ПСР J1614-2230
| Данные наблюдений Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Скорпиус |
| Прямое восхождение | 16 час 14 м 36.5051 с [ 1 ] |
| Склонение | −22° 30′ 31.081″ [ 1 ] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | Пульсар |
| Астрометрия | |
| Расстояние | 1,200 [ 1 ] ПК |
| Подробности | |
| Масса | 1.908 [ 2 ] M ☉ |
| Радиус | 13±2 км, [ 1 ] 1.87(29) × 10 -5 R ☉ |
| Вращение | 3,1508076534271 мс [ 1 ] |
| Возраст | 5.2 × 10 9 годы |
| Другие обозначения | |
ПСР J1614–22 | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
PSR J1614–2230 — пульсар в двойной системе с белым карликом в созвездии Скорпиона . Он был обнаружен в 2006 году с помощью телескопа Паркса в ходе обзора неопознанных источников гамма-излучения в каталоге Energetic Gamma Ray Experiment Telescope . [ 3 ] PSR J1614–2230 — это миллисекундный пульсар , тип нейтронной звезды, который вращается вокруг своей оси примерно 317 раз в секунду, что соответствует периоду 3,15 миллисекунды. Как и все пульсары, он излучает луч, подобный маяку . [ 4 ] Излучение PSR J1614–2230 наблюдается в виде импульсов на периоде вращения PSR J1614–2230. Импульсный характер его излучения позволяет синхронизировать приход отдельных импульсов. Измеряя время прибытия импульсов, астрономы наблюдали задержку прибытия импульсов от PSR J1614–2230, когда он проходил позади своего спутника с точки зрения Земли . Измеряя эту задержку, известную как задержка Шапиро , астрономы определили массу PSR J1614–2230 и ее компаньона. Команда, проводившая наблюдения, установила, что масса PSR J1614–2230 составляет 1,97 ± 0,04 M ☉ . Эта масса сделала PSR J1614–2230 самой массивной известной нейтронной звездой на момент открытия и исключает многие уравнения состояния нейтронных звезд , которые включают экзотическую материю , такую как гипероны и каонные конденсаты. [ 1 ]
В 2013 году было объявлено о несколько более высоком измерении массы нейтронной звезды для PSR J0348+0432 , 2,01 ± 0,04 M ☉ . [ 5 ] Это подтвердило существование таких массивных нейтронных звезд с использованием другой методики измерений.
После дальнейшего высокоточного определения времени пульсара измерение массы J1614–2230 было обновлено до 1,908 ± 0,016 M ☉ в 2018 году. [ 2 ]
Фон
[ редактировать ]
Пульсары были открыты в 1967 году Джоселин Белл и ее советником Энтони Хьюишем с помощью Межпланетной сцинтилляционной решетки . [ 6 ] Франко Пачини и Томас Голд быстро выдвинули идею о том, что пульсары — это сильно вращающиеся нейтронные звезды , образующиеся в результате вспышки сверхновой в конце жизни звезд массивнее примерно 10 M☉ . намагниченные [ 7 ] [ 8 ] Излучение . пульсаров вызвано взаимодействием плазмы , окружающей нейтронную звезду, с ее быстро вращающимся магнитным полем Это взаимодействие приводит к излучению «по образцу вращающегося маяка», поскольку излучение распространяется вдоль магнитных полюсов нейтронной звезды. [ 8 ] Свойство пульсаров «вращающегося маяка» возникает из-за несовпадения их магнитных полюсов с полюсами вращения. Исторически пульсары были обнаружены на радиоволнах , где излучение сильное, но космические телескопы , работающие на длинах волн гамма-излучения, также обнаруживали пульсары.
Наблюдения
[ редактировать ]Энергетический экспериментальный гамма-телескоп (EGRET) обнаружил полдюжины известных пульсаров в длинах волн гамма-излучения. Многие из обнаруженных им источников не имели известных аналогов на других длинах волн. Чтобы проверить, был ли какой-либо из этих источников пульсарами, Фронфилд Кроуфорд и др. использовал телескоп Паркса для исследования источников EGRET, расположенных в плоскости Млечного Пути , у которых не было известного аналога. В ходе поиска они обнаружили PSR J1614–2230 и пришли к выводу, что это может быть аналог источника гамма-излучения, находящегося недалеко от того же места. [ 3 ] Радионаблюдения показали, что у PSR J1614–2230 был спутник, вероятно, белый карлик . Наблюдаемые орбитальные параметры системы показали минимальную массу компаньона 0,4 M ☉ и орбитальный период 8,7 дней. [ 9 ]
Пол Деморест и др. использовал телескоп Грин-Бэнк в Национальной радиоастрономической обсерватории для наблюдения за системой на протяжении 8,7-дневной орбиты, записывая время прихода импульсов от PSR J1614–2230 за этот период. После учета факторов, которые могут изменить время прибытия импульса от точного соответствия его периоду в 3,1508076534271 миллисекунды, включая параметры орбиты двойной системы, вращение пульсара и движение системы, Деморест и др. определил задержку прибытия импульсов, возникшую из-за того, что импульсу пришлось пройти мимо спутника PSR J1614–2230 на пути к Земле . Эта задержка является следствием общей теории относительности, известной как задержка Шапиро , и величина задержки зависит от массы белого карлика-компаньона. Оптимальная масса компаньона составила 0,500 ± 0,006 M ☉ . Знание массы компаньона и элементов орбиты дало достаточно информации, чтобы определить массу PSR J1614–2230 как 1,97 ± 0,04 M ☉ . [ 1 ]
Позже измерения были улучшены на основе наблюдений за импульсами в течение нескольких лет. [ 2 ]
Значение
[ редактировать ]Условия в нейтронных звездах сильно отличаются от тех, что встречаются на Земле, из-за высокой плотности и гравитации нейтронных звезд; их массы порядка массы звезды , но их размеры составляют от 10 до 13 километров (от 6 до 8 миль) в радиусе, что сравнимо с размером центра крупных городов, таких как Лондон . [ 4 ] Нейтронные звезды также обладают свойством: по мере того, как они становятся более массивными, их диаметр уменьшается. Масса PSR J1614–2230 — вторая по величине из всех известных нейтронных звезд . Существование нейтронной звезды с такой большой массой ограничивает состав и структуру нейтронных звезд, оба из которых плохо изучены. Причина этого в том, что максимальная масса нейтронной звезды зависит от ее состава. Нейтронная звезда, состоящая из вещества, такого как гипероны или каонные конденсаты, разрушится, образовав черную дыру, прежде чем она сможет достичь наблюдаемой массы PSR J1614–2230, а это означает, что модели нейтронных звезд, которые включают такое вещество, сильно ограничены этим результатом. [ 1 ] [ 10 ]
Примечания
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с д и ж г час Деморест и др. (2010)
- ^ Jump up to: а б с Арзуманян и др. (2018)
- ^ Jump up to: а б Кроуфорд и др. (2006)
- ^ Jump up to: а б Джонатан Амос (28 октября 2010 г.). «Нейтронная звезда упаковывает массу двух Солнц в пространстве размером с Лондон» . Би-би-си . Проверено 28 октября 2010 г.
- ^ Антониадис и др. (2013)
- ^ Хьюиш и др. (1968)
- ^ Пачини (1968)
- ^ Jump up to: а б Золото (1968)
- ^ Хессельс и др. (2005)
- ^ Зия Мерали (27 октября 2010 г.). «Массивная нейтронная звезда — именно такая» . Природа . Проверено 29 октября 2010 г.
Ссылки
[ редактировать ]- Арзуманян, Завен; Брейзер, Адам; Берк-Сполаор, Сара; и др. (9 апреля 2018 г.). «Набор данных NANOGrav за 11 лет: высокоточная синхронизация 45-миллисекундных пульсаров» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 235 (2): 37. arXiv : 1801.01837 . дои : 10.3847/1538-4365/aab5b0 . ISSN 1538-4365 .
- Кроуфорд, Ф.; Робертс, MSE; Хессельс, JWT; Рэнсом, С.М.; Ливингстон, М.; Тэм, ЧР; Каспи, В.М. (2006). «Обзор 56 блоков ошибок EGRET для среднеширотных радиопульсаров». Астрофизический журнал . 652 (2): 1499–1507. arXiv : astro-ph/0608225 . Бибкод : 2006ApJ...652.1499C . дои : 10.1086/508403 . S2CID 522064 .
- Деморест, ПБ; Пеннуччи, Т.; Рэнсом, С.М.; Робертс, MSE; Хессельс, JWT (2010). «Нейтронная звезда с двумя солнечными массами, измеренная с использованием задержки Шапиро». Природа . 467 (7319): 1081–1083. arXiv : 1010.5788 . Бибкод : 2010Natur.467.1081D . дои : 10.1038/nature09466 . ПМИД 20981094 . S2CID 205222609 .
- Антониадис, Дж.; Фрейре, PCC; Векс, Н.; Таурис, ТМ; Линч, РС; Ван Керквейк, Миннесота; Крамер, М.; Басса, К.; Диллон, В.С.; Дрибе, Т.; Хессельс, JWT; Каспи, В.М.; Кондратьев В.И.; Лангер, Н.; Марш, ТР; Маклафлин, Массачусетс; Пеннуччи, ТТ; Рэнсом, С.М.; Лестница, IH; Ван Леувен, Дж.; Вербист, JPW; Уилан, генеральный директор (2013). «Массивный пульсар в компактной релятивистской двойной системе». Наука . 340 (6131): 1233232. arXiv : 1304,6875 . Бибкод : 2013Sci...340..448A . дои : 10.1126/science.1233232 . ПМИД 23620056 . S2CID 15221098 .
- Голд, Т. (1968). «Вращающиеся нейтронные звезды как происхождение пульсирующих радиоисточников». Природа . 218 (5143): 731–732. Бибкод : 1968Natur.218..731G . дои : 10.1038/218731a0 . S2CID 4217682 .
- Хессельс, Дж.; Рэнсом, С.; Робертс, М.; Каспи, В. ; и др. (11–17 января 2004 г.). «Три новых двойных пульсара обнаружены Парксом». В ФА Расио; IH Лестница (ред.). Двойные радиопульсары . Том. 328. Аспен, Колорадо, США: Тихоокеанское астрономическое общество (опубликовано в 2005 г.). arXiv : astro-ph/0404167 . Бибкод : 2005ASPC..328..395H .
- Хьюиш, А.; Белл, С.Дж.; Пилкингтон, JDH; Скотт, ПФ; Коллинз, Р.А. (1968). «Наблюдение быстро пульсирующего радиоисточника». Природа . 217 (5130): 709. Бибкод : 1968Natur.217..709H . дои : 10.1038/217709a0 . S2CID 4277613 .
- Пачини, Ф. (1968). «Вращающиеся нейтронные звезды, пульсары и остатки сверхновых». Природа . 219 (5150): 145–146. arXiv : astro-ph/0208563 . Бибкод : 1968Natur.219..145P . дои : 10.1038/219145a0 . S2CID 4188947 .
