PSR J0348+0432
PSR J0348+0432是一个位于金牛座的中子星和白矮星组成的联星系。该联星系由绿堤望远镜于2007年的飘移扫描巡天中发现[2]。
 画家笔下的中子星 PSR J0348+0432 和其白矮星伴星。 | |
| 观测资料 历元 J2000 | |
|---|---|
| 星座 | 金牛座 |
| 星官 | |
| 赤经 | 03h 48m 43.639000s[1] |
| 赤纬 | +04° 32′ 11.4580″[1] |
| 视星等（V） | |
| 特性 | |
| 光谱分类 | 脉冲星 |
| 天体测定 | |
| 径向速度 (Rv) | -1 +/- 20[1] km/s |
| 自行 (μ) | 赤经：+4.04[1] mas/yr 赤纬：+3.5[1] mas/yr |
| 视差 (π) | 0.47 mas |
| 距离 | 2,100[1] pc |
| 轨道 | |
| 主星 | PSR J0348+0432 |
| 伴星 | 白矮星 |
| 绕行周期 (P) | 0.102424062722(7) d[1] |
| 半长轴 (a) | 0.832 × 109 m |
| 倾斜角 (i) | 40.2(6)° |
| 详细资料 | |
| 脉冲星 | |
| 质量 | 2.01[1] M☉ |
| 半径 | 13±2 km,[1] 1.87(29) × 10-5 R☉ |
| 自转 | 39.1226569017806 ms[1] |
| 年龄 | 2.6 × 109 年 |
| 白矮星 | |
| 质量 | 0.172[1] M☉ |
| 半径 | 0.065 (5) R☉ |
| 其他命名 | |
PSR J0348+0432
| |
2011年天文学家宣布该系统中子星的质量是[1]，是发现至今质量最高的中子星。它的质量是结合电波计时和白矮星伴星的光谱精确量测而得知的。这个质量是稍高的值，但和使用引力时间延迟效应得知质量的PSR J1614-2230相比较之下，两者在统计上并没有明显区别[3]。这项量测确认使用不同方式可以确认大质量中子星的存在。
这个脉冲星联星系统的显著特征就是高质量中子星和只有2小时27分的短周期。这允许科学家可以量测因为轨道衰减产生的引力波，类似的状况还有PSR B1913+16和PSR J0737-3039。
背景
脉冲星是由约瑟琳·贝尔·伯奈尔和其指导教授安东尼·休伊什以行星际闪烁阵列（Interplanetary Scintillation Array）发现于1967年[4]。弗兰科·帕西尼和汤马士·戈尔德很快就提出脉冲星是质量超过太阳10倍的恒星以超新星结束生命后，高度磁化的自转中子星[5][6]。脉冲星周围的等离子体因为和高速转动的磁场相互作用而释放电磁辐射。前述的相互作用导致电磁辐射以类似旋转的灯塔光束从中子星的磁极辐射[6]，旋转光束的成因是因为磁极自转造成的错位。在历史上脉冲星是在无线电波的波段发现，但伽马射线波段的太空观察站也发现了脉冲星。
观测
绿堤望远镜于2007年进行追踪维修，因此有数个月的时间无法对天体进行追踪。不过，一个国际天文学家团队利用地球自转代替望远镜追踪功能对天体进行观测，也就是所谓的飘移扫描巡天。该组天文学家总共发现了35颗脉冲星，其中包含7颗毫秒脉冲星和PSR J0348+0432[2]。
2011年，约翰·安东尼亚第使用欧洲南方天文台在智利的甚大望远镜观测该系统的白矮星伴星，并确认了它和脉冲星的质量。该次测定是使用口径305米的阿雷西博天文台进行电波计时，稍后埃菲尔斯伯格射电望远镜侦测到了因为释放引力波造成轨道周期以每年800万分之1秒衰减。这符合广义相对论的预测[7][8][1]。
特征
这个高质量中子星和低质量白矮星的联星组合（质量比1:11.7），以及相当短的轨道周期（2小时27分），让天文学家得以利用极端强大的重力场验证广义相对论，而先前从未有这样的机会进行验证。这个结果也暗示可以直接探测引力波，并且可了解恒星演化[7]。
注释
- ^ 1.00 1.01 1.02 1.03 1.04 1.05 1.06 1.07 1.08 1.09 1.10 1.11 1.12 Antoniadis et al. (2013)
- ^ 2.0 2.1 Lynch et al. (2013)
- ^ Demorest et al. (2010)
- ^ Hewish et al. (1968)
- ^ Pacini (1968)
- ^ 6.0 6.1 Gold (1968)
- ^ 7.0 7.1 Massive double star is latest test for Einstein’s gravity theory. Ron Cowen. Nature. 25 April 2013 [12 May 2013]. （原始内容存档于2013-06-01）.
- ^ A heavyweight for Einstein. Max Planck Institute for Radio Astronomy, Bonn. 25 April 2013 [13 May 2013]. （原始内容存档于2013-06-24）.
参考资料
- Demorest, P. B.; Pennucci, T.; Ransom, S. M.; Roberts, M. S. E.; Hessels, J. W. T. (2010). "A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay". Nature 467 (7319): 1081–1083. Bibcode:2010Natur.467.1081D（页面存档备份，存于互联网档案馆）. doi:10.1038/nature09466（页面存档备份，存于互联网档案馆）. PMID 20981094（页面存档备份，存于互联网档案馆）
- Lynch, R. S.; Boyles, J.; Ransom, S. M.; Stairs, I. H.; Lorimer, D. R.; McLaughlin, M. A.; Hessels, J. W. T.; Kaspi, V. M. et al. (2013). "THE GREEN BANK TELESCOPE 350 MHz DRIFT-SCAN SURVEY II: DATA ANALYSIS AND THE TIMING OF 10 NEW PULSARS, INCLUDING a RELATIVISTIC BINARY". The Astrophysical Journal 763 (2): 81. doi:10.1088/0004-637X/763/2/81.
- Antoniadis, J.; Freire, P. C. C.; Wex, N.; Tauris, T. M.; Lynch, R. S.; Van Kerkwijk, M. H.; Kramer, M.; Bassa, C. et al. (2013). "A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Binary". Science 340 (6131): 1233232. doi:10.1126/science.1233232（页面存档备份，存于互联网档案馆）.
- Gold, T. (1968). "Rotating Neutron Stars as the Origin of the Pulsating Radio Sources". Nature 218 (5143): 731. Bibcode:1968Natur.218..731G（页面存档备份，存于互联网档案馆）. doi:10.1038/218731a0（页面存档备份，存于互联网档案馆）.
- Hewish, A.; Bell, S. J.; Pilkington, J. D. H.; Scott, P. F.; Collins, R. A. (1968). "Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source". Nature 217 (5130): 709. Bibcode:1968Natur.217..709H（页面存档备份，存于互联网档案馆）. doi:10.1038/217709a0（页面存档备份，存于互联网档案馆）.
- Pacini, F. (1968). "Rotating Neutron Stars, Pulsars and Supernova Remnants". Nature 219 (5150): 145. Bibcode:1968Natur.219..145P（页面存档备份，存于互联网档案馆）. doi:10.1038/219145a0.