En tät, kollapsad stjärna som snurrar 707 gånger per sekund – vilket gör den till en av de snabbast snurrande neutronstjärnorna i Vintergatans galax – har rivit sönder och förbrukat nästan hela massan av sin stjärnkamrat och, i processen, växt till den tyngsta neutronstjärnan observerats hittills.

Att väga denna rekordsättande neutronstjärna, som toppar kartorna med 2,35 gånger solens massa, hjälper astronomer att förstå materiens konstiga kvanttillstånd inuti dessa täta föremål, som - om de blir mycket tyngre än så - kollapsar helt och försvinner när ett svart hål.

"Vi vet ungefär hur materia beter sig vid kärndensiteter, som i kärnan i en uranatom", säger Alex Filippenko, framstående professor i astronomi vid University of California, Berkeley. "En neutronstjärna är som en gigantisk kärna, men när du har en och en halv solmassa av det här, vilket är ungefär 500 000 jordmassor av kärnor som alla klamrar sig samman, är det inte alls klart hur de kommer att bete sig."

Roger W. Romani, professor i astrofysik vid Stanford University, noterade att neutronstjärnor är så täta – 1 kubiktum väger över 10 miljarder ton – att deras kärnor är den tätaste materia i universum förutom svarta hål, som eftersom de är gömda bakom deras händelsehorisont är omöjliga att studera. Neutronstjärnan, en pulsar betecknad PSR J0952-0607, är alltså det tätaste föremålet inom synhåll från jorden.

Mätningen av neutronstjärnans massa var möjlig tack vare den extrema känsligheten hos 10-meters Keck I-teleskopet på Maunakea i Hawai'i, som precis kunde registrera ett spektrum av synligt ljus från den hett glödande medföljande stjärnan, nu reducerad till storleken på en stor gasformig planet. Stjärnorna är cirka 3 000 ljusår från jorden i riktning mot stjärnbilden Sextans.

Upptäckt 2017, PSR J0952-0607 hänvisas till som en "svart änka" pulsar - en analogi till tendensen hos kvinnliga svarta änkaspindlar att konsumera den mycket mindre hanen efter parning. Filippenko och Romani har studerat svarta änkor i mer än ett decennium i hopp om att fastställa den övre gränsen för hur stora neutronstjärnor/pulsarer kan växa.

"Genom att kombinera denna mätning med de från flera andra svarta änkor visar vi att neutronstjärnor måste nå åtminstone denna massa, 2,35 plus eller minus 0,17 solmassor", säger Romani, som är professor i fysik vid Stanfords School of Humanities and Sciences. och medlem av Kavli-institutet för partikelastrofysik och kosmologi. "Detta ger i sin tur några av de starkaste begränsningarna för materiens egenskaper vid flera gånger densiteten som ses i atomkärnor. Faktum är att många annars populära modeller av tät materias fysik utesluts av detta resultat."

Om 2,35 solmassor är nära den övre gränsen för neutronstjärnor, säger forskarna, så är det inre sannolikt en soppa av neutroner såväl som upp- och nerkvarkar – beståndsdelarna i normala protoner och neutroner – men inte exotisk materia, som "konstiga" kvarkar eller kaoner, som är partiklar som innehåller en konstig kvark.

"En hög maximal massa för neutronstjärnor tyder på att det är en blandning av kärnor och deras upplösta kvarkar hela vägen till kärnan," sa Romani. "Detta utesluter många föreslagna materiatillstånd, särskilt de med exotisk inre sammansättning."

Romani, Filippenko och Stanford doktorand Dinesh Kandel är medförfattare till en artikel som beskriver teamets resultat som har godkänts för publicering av The Astrophysical Journal Letters .

Hur stora kan de växa?

Astronomer är generellt överens om att när en stjärna med en kärna som är större än cirka 1,4 solmassor kollapsar i slutet av sin livstid, bildar den ett tätt, kompakt föremål med ett inre under så högt tryck att alla atomer slås samman och bildar ett hav av neutroner och deras subnukleära beståndsdelar, kvarkar. Dessa neutronstjärnor föds snurrande, och även om de är för svaga för att ses i synligt ljus, avslöjar de sig som pulsarer, som sänder ut ljusstrålar – radiovågor, röntgenstrålar eller till och med gammastrålar – som blinkar med jorden när de snurrar, ungefär som de roterande stråle av en fyr.

"Vanliga" pulsarer snurrar och blinkar ungefär en gång per sekund i genomsnitt, en hastighet som lätt kan förklaras med tanke på en stjärnas normala rotation innan den kollapsar. Men vissa pulsarer upprepar hundratals eller upp till 1 000 gånger per sekund, vilket är svårt att förklara om inte materia har fallit på neutronstjärnan och snurrat upp den. Men under några millisekundspulsarer är ingen följeslagare synlig.

En möjlig förklaring till isolerade millisekundspulsarer är att var och en en gång hade en följeslagare, men den gjorde det till ingenting.

"Den evolutionära vägen är helt fascinerande. Dubbelt utropstecken," sa Filippenko. "När den medföljande stjärnan utvecklas och börjar bli en röd jätte, rinner material över till neutronstjärnan, och det snurrar upp neutronstjärnan. Genom att snurra upp blir den nu otroligt energifylld och en vind av partiklar börjar komma ut från neutronen. stjärnan. Den vinden träffar sedan givarstjärnan och börjar ta bort material, och med tiden minskar givarstjärnans massa till en planets massa, och om ännu mer tid går försvinner den helt. Så det är så ensamma millisekundpulsarer kan vara De var inte helt ensamma till att börja med – de måste vara i ett binärt par – men de evaporerade gradvis bort sina följeslagare och nu är de ensamma."

Pulsaren PSR J0952-0607 och dess svaga medföljande stjärna stödjer denna ursprungsberättelse för millisekundspulsarer.

"Dessa planetliknande objekt är skräp från normala stjärnor som har bidragit med massa och rörelsemängd, som snurrar upp sina pulsarkompisar till millisekundsperioder och ökar deras massa i processen," sa Romani.

"In a case of cosmic ingratitude, the black widow pulsar, which has devoured a large part of its mate, now heats and evaporates the companion down to planetary masses and perhaps complete annihilation," said Filippenko.

Spider pulsars include redbacks and tidarrens

Finding black widow pulsars in which the companion is small, but not too small to detect, is one of few ways to weigh neutron stars. In the case of this binary system, the companion star—now only 20 times the mass of Jupiter—is distorted by the mass of the neutron star and tidally locked, similar to the way our moon is locked in orbit so that we see only one side. The neutron star-facing side is heated to temperatures of about 6,200 Kelvin, or 10,700 degrees Fahrenheit, a bit hotter than our sun, and just bright enough to see with a large telescope.

Filippenko and Romani turned the Keck I telescope on PSR J0952-0607 on six occasions over the last four years, each time observing with the Low Resolution Imaging Spectrometer in 15-minute chunks to catch the faint companion at specific points in its 6.4-hour orbit of the pulsar. By comparing the spectra to that of similar sun-like stars, they were able to measure the orbital velocity of the companion star and calculate the mass of the neutron star.

Filippenko and Romani have examined about a dozen black widow systems so far, though only six had companion stars bright enough to let them calculate a mass. All involved neutron stars less massive than the pulsar PSR J0952-060. They're hoping to study more black widow pulsars, as well as their cousins:redbacks, named for the Australian equivalent of black widow pulsars, which have companions closer to one-tenth the mass of the sun; and what Romani dubbed tidarrens—where the companion is around one-hundredth of a solar mass—after a relative of the black widow spider. The male of this species, Tidarren sisyphoides, is about 1% of the female's size.

"We can keep looking for black widows and similar neutron stars that skate even closer to the black hole brink. But if we don't find any, it tightens the argument that 2.3 solar masses is the true limit, beyond which they become black holes," Filippenko said.

"This is right at the limit of what the Keck telescope can do, so barring fantastic observing conditions, tightening the measurement of PSR J0952-0607 likely awaits the 30-meter telescope era," added Romani.

Other co-authors of the ApJ Letters paper are UC Berkeley researchers Thomas Brink and WeiKang Zheng. + Utforska vidare

Two millisecond pulsars detected in globular cluster NGC 6440