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 | sorae 宇宙へのポータルサイト

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 |  sorae 宇宙へのポータルサイト

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。

寿命の最後に残るものは、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、核は自身の強力な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、主に中性子で構成される高密度の質量が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、超新星の一種であるII型超新星として、星の中心が圧縮された際の反動で星の外層が吹き飛ばされる様子が観測されています。

中性子星とは、一言で言えば1つの巨大な原子核です。 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程度の微小な存在です。多くの場合約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倍以上あり、平均密度は1立方センチメートルあたり10億トンです。 .また、

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観測できないので、中性子星は物質の極限状態を観測できると言えます。 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しない重い素粒子や複合粒子が安定に存在していると考えられています。

しかし、中性子星の限界質量は明らかではありません。中性子星でも重力に耐えられず崩壊します。トルマン・オッペンハイマー・ボルコフ極限理論的には、太陽の質量の 2.2 倍から 2.9 倍の範囲になる可能性があります。 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。

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不確定要素が多いためです。 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ロジャー・W・ロマーニ氏らの研究チームは、六分儀座にある中性子星「PSR J0952-0607」を標的にしました。

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。

さて、寿命を迎えて生成される中性子星の自転速度は、最速で毎秒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。 その後、外側のガスが中性子星に落下し、その運動エネルギーによって中性子星の自転が加速されます。 堆積した物質は最終的にエネルギーを放出し、伴星の外側を吹き飛ばします。 このように自転が加速された中性子星はミリ秒パルサーとなり、誕生直後に比べて質量が増えるため、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 は伴星を少しずつ「食べる」ため、このような連星中性子星系はブラック ウィドウ パルサーと呼ばれます。 (クレジット: NASA の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いている間、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は、伴星が蒸発した後に見えるため、伴星を持っていません。 と考えられています

このような中性子星と恒星の連星系は、連星のパートナーを「食いつぶす」。ブラック・ウィドウ・パルサーと呼ばれる

[▲Figure2:PSRJ0952-0607(greencircle)takenwiththeKeckItelescopeAsyoucanseefromthesurroundingstarsitisaveryfaintobjectanduntilnowithasbeendifficulttoobserveitindetail(ImageCredit:WMKeckObservatoryRogerWRomaniAlexFilippenko)

[▲ Figure 2: PSR J0952-0607 (green circle) taken with the Keck I telescope. As you can see from the surrounding stars, it is a very faint object, and until now it has been difficult to observe it in detail. (Credit: WM Keck Observatory, 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動き)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 等級と非常に暗く、10m クラスの望遠鏡で視線速度を測定することは困難です。 したがって、ロマーニ等。 PSR J0952-0607自体よりも伴星に焦点を当てました。

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を中性子星に向け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、伴星の片側のみを約 6200K (約 5900°C) まで加熱すると考えられています。 その温度からの放射は 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、ロマーニと彼の同僚は、PSR J0952-0607 とその伴星を 4 年間で 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、10mケックI望遠鏡でも視線速度を測定することに成功しました。

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は。

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、測定可能なほど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 は当面、最も大質量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、過去の天文記録から 0.15 太陽質量の増加であり、理論上の下限である 2.2 にかなり近いものです。 このようにトールマン・オッペンハイマー・ボルコフ限界の推定値を絞り込むことで、中性子星の性質を推定するための物理モデルを改良し、適合しないモデルを排除することができます。

[▲Figure4:MassestimatesofseveralheavyneutronstarsandlowerboundsoftheTolman-Oppenheimer-VolkovlimitWiththeadditionofPSRJ0952-0607thelowerlimitisnow219timesthesolarmass(Credit:Romanietal)]

[▲Figure4:MassestimatesofseveralheavyneutronstarsandlowerboundsoftheTolman-Oppenheimer-VolkovlimitWiththeadditionofPSRJ0952-0607thelowerlimitisnow219timesthesolarmass(Credit:Romanietal)]

また、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太陽1個分ほど質量が増加している可能性を示しています。 これは、PSR J0952-0607 などの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乗強さは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ですから、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トップ10に入るのに十分です。

なぜ磁場が非常に弱い中性子星が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増加など、さまざまな説が提唱されています。 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。

ソース

  • ロジャー・W・ロマーニ他 「PSR J0952−0607: The Fastest and Heaviest Known Galactic Neutron Star」 (The Astrophysical Journal Letters)
  • ロバート・サンダース。 「これまでで最も重い中性子星は、配偶者を食べている「黒い未亡人」です」. (カリフォルニア大学バークレー校)
  • ヴァシリキ・カロゲラとゴードン・バイム。 「中性子星の最大質量」。 (天体物理ジャーナル)
  • パオロ・A・マッツァーリ他 「Ia型超新星の一般的な爆発メカニズム」。 (化学)
  • ディパンジャン・ムカジー。 「中性子星への降着による野外埋葬の再考」. (Journal of Astrophysics and Astronomy)

Text: 彩江リリ

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