PSR J0952−0607

PSR J0952−0607 es un púlsar masivo de milisegundos en un sistema binario , ubicado entre 3200 y 5700 años luz (970 y 1740 pc ) de la Tierra en la constelación de Sextans . ^[⁶^] A partir de 2022 , ostenta el récord de ser la estrella de neutrones más masiva conocida, con una masa2,35 ± 0,17 veces la del Sol, potencialmente cerca del límite superior de masa de Tolman-Oppenheimer-Volkoff para estrellas de neutrones. ^{[ 4 ]}^{[ 7 ]} El púlsar rota a una frecuencia de707,31 Hz (un período de1,4137 ms ), lo que lo convierte en el segundo púlsar de rotación más rápida conocido y el púlsar de rotación más rápida conocido dentro de la Vía Láctea . ^{[ 8 ]}^{[ 6 ]}

PSR J0952−0607 fue descubierto por el radiotelescopio Low-Frequency Array (LOFAR) durante una búsqueda de púlsares en 2016. ^[⁶^] Se clasifica como un púlsar viuda negra , un tipo de púlsar que alberga un compañero de masa subestelar en órbita cercana que está siendo ablacionado por los intensos vientos solares de alta energía y las emisiones de rayos gamma del púlsar . ^[⁴^]^[⁹^] Las emisiones de alta energía del púlsar se han detectado en longitudes de onda de rayos gamma y rayos X. ^[¹⁰^]^[³^]^[¹¹^]

Descubrimiento

PSR J0952−0607 fue identificado por primera vez como una fuente de rayos gamma no asociada detectada durante los primeros siete años del estudio de todo el cielo del Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi desde 2008. ^{[ 8 ]}^{: 2} Debido a su ubicación óptima lejos del concurrido Centro Galáctico y su pico de emisión de rayos gamma similar a un púlsar ^{[ 12 ]}^{: 8} a 1,4 GeV , fue considerado un candidato principal de púlsar de milisegundos para seguimiento. ^{[ 8 ]}^{: 2} El púlsar fue reobservado y confirmado por el radiotelescopio Low-Frequency Array (LOFAR) en los Países Bajos el 25 de diciembre de 2016, que reveló una frecuencia de pulsación de radio de 707 Hz junto con aceleración radial por un compañero binario no visto. ^[⁸^]^:³ Otras observaciones de LOFAR tuvieron lugar de enero a febrero de 2017, junto con observaciones de radio por el Telescopio Green Bank en Green Bank, Virginia Occidental en marzo de 2017. ^[⁸^]^:³ Las observaciones ópticas por el Telescopio Isaac Newton de 2,54 metros en La Palma detectaron y confirmaron al compañero del púlsar con una débil magnitud aparente de 23 en enero de 2017. ^[⁸^]^:³ El descubrimiento fue publicado en The Astrophysical Journal Letters y fue anunciado en un comunicado de prensa de la NASA en septiembre de 2017. ^[⁸^]^[⁶^]

Distancia y ubicación

La distancia de PSR J0952−0607 a la Tierra es muy incierta. ^{[ 2 ]}^{[ 3 ]}^{[ 4 ]}

Sistema binario

El sistema binario PSR J0952−0607 está compuesto por un púlsar masivo y una masa subestelar (<0,1 M _☉ ) ^{[ 9 ]}^{: 127} compañero en órbita cercana a su alrededor. ^{[ 4 ]} Debido a esta configuración, este sistema cae en la categoría de púlsares viuda negra que "consumen" a su compañero, por analogía con el comportamiento de apareamiento de la araña viuda negra epónima . ^{[ 7 ]} El compañero está perdiendo masa continuamente a través de la ablación por vientos solares intensos de alta energía y emisiones de rayos gamma del púlsar, que luego acrecienta parte del material perdido del compañero sobre sí mismo. ^{[ 9 ]}^{: 127}^{[ 4 ]}^{: 1}

Compañero

Representación artística de un sistema de púlsar viuda negra, donde una compañera de masa estelar está siendo ablacionada por la intensa radiación de su púlsar anfitrión.

El compañero orbita alrededor del púlsar a una distancia de 1,6 millones de km (1 millón de millas) ^[^a^] con un período orbital de 6,42 horas. ^[⁴^] Debido a que orbita tan cerca, se presume que el compañero está en rotación síncrona , con un hemisferio siempre orientado hacia el púlsar. ^[³^]^:⁸ El compañero no parece eclipsar al púlsar, ^[⁸^]^:¹^[³^]^:¹² lo que indica que su órbita está orientada casi de frente con una inclinación de 60° con respecto al plano perpendicular a la línea de visión de la Tierra. ^[⁴^]^:⁴ El movimiento orbital del compañero tampoco parece modular las pulsaciones del púlsar, lo que significa una órbita circular con una excentricidad orbital insignificante . ^[³^]^:⁴

El compañero probablemente era una antigua estrella que se había reducido al tamaño de un gran planeta gigante gaseoso o enana marrón , ^[⁷^]^[³^]^:¹² con una masa actual de 0,032 ± 0,002 M _☉ o34 ± 2 M _J según mediciones de velocidad radial . ^{[ 4 ]}^{: 4} Debido a la intensa irradiación y calentamiento por el púlsar anfitrión, el radio del compañero se expande hasta el 80% de su lóbulo de Roche ^{[ 3 ]}^{: 8}^{[ 4 ]}^{: 4} y brilla intensamente con una luminosidad térmica de aproximadamente10 L _☉ , ^{[ b ]} lo que explica gran parte del brillo óptico del sistema. ^{[ 4 ]}^{: 1, 4}^{[ 2 ]}^{: 1} Como resultado de la hinchazón, el compañero alcanza una baja densidad probablemente alrededor de10 g/cm³ ⁽ con una incertidumbre significativa debido a la distancia desconocida del sistema a la Tierra), ^{[ 2 ]}^{: 11} lo que lo hace susceptible a la deformación por mareas del púlsar. ^{[ 3 ]}^{: 12}

El hemisferio irradiado de la compañera que mira hacia el púlsar se calienta continuamente hasta alcanzar una temperatura de6200 K , mientras que el hemisferio no irradiado del compañero experimenta una temperatura uniforme ^{[ 2 ]}^{: 4} de3000 K. [ ⁴^]^:⁴ Esta diferencia de temperatura hemisférica corresponde a una diferencia en las luminosidades hemisféricas, lo que a su vez causa una variabilidad significativa en el brillo aparente a medida que la compañera rota alrededor del púlsar. ^[⁸^]^:⁴^[³^]^:⁸^Esta variabilidad de brillo se demuestra en la curva de luz óptica de PSR J0952−0607 , que exhibe una amplitud mayor que una magnitud . ^[²^]^:⁴

Masa

PSR J0952−0607 tiene una masa de2,35 ± 0,11 M☉ , lo que la convierte en la estrella de neutrones más masiva conocida hasta el año 2026 _.. ^{[ 13 ]}^{[ 4 ]} Es probable que el púlsar haya adquirido la mayor parte de su masa mediante la acreción hasta1 M _☉ de material perdido de su compañero. ^{[ 4 ]}^{: 5}

Rotación y edad

PSR J0952−0607 rota a una frecuencia de 707,31 Hz (período de 1,4137 ms ), lo que lo convierte en el segundo púlsar de rotación más rápida conocido y el púlsar de rotación más rápida ubicado en la Vía Láctea . ^{[ 8 ]}^{[ 6 ]} Suponiendo un radio estándar de estrella de neutrones de 10 km (6,2 mi) , ^[³^]^:¹¹ el ecuador de PSR J0952−0607 rota a una velocidad tangencial de más de 44.400 km/s (27.600 mi/s) , aproximadamente el 14% de la velocidad de la luz . ^[¹⁴^] Con base en 7 años de datos precisos de sincronización de pulsaciones de observaciones de rayos gamma y radio, se estima que el período de rotación del púlsar se está desacelerando a una tasa de desaceleración menor que 4,6 × 10 ⁻²¹ segundos por segundo, lo que corresponde a una edad característica de 4,9 mil millones de años. ^{[ 3 ]}^{: 11}

Campo magnético

Las mediciones de la tasa de desaceleración de PSR J0952−0607 muestran que el púlsar tiene una intensidad de campo magnético superficial notablemente débil de 6,1 × 10 ⁷gauss (6,1 × 10 ³T ) , lo que lo sitúa entre los 10 campos magnéticos de púlsares más débiles conocidos hasta 2022. . ^{[ 4 ]}^{: 1} Para contextualizar, los campos magnéticos de los púlsares ordinarios suelen estar en el orden de teragauss ( 1 × 10 ¹²G, 1,0 × 10 ⁸T ), más de 10 000 veces mayores que el de PSR J0952−0607. ^[¹⁵^]^[⁴^]^:¹ Otros púlsares de milisegundos exhiben campos magnéticos igualmente débiles, lo que sugiere un mecanismo común, aunque desconocido, en este tipo de sistemas; ^[³^]^:² las posibles explicaciones van desde materia acrecentada que entierra el campo magnético superficial del púlsar hasta la evolución impulsada por el calor de la corteza sólida del púlsar . ^[¹⁵^]^:^1–2^[⁴^]^:¹

Emisiones de rayos gamma

PSR J0952−0607 aparece muy débil en rayos gamma y no fue detectado en julio de 2011. ^{[ 11 ]}^{[ 3 ]}^{: 2}

Véase también

Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff
El púlsar Viuda Negra , el prototipo que da nombre a la clase de púlsares binarios con compañeros en proceso de ablación.
PSR J1748−2446ad , el púlsar de rotación más rápida ubicado en el cúmulo globular Terzan 5

Notas

1 2 Semieje mayor orbitalcalculado con la tercera ley de Kepler : $a={\sqrt[{3}]{\frac {GMT^{2}}{4\pi ^{2}}}}$ dada la masa primaria $M$ = 2,35 M _☉ y período orbital $T$ = 6,42 h. ^{[ 4 ]} Nieder et al. (2019) determinaron un semieje mayor proyectado mínimo de0,062 6670 segundos luz (18 787 km ) a partir de la sincronización de pulsaciones de rayos gamma y radio. ^{[ 3 ]}^{: 6}
1 2 Luminosidad convertida de erg /s a L _☉ , dado3,81 +0,46 −0,43 × 10 ³⁴ erg/s de Romani et al. (2022) ^{[ 4 ]} y la luminosidad solar L _☉ =3,826 × 10 ³³ erg/s .

Referencias

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1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 Romani, Roger W.; Kandel, D.; Filippenko, Alexei V.; Brink, Thomas G.; Zheng, WeiKang (agosto de 2022). " PSR J0952-0607: La estrella de neutrones galáctica conocida más rápida y pesada" . The Astrophysical Journal Letters . 934 (2): 6. arXiv : 2207.05124 . Bibcode : 2022ApJ...934L..17R . doi : 10.3847/2041-8213/ac8007 . L18.
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[semimajor-5] 1 2 Semieje mayor orbitalcalculado con la tercera ley de Kepler : $a={\sqrt[{3}]{\frac {GMT^{2}}{4\pi ^{2}}}}$ dada la masa primaria $M$ = 2,35 M _☉ y período orbital $T$ = 6,42 h. ^{[ 4 ]} Nieder et al. (2019) determinaron un semieje mayor proyectado mínimo de0,062 6670 segundos luz (18 787 km ) a partir de la sincronización de pulsaciones de rayos gamma y radio. ^{[ 3 ]}^{: 6}

[luminosity-7] 1 2 Luminosidad convertida de erg /s a L _☉ , dado3,81 +0,46 −0,43 × 10 ³⁴ erg/s de Romani et al. (2022) ^{[ 4 ]} y la luminosidad solar L _☉ =3,826 × 10 ³³ erg/s .

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