Una stella densa e collassata che ruota 707 volte al secondo, rendendola una delle stelle di neutroni che ruotano più velocemente nella galassia della Via Lattea, ha distrutto e consumato quasi l'intera massa della sua compagna stellare e, nel processo, è diventata la stella di neutroni più pesante osservato fino ad oggi.

Pesare questa stella di neutroni da record, che è in cima alle classifiche a 2,35 volte la massa del sole, aiuta gli astronomi a capire lo strano stato quantistico della materia all'interno di questi oggetti densi, che, se diventano molto più pesanti di così, collassano completamente e scompaiono quando un buco nero.

"Sappiamo più o meno come si comporta la materia a densità nucleari, come nel nucleo di un atomo di uranio", ha affermato Alex Filippenko, illustre professore di astronomia all'Università della California, a Berkeley. "Una stella di neutroni è come un nucleo gigante, ma quando hai una massa solare e mezzo di questa roba, che è di circa 500.000 masse terrestri di nuclei tutti aggrappati insieme, non è affatto chiaro come si comporteranno".

Roger W. Romani, professore di astrofisica alla Stanford University, ha osservato che le stelle di neutroni sono così dense - 1 pollice cubo pesa oltre 10 miliardi di tonnellate - che i loro nuclei sono la materia più densa dell'universo a parte i buchi neri, che poiché sono nascosti dietro il loro orizzonte degli eventi è impossibile da studiare. La stella di neutroni, una pulsar denominata PSR J0952-0607, è quindi l'oggetto più denso in vista della Terra.

La misurazione della massa della stella di neutroni è stata possibile grazie all'estrema sensibilità del telescopio Keck I di 10 metri a Maunakea nelle Hawai'i, che è stato appena in grado di registrare uno spettro di luce visibile dalla stella compagna incandescente, ora ridotta a delle dimensioni di un grande pianeta gassoso. Le stelle si trovano a circa 3.000 anni luce dalla Terra in direzione della costellazione del Sestante.

Scoperta nel 2017, PSR J0952-0607 è indicata come una pulsar "vedova nera", un'analogia con la tendenza delle femmine di ragno vedova nera a consumare il maschio molto più piccolo dopo l'accoppiamento. Filippenko e Romani studiano i sistemi della vedova nera da più di un decennio, sperando di stabilire il limite massimo su come possono crescere grandi stelle di neutroni/pulsar.

"Combinando questa misurazione con quelle di molte altre vedove nere, dimostriamo che le stelle di neutroni devono raggiungere almeno questa massa, 2,35 più o meno 0,17 masse solari", ha detto Romani, professore di fisica alla Stanford's School of Humanities and Sciences e membro del Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology. "A sua volta, questo fornisce alcuni dei più forti vincoli sulla proprietà della materia a una densità di molte volte superiore a quella osservata nei nuclei atomici. In effetti, molti modelli altrimenti popolari della fisica della materia densa sono esclusi da questo risultato."

Se 2,35 masse solari sono vicine al limite superiore delle stelle di neutroni, affermano i ricercatori, è probabile che l'interno sia una zuppa di neutroni e quark su e giù, i costituenti di protoni e neutroni normali, ma non materia esotica, come quark o kaoni "strani", che sono particelle che contengono uno strano quark.

"Una massa massima elevata per le stelle di neutroni suggerisce che si tratta di una miscela di nuclei e dei loro quark su e giù disciolti fino al nucleo", ha detto Romani. "Ciò esclude molti stati della materia proposti, specialmente quelli con composizione interna esotica."

Romani, Filippenko e lo studente laureato di Stanford Dinesh Kandel sono coautori di un articolo che descrive i risultati del team che è stato accettato per la pubblicazione da The Astrophysical Journal Letters .

Quanto possono crescere?

Gli astronomi generalmente concordano sul fatto che quando una stella con un nucleo più grande di circa 1,4 masse solari collassa alla fine della sua vita, forma un oggetto denso e compatto con un interno sottoposto a una pressione così alta che tutti gli atomi vengono schiacciati insieme per formare un mare di neutroni e i loro costituenti subnucleari, i quark. Queste stelle di neutroni nascono ruotando e, sebbene troppo deboli per essere viste nella luce visibile, si rivelano come pulsar, che emettono fasci di luce - onde radio, raggi X o persino raggi gamma - che lampeggiano sulla Terra mentre ruotano, proprio come le stelle di neutroni rotanti. raggio di un faro.

Le pulsar "normali" ruotano e lampeggiano circa una volta al secondo, in media, una velocità che può essere facilmente spiegata data la normale rotazione di una stella prima che collassi. Ma alcune pulsar si ripetono centinaia o fino a 1.000 volte al secondo, il che è difficile da spiegare a meno che la materia non sia caduta sulla stella di neutroni e l'abbia fatta ruotare. Ma per alcuni millisecondi pulsar non è visibile alcun compagno.

Una possibile spiegazione per le pulsar isolate di millisecondi è che ognuna aveva una volta una compagna, ma l'ha ridotta a zero.

"Il percorso evolutivo è assolutamente affascinante. Doppio punto esclamativo", ha detto Filippenko. "Mentre la stella compagna si evolve e inizia a diventare una gigante rossa, il materiale si riversa sulla stella di neutroni, e questo fa girare la stella di neutroni. Ruotando, ora diventa incredibilmente energizzata e un vento di particelle inizia a uscire dal neutrone stella. Quel vento poi colpisce la stella donatrice e inizia a strappare via materiale e, nel tempo, la massa della stella donatrice diminuisce a quella di un pianeta e, se passa ancora più tempo, scompare del tutto. Quindi, ecco come potrebbero essere pulsar solitarie millisecondi All'inizio non erano tutti soli - dovevano essere in una coppia binaria - ma gradualmente sono evaporati via i loro compagni, e ora sono solitari."

La pulsar PSR J0952-0607 e la sua debole stella compagna supportano questa storia di origine per pulsar millisecondi.

"These planet-like objects are the dregs of normal stars which have contributed mass and angular momentum, spinning up their pulsar mates to millisecond periods and increasing their mass in the process," Romani said.

"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. + Esplora ulteriormente

Two millisecond pulsars detected in globular cluster NGC 6440