Een dichte, ingestorte ster die 707 keer per seconde ronddraait - waardoor het een van de snelst draaiende neutronensterren in het Melkwegstelsel is - heeft bijna de hele massa van zijn stellaire metgezel versnipperd en verbruikt en is in het proces uitgegroeid tot de zwaarste neutronenster tot op heden waargenomen.

Het wegen van deze recordbrekende neutronenster, die bovenaan de hitlijsten staat met 2,35 keer de massa van de zon, helpt astronomen de vreemde kwantumtoestand van materie in deze dichte objecten te begrijpen, die - als ze veel zwaarder worden dan dat - volledig instorten en verdwijnen als een zwart gat.

"We weten ongeveer hoe materie zich gedraagt ​​bij nucleaire dichtheden, zoals in de kern van een uraniumatoom", zegt Alex Filippenko, Distinguished Professor of Astronomy aan de University of California, Berkeley. "Een neutronenster is als één gigantische kern, maar als je anderhalve zonsmassa van dit spul hebt, wat neerkomt op ongeveer 500.000 aardmassa's van kernen die allemaal aan elkaar kleven, is het helemaal niet duidelijk hoe ze zich zullen gedragen."

Roger W. Romani, hoogleraar astrofysica aan de Stanford University, merkte op dat neutronensterren zo dicht zijn - 1 kubieke inch weegt meer dan 10 miljard ton - dat hun kernen de dichtste materie in het universum zijn, afgezien van zwarte gaten, die omdat ze verborgen zijn achter hun waarnemingshorizon is onmogelijk te bestuderen. De neutronenster, een pulsar genaamd PSR J0952-0607, is dus het dichtste object in het zicht van de aarde.

De meting van de massa van de neutronenster was mogelijk dankzij de extreme gevoeligheid van de 10 meter lange Keck I-telescoop op Maunakea in Hawaï, die net een spectrum van zichtbaar licht kon opnemen van de heet gloeiende begeleidende ster, nu gereduceerd tot de grootte van een grote gasplaneet. De sterren bevinden zich ongeveer 3000 lichtjaar van de aarde in de richting van het sterrenbeeld Sextans.

PSR J0952-0607, ontdekt in 2017, wordt een "zwarte weduwe"-pulsar genoemd - een analogie met de neiging van vrouwelijke zwarte weduwespinnen om het veel kleinere mannetje na het paren te consumeren. Filippenko en Romani bestuderen al meer dan tien jaar zwarte weduwensystemen, in de hoop de bovengrens vast te stellen van hoe grote neutronensterren/pulsars kunnen groeien.

"Door deze meting te combineren met die van verschillende andere zwarte weduwen, laten we zien dat neutronensterren minstens deze massa moeten bereiken, 2,35 plus of min 0,17 zonsmassa's", zegt Romani, hoogleraar natuurkunde aan de Stanford School of Humanities and Sciences. en lid van het Kavli Instituut voor deeltjesastrofysica en kosmologie. "Op zijn beurt zorgt dit voor enkele van de sterkste beperkingen op de eigenschap van materie, die verschillende keren groter is dan de dichtheid die wordt gezien in atoomkernen. Inderdaad, veel anders populaire modellen van fysica van dichte materie worden door dit resultaat uitgesloten."

Als 2,35 zonsmassa's dicht bij de bovengrens van neutronensterren liggen, zeggen de onderzoekers, dan is het interieur waarschijnlijk een soep van neutronen en op en neer quarks - de bestanddelen van normale protonen en neutronen - maar geen exotische materie, zoals "vreemde" quarks of kaonen, dit zijn deeltjes die een vreemde quark bevatten.

"Een hoge maximale massa voor neutronensterren suggereert dat het een mengsel is van kernen en hun opgeloste op en neer-quarks helemaal tot aan de kern," zei Romani. "Dit sluit veel voorgestelde toestanden van materie uit, vooral die met een exotische interieursamenstelling."

Romani, Filippenko en Stanford-student Dinesh Kandel zijn co-auteurs van een paper dat de resultaten van het team beschrijft en dat is geaccepteerd voor publicatie door The Astrophysical Journal Letters .

Hoe groot kunnen ze worden?

Astronomen zijn het er in het algemeen over eens dat wanneer een ster met een kern groter dan ongeveer 1,4 zonsmassa's aan het einde van zijn leven instort, het een dicht, compact object vormt met een binnenste onder zo'n hoge druk dat alle atomen tegen elkaar worden geslagen om een ​​zee van neutronen te vormen en hun subnucleaire bestanddelen, quarks. Deze neutronensterren worden ronddraaiend geboren en hoewel ze te zwak zijn om in zichtbaar licht te worden gezien, openbaren ze zichzelf als pulsars, die lichtstralen uitzenden - radiogolven, röntgenstralen of zelfs gammastralen - die de aarde flitsen terwijl ze ronddraaien, net als de roterende straal van een vuurtoren.

"Gewone" pulsars draaien en knipperen gemiddeld ongeveer één keer per seconde, een snelheid die gemakkelijk kan worden verklaard gezien de normale rotatie van een ster voordat deze instort. Maar sommige pulsars herhalen honderden of zelfs 1000 keer per seconde, wat moeilijk te verklaren is tenzij er materie op de neutronenster is gevallen en deze heeft laten draaien. Maar voor enkele milliseconden pulsars is er geen begeleider zichtbaar.

Een mogelijke verklaring voor geïsoleerde milliseconde pulsars is dat ze ooit een metgezel hadden, maar die tot niets heeft teruggebracht.

"Het evolutionaire pad is absoluut fascinerend. Dubbel uitroepteken," zei Filippenko. "Terwijl de begeleidende ster evolueert en een rode reus begint te worden, stroomt er materiaal over naar de neutronenster, en dat doet de neutronenster omhoog draaien. Door omhoog te draaien, krijgt hij nu ongelooflijk veel energie en begint er een wind van deeltjes uit het neutron te komen Die wind raakt dan de donorster en begint materiaal af te strippen, en na verloop van tijd neemt de massa van de donorster af tot die van een planeet, en als er nog meer tijd verstrijkt, verdwijnt hij helemaal. Dus zo kunnen eenzame milliseconde pulsars zijn Ze waren om te beginnen niet allemaal alleen - ze moesten in een binair paar zijn - maar ze verdampten geleidelijk hun metgezellen, en nu zijn ze eenzaam."

De pulsar PSR J0952-0607 en zijn zwakke begeleidende ster ondersteunen dit oorsprongsverhaal milliseconde pulsars.

"These planet-like objects are the dregs of normal stars which have contributed mass and angular momentum, spinning up their pulsar mates to millisecond periods and increasing their mass in the process," Romani said.

"In a case of cosmic ingratitude, the black widow pulsar, which has devoured a large part of its mate, now heats and evaporates the companion down to planetary masses and perhaps complete annihilation," said Filippenko.

Spider pulsars include redbacks and tidarrens

Finding black widow pulsars in which the companion is small, but not too small to detect, is one of few ways to weigh neutron stars. In the case of this binary system, the companion star—now only 20 times the mass of Jupiter—is distorted by the mass of the neutron star and tidally locked, similar to the way our moon is locked in orbit so that we see only one side. The neutron star-facing side is heated to temperatures of about 6,200 Kelvin, or 10,700 degrees Fahrenheit, a bit hotter than our sun, and just bright enough to see with a large telescope.

Filippenko and Romani turned the Keck I telescope on PSR J0952-0607 on six occasions over the last four years, each time observing with the Low Resolution Imaging Spectrometer in 15-minute chunks to catch the faint companion at specific points in its 6.4-hour orbit of the pulsar. By comparing the spectra to that of similar sun-like stars, they were able to measure the orbital velocity of the companion star and calculate the mass of the neutron star.

Filippenko and Romani have examined about a dozen black widow systems so far, though only six had companion stars bright enough to let them calculate a mass. All involved neutron stars less massive than the pulsar PSR J0952-060. They're hoping to study more black widow pulsars, as well as their cousins:redbacks, named for the Australian equivalent of black widow pulsars, which have companions closer to one-tenth the mass of the sun; and what Romani dubbed tidarrens—where the companion is around one-hundredth of a solar mass—after a relative of the black widow spider. The male of this species, Tidarren sisyphoides, is about 1% of the female's size.

"We can keep looking for black widows and similar neutron stars that skate even closer to the black hole brink. But if we don't find any, it tightens the argument that 2.3 solar masses is the true limit, beyond which they become black holes," Filippenko said.

"This is right at the limit of what the Keck telescope can do, so barring fantastic observing conditions, tightening the measurement of PSR J0952-0607 likely awaits the 30-meter telescope era," added Romani.

Other co-authors of the ApJ Letters paper are UC Berkeley researchers Thomas Brink and WeiKang Zheng. + Verder verkennen

Two millisecond pulsars detected in globular cluster NGC 6440