проекцию большой полуоси в 1,154 319 (5) световых секунд ( 346 056 (1) км ) по времени радиопульсаций. [ 2 ] : 4
![{\displaystyle a={\sqrt[{3}]{\frac {GMT^{2}}{4\pi ^{2}}}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/acc0794d19344d83b82ba93518c68a0fccd0b31b)
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б с «PSR J1946+2052 -- Пульсар» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 3 марта 2023 г.
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д р с т в v В Стовалл, К.; Фрейре, PCC; Чаттерджи, С.; Деморест, ПБ; Лоример, доктор медицинских наук; Маклафлин, Массачусетс; и др. (февраль 2018 г.). «Открытие PALFA высокорелятивистской двойной нейтронной звезды» . Письма астрофизического журнала . 854 (2): 6. arXiv : 1802.01707 . Бибкод : 2018ApJ...854L..22S . дои : 10.3847/2041-8213/aaad06 . Л22.
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж Сенгар, Р.; Балакришнан, В.; Стивенсон, С.; Бейлс, М.; Барр, Эд; Бхат, НДР; и др. (июнь 2022 г.). «Обзор пульсаров Вселенной с высоким временным разрешением - XVII. PSR J1325-6253, двойная нейтронная звездная система с низким эксцентриситетом из сверхновой с ультра-полосками» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 512 (4): 5782–5792. arXiv : 2204.06869 . Бибкод : 2022MNRAS.512.5782S . дои : 10.1093/mnras/stac821 .
- ^ Перейти обратно: а б Колер, Сюзанна (26 февраля 2018 г.). «ПАЛФА обнаруживает нейтронные звезды на пути столкновения» . ААС Нова . Американское астрономическое общество . Проверено 3 марта 2023 г.
- ^ Перейти обратно: а б с д Пол, Нихан; Маклафлин, Маура; Лоример, Дункан Р. (январь 2019 г.). «Будущие перспективы наземных детекторов гравитационных волн: новый взгляд на скорость слияния галактических двойных нейтронных звезд» . Астрофизический журнал . 870 (2): 11. arXiv : 1811.04086 . Бибкод : 2019ApJ...870...71P . дои : 10.3847/1538-4357/aaf006 . 71.
- ^ Таурис, Томас М.; Лангер, Норберт; Подсядловский, Филипп (август 2015 г.). «Ультраполосатые сверхновые: прародители и судьба» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 451 (2): 2123–2144. arXiv : 1505.00270 . Бибкод : 2015MNRAS.451.2123T . дои : 10.1093/mnras/stv990 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час , Юитиро, Масару (октябрь 2022 г.). выброс двойных нейтронных звезд после слияния . Массовый » Фудзибаяси, Шонья; Киучи, Кента; Секигути « 27.arXiv : 2007.00474 . Бибкод : 2020ApJ...901..122F doi : 10.3847 /1538-4357/abafc2 .
- ^ Перейти обратно: а б Зарин, Нихил; Ласки, Пол Д. (июнь 2021 г.). «Эволюция остатков двойных нейтронных звезд после слияния: обзор». Общая теория относительности и гравитация . 53 (6): 55. arXiv : 2012.08172 . Бибкод : 2021GReGr..53...59S . дои : 10.1007/s10714-021-02831-1 . 59.
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Таурис, ТМ; и др. (сентябрь 2017 г.). «Образование двойных нейтронных звездных систем» . Астрофизический журнал . 846 (2): 58. arXiv : 1706.09438 . Бибкод : 2017ApJ...846..170T . дои : 10.3847/1538-4357/aa7e89 .
- Стовалл, Кевин; и др. (19 марта 2018 г.). «Новая релятивистская двойная система, открытая ПАЛФА» (PDF) . Постдок симпозиум . Национальная радиоастрономическая обсерватория .
- Фрейре, Паоло. «Научные интересы: двойные пульсары!» . Радиоастрономический институт Макса Планка .
