あなたの限界を押し広げてください! PSR J0952-0607 が最も重い中性子星であることが判明 | 宇宙へのそらえポータルサイト

太陽のような星は、中心で起こる核融合反応をエネルギー源として輝いています。 しかし、核融合反応の源がなくなると、星はその寿命を迎えます。

寿命の最後に何が残るかは、星の質量によって異なります。 この物語の主人公である「中性子星」もそのひとつです。

通常の物質は、中心に原子核があり、その外側を電子が回っている原子からできています。 しかし、太陽よりもはるかに重い(太陽の8倍以上の大きさの)星の場合、核融合反応が停止した後、コアは重力によって圧縮されます。 この力は、原子自体を押しつぶすのに十分であり、電子を原子核に押し込みます。

次に、原子核を構成する陽子に押し込まれた電子が吸収され、中性子に変換されます。 このようにして、大部分が中性子で構成される高密度の質量は、重力によって押しつぶされることなく安定します。 これを中性子星と呼びます。 また、星の中心が圧縮された際の反動により星の外殻が薄れていく様子が、超新星の一種であるII型超新星として観測されています。

中性子星とは、一言で言うと巨大な原子核ですが、通常の原子核は、陽子と中性子が数個から数百個集まってできた、直径が10億分の1m程度の微視的な存在です。主に約1057乗中性子(アソギ約1​​0個)でできており、直径約10km、天体としては小さいですが、質量は太陽の1.4倍以上、平均密度は1立方センチメートルあたり10億トンです。 .もなる

中性子星は、ブラック ホール以外の宇宙で最も密度の高い天体と見なされています。 ブラックホールの中は見えないので、中性子星は物質の極限状態を観測できるあなたが言うことができます。 その特性は、天文学の観点からだけでなく、核物理学の観点からも非常に興味深いものです。 例えば、中性子星の中心は非常に密度の高い環境であり、通常の環境では不安定で短時間しか存在できない重い素粒子や複合粒子が定常的に存在すると考えられています。

しかし、中性子星の臨界質量は明確ではなく、中性子星でも重力に逆らえずに崩壊します。トールマン・オッペンハイマー・ボルコフ極限ちなみに、白色矮星の限界であるチャンドラセカール限界は、高い精度で知られている太陽の質量の約1.38倍です。 .

その理由は、密度が高すぎる中性子星のような環境を実験的に再現することは、現在の核物理学では困難であり、シミュレーションには多くの不確実性があるためです。 宇宙の中性子星の質量を測定することで、この限界を探る試みが行われています。

スタンフォード大学のRoger W. Romaniらの研究チームは、六分儀座の中性子星「PSR J0952-0607」をターゲットにしました。

PSR J0952-0607 は、自転周期が非常に速い中性子星であるミリ秒パルサーに属しています。 毎秒 717 回転で、天の川銀河で最速であり、中性子星の記録では 2 番目に高速です。 また、PSR J0952-0607には、ミリ秒パルサーとしては珍しい伴星があります。 伴星は、木星の20倍の質量を持つ非常に小さな天体です。

現在、寿命を迎えて生成される中性子星の自転速度はせいぜい毎秒1回転程度に制限されているため、通常、このようなミリ秒パルサーは生成されません。 ただし、PSR J0952-0607 には、ミリ秒パルサーの作成の鍵であると考えられている伴星があります。

伴星は、かつては通常の明るい星であり、寿命の終わりに膨張する赤色巨星になった可能性があります。 次に、外側のガスが中性子星に落ち、その運動エネルギーが中性子星の回転を加速します。 堆積した物質は最終的にエネルギーを放出し、伴星の外側を運び去ります。 このように自転が加速された中性子星はミリ秒単位でパルサーとなり、誕生直後に比べ質量が増えるため、中性子星の質量限界に近づくと考えられています。

【▲ 図1:PSR J0952-0607と伴星の想像図。  PSR J0952-0607 は

【▲ 図1:PSR J0952-0607と伴星の想像図。 PSR J0952-0607 は伴星を少しずつ「食べる」ため、これらの中性子連星系はブラック ウィドウ パルサーと呼ばれます。 (クレジット: NASA ゴダード宇宙飛行センター)]

中性子星の質量が限界に近づくと、伴星は最終的にミリ秒パルサーによって放出されたエネルギーから蒸発します。 ほとんどのミリ秒パルサーには、伴星が蒸発した後に見えるため、伴星がありません。

中性子星と恒星のこのタイプの連星系は、連星パートナーを「食べます」。ブラック・ウィドウ・パルサーと名付けられた

[▲Figura2:PSRJ0952-0607(círculoverde)tomadaconeltelescopioKeckIComopuedeverenlasestrellasquelorodeanesunobjetomuytenueyhastaahorahasidodifícilobservarloendetalle(Créditodelaimagen:ObservatorioWMKeckRogerWRomaniAlexFilippenko)

[▲ Figura 2: PSR J0952-0607 (círculo verde) tomada con el telescopio Keck I. Como puede ver en las estrellas que lo rodean, es un objeto muy tenue y hasta ahora ha sido difícil observarlo en detalle. (Crédito: Observatorio WM Keck, Roger W. Romani, Alex Filippenko)]

このコンパニオン状態は、ミリ秒パルサーの質量を正確に測定するのに非常に役立ちます。 これは、視線速度(観測方向に対する天体の運動)と公転周期からケプラーの第3法則で計算できるからです。

しかし、PSR J0952-0607 の明るさは 23 等と非常に暗く、10 m クラスの望遠鏡で視線速度を測定することは困難です。 そのため、ロマニらはPSR J0952-0607自体よりも伴星に注目した。

伴星は強力な重力源である中性子星の近くにあるため、地球から見た月のように常に同じ面が中性子星に向いていると考えられています (潮汐ロック)。 中性子星からの放射は、伴星の片側だけを約 6,200 K (約 5,900 °C) まで加熱すると考えられています。 その温度の放射は G1 型の星 (太陽は G2 型の星) に対応するため、スペクトル線から視線速度を決定できます。

【▲ 図3: PSR J0592-0607の伴星の視線速度。 軌道周期と一致する半径速度の変化が観察されました。  (クレジット: ロマニら)]

【▲ 図3: PSR J0592-0607の伴星の視線速度。 軌道周期と一致する半径速度の変化が観察されました。 (クレジット: ロマニら)]

ハワイの WM ケック天文台にあるケック I 望遠鏡を使用して、Romani らは PSR J0952-0607 とその伴星を 4 年間に 6 回、それぞれ 600 ~ 900 秒の露光時間で観測しました。 その結果、ケック I 10m 望遠鏡でも視線速度を測定することができました。

最適なモデル値は、PSR J0952-0607 システムの軌道周期が 6.42 時間であり、軌道が地球の視点から 59.8±1.9 度傾いていることを示しています。PSR J0952-0607 の質量は、太陽の 2.35±0.17 倍です。として計算できますこの値は高精度で測定された最も重い中性子星です。

PSR J0952-0607 を含む 12 個のブラック ウィドウ パルサーが知られていますが、かなり明るい伴星を持っているのは 6 個だけであり、すべての中性子星は PSR J0952-0607 よりも軽い質量を持っています。 -0607 は、当時最大の中性子星の記録を保持します。

PSR J0952-0607 の値を他の重い中性子星の推定質量と組み合わせると、Tolman–Oppenheimer–Volkov 限界の下限は 2.19 太陽質量より大きい計算されました。 これは、以前の天文記録に比べて太陽質量が 0.15 増加しており、理論上の下限である 2.2 にかなり近づいています。 このようにトルマン・オッペンハイマー・ボルコフ限界の推定値を減らすことで、物理モデルを改良して中性子星の特性を推定し、適合しないモデルを排除することができます。

[▲Figura4:EstimacionesdemasadevariasestrellasdeneutronespesadasylímitesinferioresdellímitedeTolman-Oppenheimer-VolkovConlaadicióndePSRJ0952-0607ellímiteinferiorahoraes219veceslamasasolar(Crédito:Romanietal)]

[▲Figura4:EstimacionesdemasadevariasestrellasdeneutronespesadasylímitesinferioresdellímitedeTolman-Oppenheimer-VolkovConlaadicióndePSRJ0952-0607ellímiteinferiorahoraes219veceslamasasolar(Crédito:Romanietal)]

さらに、太陽の質量の2.35倍という値は、PSR J0952-0607が誕生直後に比べて質量が約1ソル増加した可能性を示しています。 これは、PSR J0952-0607 のような中性子星が非常に弱い磁場を持っている理由を説明するかもしれません。

PSR J0952-0607の磁場は6.1×107乗力はG(ガウス)ですが、典​​型的な中性子星の磁場は1×10です。12乗GなのでPSR J0952-0607の磁場は1/10,000より弱いです。 これは、磁場の弱い中性子星のトップ10に入るのに十分です。

磁場が非常に弱い中性子星がなぜ存在するのかは謎のままですが、堆積物による遮蔽や、中性子星表面の加熱による抵抗の増加など、いくつかの理論が提案されています。 PSR J0952-0607 の研究は、非常に弱い磁場を持つ中性子星の謎を解明するのにも役立つ可能性があります。

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Text: 彩江リリ

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