PSR J1614–2230 är en pulsar i en dubbelstjärna med en vit dvärg i stjärnbilden Skorpionen. Den upptäcktes 2006 med Parkesobservatoriet i en undersökning av oidentifierade gammastrålningskällor i Energetic Gamma Ray Experiment Telescope-katalogen. PSR J1614–2230 är en millisekundpulsar, en typ av neutronstjärna, som roterar kring sin axel ca 317,37 gånger per sekund, vilket motsvarar en period på ca 3,1508 millisekunder. Liksom alla pulsarer avger den strålning i en stråle, liknande en fyr. Emission från PSR J1614–2230 observeras som pulser analoga med stjärnans rotationsperiod. Den pulserade naturen hos dess emission gör det möjligt att tidsbestämma tidpunkten för individuella pulser. Genom att mäta pulsernas tidpunkt observerade astronomer fördröjningen av pulsankomster från PSR J1614–2230 när den passerade bakom dess följeslagare sett från jorden. Genom att mäta denna fördröjning, känd som Shapirofördröjning, bestämde astronomer massan av PSR J1614–2230 och dess följeslagare. Teamet som utförde observationerna fann att massan av PSR J1614–2230 är 1,97 ± 0,04 solmassa. Denna massa gjorde PSR J1614–2230 till den mest massiva kända neutronstjärnan vid tidpunkten för upptäckten, och utesluter många tillståndsekvationer för neutronstjärnor som inkluderar exotisk materia som hyperoner och kaonkondensat.
År 2013 tillkännagavs för PSR J0348+0432 ett något högre värde på neutronstjärnmassa, 2,01 ± 0,04 solmassor. Detta bekräftade existensen av sådana massiva neutronstjärnor med hjälp av en annan mätteknik.
Efter ytterligare högprecisionsmätning av pulsaren uppdaterades massmätningen för PSR J1614–2230 till 1,908 ± 0,016 solmassa år 2018.
Bakgrund
Pulsarer upptäcktes 1967 av Jocelyn Bell och hennes rådgivare Antony Hewish med hjälp av Interplanetary Scintillation Array. Franco Pacini och Thomas Gold lade snabbt fram idén att pulsarer är starkt magnetiserade roterande neutronstjärnor, som bildas som ett resultat av en supernova i slutet av livslängden för stjärnor som är mera massiva än ca 10 solmassor. Strålningen som emitteras av pulsarer orsakas av interaktion mellan plasmat som omger neutronstjärnan och dess snabbt roterande magnetfält. Denna interaktion leder till emission "i mönstret av en roterande fyr", när emission utgår från neutronstjärnans magnetiska poler. Egenskapen "roterande fyr" hos pulsarer uppstår genom att deras magnetiska poler är avvikande från deras rotationspoler. Historiskt sett har pulsarer upptäckts vid radiovåglängder där emissionen är stark, men rymdteleskop som arbetar i gammastrålningsvåglängderna har också noterat pulsarer.
Egenskaper Förhållandena i neutronstjärnor skiljer sig mycket från de som man möter på jorden, till följd av neutronstjärnornas höga densitet och gravitation. Deras massa är i storleksordningen en stjärnas massa, men de har en radie kring 10 till 13 kilometer. Neutronstjärnor har också egenskapen att deras diameter minskar när de blir mer massiva. Förekomsten av en neutronstjärna med en så hög massa begränsar neutronstjärnornas sammansättning och struktur, vilka båda är dåligt förstådda. Anledningen till detta är att den maximala massan av en neutronstjärna är beroende av dess sammansättning. En neutronstjärna som består av materia som hyperoner eller kaonkondensat skulle kollapsa och bilda ett svart hål innan den kunde nå den observerade massan av PSR J1614–2230, vilket innebär att neutronstjärnmodeller som inkluderar sådan materia är starkt begränsade av detta resultat,
Referenser
Noter
Demorest et al. (2010) Arzoumanian et al. (2018) Crawford et al. (2006) Jonathan Amos (October 28, 2010). "Neutron star packs two Suns' mass in London-sized space". BBC. Hämtad 2010-10-28. Antoniadis et al. (2013) Hewish et al. (1968) Pacini (1968) Gold (1968) Zeeya Merali (October 27, 2010). "Massive neutron star is exactly that". Nature. Hämtad 2010-10-29. https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=PSR+J1614-2230. Hämtad 2020-06-25.
Kategori:Stjärnbilden Skorpionen Kategori:Pulsarer Kategori:Vita dvärgar