PSR J0952–0607 es un púlsar masivo de milisegundos en un sistema binario , ubicado entre 3200 y 5700 años luz (970–1740 pc ) de la Tierra en la constelación de Sextans . [5] Tiene el récord de ser la estrella de neutrones más masiva conocida hasta 2022 [actualizar], 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] [6] El púlsar gira a una frecuencia de 707 Hz (período de 1,41 ms ), lo que lo convierte en el segundo púlsar de giro más rápido conocido y el púlsar de giro más rápido conocido dentro de la Vía Láctea . [7] [5]
PSR J0952–0607 fue descubierto por el radiotelescopio LOFAR (Low-Frequency Array) durante una búsqueda de púlsares en 2016. [5] Está clasificado 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] [8] Las emisiones de alta energía del púlsar se han detectado en longitudes de onda de rayos gamma y rayos X. [9] [3] [10]
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. [7] : 2 Debido a su ubicación óptima lejos del abarrotado Centro Galáctico y su pico de emisión de rayos gamma similar a un púlsar [11] : 8 a 1,4 GeV , se consideró un candidato principal a púlsar de milisegundos para el seguimiento. [7] : 2 El púlsar fue observado nuevamente y confirmado por el radiotelescopio de matriz de baja frecuencia (LOFAR) en los Países Bajos el 25 de diciembre de 2016, que reveló una frecuencia de pulsación de radio de 707 Hz junto con una aceleración radial por un compañero binario invisible. [7] : 3 Otras observaciones LOFAR tuvieron lugar entre enero y febrero de 2017, junto con observaciones de radio realizadas con el Telescopio Green Bank en Green Bank, Virginia Occidental, en marzo de 2017. [7] : 3 Las observaciones ópticas realizadas con el Telescopio Isaac Newton de 2,54 metros en La Palma detectaron y confirmaron al compañero del púlsar con una magnitud aparente débil de 23 en enero de 2017. [7] : 3 El descubrimiento se publicó en The Astrophysical Journal Letters y se anunció en un comunicado de prensa de la NASA en septiembre de 2017. [7] [5]
La distancia de PSR J0952–0607 a la Tierra es muy incierta. [2] [3] [4]
El sistema binario PSR J0952–0607 está compuesto por un púlsar masivo y un asteroide de masa subestelar (<0,1 M ☉ ) [8] : 127 compañero en órbita cercana a su alrededor. [4] Debido a esta configuración, este sistema cae dentro de la categoría de púlsares viuda negra que "consumen" a su compañero, por analogía con el comportamiento de apareamiento de la araña viuda negra homónima . [6] El compañero está perdiendo masa continuamente a través de la ablación por intensos vientos solares de alta energía y emisiones de rayos gamma del púlsar, que luego acrecienta parte del material perdido del compañero sobre sí mismo. [8] : 127 [4] : 1
El compañero orbita el púlsar a una distancia de 1,6 millones de km (1 millón de mi) [b] con un período orbital de 6,42 horas. [4] Debido a que orbita tan cerca, el compañero presumiblemente está bloqueado por mareas , con un hemisferio siempre orientado hacia el púlsar. [3] : 8 El compañero no parece eclipsar al púlsar, [7] : 1 [3] : 12 indicando 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 excentricidad orbital despreciable . [3] : 4
El compañero probablemente era una antigua estrella que se había reducido al tamaño de un gran planeta gigante gaseoso o una enana marrón , [6] [3] : 12 con una masa actual de0,032 ± 0,002 M ☉ o34 ± 2 M J según las mediciones de velocidad radial . [4] : 4 Debido a la intensa irradiación y calentamiento del púlsar anfitrión, el radio del compañero se hincha hasta el 80% de su lóbulo de Roche [3] : 8 [4] : 4 y brilla intensamente con una luminosidad térmica de aproximadamente10 L ☉ , [a] 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/cm 3 (con una incertidumbre significativa debido a la distancia desconocida del sistema con respecto a la Tierra), [2] : 11 haciéndolo susceptible a la deformación por marea del púlsar. [3] : 12
El hemisferio irradiado orientado hacia el púlsar del compañero se calienta continuamente hasta una temperatura de6.200 K , mientras que el hemisferio no irradiado del compañero experimenta una temperatura uniforme [2] : 4 de3.000 K. [ 4] : 4 Esta diferencia de temperatura hemisférica corresponde a una diferencia en las luminosidades hemisféricas, que a su vez causa una variabilidad significativa en el brillo aparente a medida que el compañero gira alrededor del púlsar. [7] : 4 [3] : 8 Esta variabilidad del brillo se demuestra en la curva de luz óptica de PSR J0952–0607 , que exhibe una amplitud mayor que una magnitud . [2] : 4
El PSR J0952–0607 tiene una masa de2,35 ± 0,17 M ☉ , lo que la convierte en la estrella de neutrones más masiva conocida hasta el momento [actualizar]. [4] El púlsar probablemente adquirió la mayor parte de su masa mediante la acreción de hasta1 M ☉ de material perdido de su compañero. [4] : 5
PSR J0952–0607 gira a una frecuencia de 707 Hz (período de 1,41 ms ), lo que lo convierte en el segundo púlsar de giro más rápido conocido y el púlsar de giro más rápido ubicado en la Vía Láctea . [7] [5] Suponiendo un radio de estrella de neutrones estándar de 10 km (6,2 mi), [3] : 11 el ecuador de PSR J0952–0607 gira a una velocidad tangencial de más de 44 400 km/s (27 600 mi/s), aproximadamente el 14 % de la velocidad de la luz . [12] 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 de menos de4,6 × 10 −21 segundos por segundo, lo que corresponde a una edad característica de 4.900 millones de años. [3] : 11
Las mediciones de la tasa de giro descendente del púlsar J0952–0607 muestran que el púlsar tiene una intensidad de campo magnético superficial notablemente débil de 6,1 × 10 7 gauss (6,1 × 10 3 T ), lo que lo coloca entre los 10 campos magnéticos de púlsar más débiles conocidos hasta el año 2022. [actualizar][ 4] : 1 Para ponerlo en contexto, los campos magnéticos de púlsar ordinarios suelen ser del orden de teragauss (1 × 10 12 G, 1,0 × 10 8 T), más de 10 000 veces mayor que el del púlsar J0952–0607. [13] [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 la materia acumulada que sepulta el campo magnético de la superficie del púlsar hasta la evolución de la corteza sólida del púlsar impulsada por el calor . [13] : 1–2 [4] : 1
PSR J0952–0607 aparece muy débil en rayos gamma y no fue detectado en julio de 2011. [10] [3] : 2
![{\displaystyle a={\sqrt[{3}]{\frac {GMT^{2}}{4\pi ^{2}}}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/acc0794d19344d83b82ba93518c68a0fccd0b31b)
