16 juli 2024

Eerste eclipserende röntgenpulsar ontdekt

Credit: NASA/GSFC

Astronomen van de Universiteit van Amsterdam en collega’s van NASA hebben de eerste milliseconde röntgenpulsar ontdekt die wordt verduisterd door zijn begeleidende ster. Deze ontdekking kan meer licht werpen op de interne structuur en grootte van de lastig te bestuderen neutronensterren en een van de belangrijkste voorspellingen van Einsteins relativiteitstheorie testen. De ontdekking wordt binnenkort gepubliceerd in Astrophysical Journal Letters (voor de niet-abonnees: hier is ’t ook te lezen 😉 ). Een pulsar is een snel roterende neutronenster, het overblijfsel van een ingestorte zware ster die ooit als supernova is ontploft. Neutronensterren zijn anderhalf keer zo zwaar als de zon terwijl ze een diameter hebben van slechts 15 tot 20 kilometer. Het systeem Swift J1749.4-2807 (in het kort J1749) had een röntgenuitbarsting op 10 april 2010. Tijdens deze uitbarsting observeerde NASA’s Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) drie verduisteringen, ontdekte pulsen die de neutronenster als pulsar identificeerden en registreerde zelfs pulsvariaties waaruit de baanperiode van de neutronenster bleek. Een video van het systeem is hier te zien. De röntgenster J1749 werd ontdekt in juni 2006, toen een kleinere uitbarsting de aandacht trok van NASA’s Swift-satelliet. Waarnemingen met Swift, RXTE en andere telescopen toonden aan dat deze ster een dubbelstersysteem is in de richting van het sterrenbeeld Boogschutter op een afstand van 250 biljard kilometer van de aarde. Ook was al duidelijk dat de neutronenster in het systeem actief gas aantrekt van zijn begeleider. Dit gas verzamelt zich in een accretieschijf rond de neutronenster. Zoals de meeste accreterende dubbelsterren ondergaat J1749 uitbarstingen als er gas vanuit de schijf op de neutronenster valt. Het krachtige magneetveld van de pulsar kanaliseert het gas naar de magnetische polen. Doordat de zo gevormde energierijke ‘hotspots’ met de ster meedraaien, ontstaan snelle röntgen-pulsen. J1749 draait 518 keer per seconde om zijn as (de aarde doet 24 uur over één omwenteling). Bovendien veroorzaakt de baanbeweging van de pulsar kleine, maar regelmatige veranderingen in de frequentie van de röntgen-pulsen. Uit die veranderingen is af te leiden dat de twee sterren in bijna 9 uur om elkaar heen draaien. Ter vergelijking: de aarde beschrijft een volledige baan rond de zon in 365 dagen. Tijdens de één week durende uitbarsting waren er drie perioden van 36 minuten waarin de röntgen-emissie van J1749 voor korte tijd verdween. Elke van deze verduisteringen vond plaats op het moment dat de neutronenster achter de normale ster in het systeem langsging. “Dit is een fantastisch resultaat”, zegt eerste auteur Diego Altamirano (UvA). “We kennen slechts 13 neutronensterren die meer dan 100 keer per seconde om hun as draaien, en dit is de eerste die ook eclipseert” “We kunnen nu de grootte en massa van de begeleidende ster met ongeëvenaarde nauwkeurigheid vaststellen.” De astronomen leidden af dat de ster 60-80% van de massa van de zon heeft. “Hij wordt steeds een beetje lichter, doordat de neutronenster hem met zijn extreme zwaartekracht langzaam opeet”, aldus Altamirano. De massa van de pulsar wordt door de astronomen geschat op 1,4 tot 2,2 zonsmassa’s. Om ook zeer nauwkeurig de massa en de afmeting van de pulsar te kunnen vaststellen (dezelfde informatie die de baanbeweging van de pulsar heeft opgeleverd over de ster) moet de begeleidende ster nader worden bestudeerd met optische of infraroodtelescopen.

Testcase voor de Relativiteitstheorie

Met zeer nauwkeurige metingen aan de röntgen-pulsen vlak voor en na een bedekking kan ook een van de tests van Einsteins Algemene Relativiteitstheorie worden gedaan: de tijdvertraging van Shapiro. Een van de consequenties van relativiteit is dat een signaal een heel kleine tijdvertraging laat zien als het zeer dicht langs een zwaar object beweegt. De vertraging wordt voor J1749 voorspeld op 21 microseconden, 10.000 keer zo snel als een knipoog. Met slechts drie eclipsen kon RXTE niet genoeg data verzamelen om een grote vertraging te meten. Maar wel viel een bovenlimiet af te leiden voor de massa van de ster. Als die meer dan 2,2 keer zo zwaar zou zijn als de zon, zou de vertraging zijn gezien. Bron: Nova.

Share

Speak Your Mind

*