De kleinste, lichtste neutronenster ooit gezien zou een „vreemde ster“ kunnen zijn

Het leven van elke ster is een gevecht tegen de zwaartekracht. Sterren zijn zo massief dat ze het risico lopen te bezwijken onder hun eigen gewicht, maar dit wordt gecompenseerd door de hitte en druk die een ster genereert door kernfusie. Uiteindelijk komt daar een einde aan. De buitenste lagen van een ster zullen worden afgestoten en de resterende kern zal een stellair overblijfsel worden. Welk soort restant hangt af van de massa van de kern.

Als de kern minder is dan 1,4 zonsmassa, zal hij instorten totdat de druk van elektronen zijn gewicht in evenwicht houdt, en zo een witte dwerg worden. Als de kern massiever is, tot misschien 3 zonsmassa’s, stort hij in totdat de neutronendruk weerstaat, waardoor een neutronenster ontstaat. Daarna zal de kern instorten tot een zwart gat met een stellaire massa.

Dat lijkt althans zo te zijn. De meest massieve witte dwerg die we hebben gevonden is ongeveer 1,35 zonsmassa, en het kleinste zwarte gat dat we hebben waargenomen is ongeveer 2,6 zonsmassa. De zwaarste bevestigde neutronenster is ongeveer 2,14 zonsmassa. Natuurlijk zijn de grenswaarden niet absoluut. Een stellaire kern is misschien iets minder dan 1,4 zonsmassa, maar ervaart een explosieve ineenstorting die hem ertoe aanzet een neutronenster te worden. Neutronensterren van 1,2 of 1,3 zonsmassa’s zouden ongebruikelijk zijn, maar niet onmogelijk. Maar recente waarnemingen van de neutronenster HESS J1731-347 lijken hem een ​​massa van 0,77 zonsmassa’s te geven, wat niet mogelijk zou moeten zijn.

Verwijder alle advertenties op Universe vandaag

Word lid van onze Patreon voor slechts $ 3!

Geniet van de advertentievrije ervaring voor het leven

Neutronensterren zijn notoir moeilijk te masseren. Ze hebben een diameter van slechts ongeveer 20 kilometer en zijn te zien aan de röntgenstralen die ze afgeven. Om de massa te berekenen, heb je over het algemeen ofwel de neutronenster nodig als begeleider van een ster, zodat je de massa kunt bepalen door middel van baandynamica, of het moet een pulsar zijn zodat je radio-waarnemingen kunt gebruiken om een ​​schatting van de massa te krijgen. HESS J1731-347 is geen van beide, maar er is wel een overblijfselnevel omheen. Dat overblijfsel wordt verlicht door een nabije regelmatige ster, waarvan we de afstand wel kennen. De gewone ster is in kaart gebracht door het Gaia-ruimtevaartuig, dus we kennen de afstand heel goed. Op basis van die gegevens keek het team naar het gereflecteerde licht van de nevel om de afstand van HESS J1731-347 te bepalen. Het is ongeveer 8.000 lichtjaar verwijderd, wat dichterbij is dan we dachten.

Omdat het de afstand kende, keek het team vervolgens naar röntgenwaarnemingen van de neutronenster. Gezien hun helderheid komt de berekende massa uit op 0,6 – 0,9 zonsmassa’s, wat ver onder de limiet van de witte dwergmassa ligt. Als deze massa klopt, is ons begrip van neutronensterren niet goed. Een mogelijkheid is dat we niet begrijpen hoe neutronensterren ontstaan. De auteurs stellen een andere mogelijkheid voor, namelijk dat het een soort quarkster zou kunnen zijn die bekend staat als een vreemde ster.

Het verschil tussen een neutronenster en een quarkster. Krediet: CXC/M. Weiss

Het standaardbeeld van neutronensterren is dat het meestal neutronen zijn. Sommige theoretici beweren dat binnen de kern de grens van neutronen zou kunnen breken, waardoor een soep van op- en neerwaartse quarks zou ontstaan, dus een quarkster. Een vreemde ster zou er een zijn waar botsende quarks in de kern vreemde quarks creëren, zodat de neutronenster een kern heeft van op, neer en vreemde quarks. Dit is allemaal hypothetisch, maar aangezien vreemde quarks twintig keer zwaarder zijn dan up- en down-quarks, zou een vreemde ster een veel grotere dichtheid hebben dan een normale neutronenster. Het zou dus zelfs met een massa die veel kleiner is dan de zon, zichzelf bij elkaar kunnen houden.

De derde optie is natuurlijk dat het massaresultaat verkeerd is. Dit is slechts één resultaat, en verschillende factoren kunnen ervoor zorgen dat de neutronenster zwakker lijkt dan hij in werkelijkheid is, waardoor het massaresultaat scheef wordt getrokken. Het is een interessant resultaat, maar niet overtuigend. Zelfs de auteurs erkennen dat er meer waarnemingen nodig zijn om het resultaat te bevestigen. Het is inderdaad een vreemd gezicht, maar het is misschien geen vreemde ster.

Referentie: Doroshenko, Victor, et al. „Een vreemd lichte neutronenster in een supernovarest.“ Natuurastronomie (2022): 1-8.

Kommentar verfassen

Deine E-Mail-Adresse wird nicht veröffentlicht. Erforderliche Felder sind mit * markiert