Πάλσαρ Μαύρη Χήρα
| PSR B1957+20 | ||
|---|---|---|
| Αστερισμός: | Βέλος | |
| Συντεταγμένες (εποχή 2000.0): | α = 19h:59m:36,8s, δ = +20°.48′.15″ | |
| Φαινόμενο μέγεθος: | 21 | |
| Είδος αστέρα: | Αστέρας νετρονίων | |
| Περίοδος περιστροφής: | 1,60734 msec | |
| Απόσταση από τη Γη: | 4990 έτη φωτός | |
Ο Πάλσαρ «Μαύρη χήρα» (Black Widow Pulsar, B1957+20, ονομασία ως μεταβλητού αστέρα QX Βέλους) είναι μεταβλητός δι' εκλείψεων υπερταχύς πάλσαρ, που ανακαλύφθηκε το 1988 στον αστερισμό Βέλος. Περιφέρεται μαζί με έναν φαιό νάνο συνοδό γύρω από το κοινό τους κέντρο μάζας, με περίοδο περιφοράς μόλις 9,2 ώρες, από τις οποίες η έκλειψη διαρκεί περί τα 20 λεπτά. Η απόσταση των κέντρων των δύο σωμάτων εκτιμάται σε 1,7 εκατομμύριο χιλιόμετρα. Την εποχή που ανακαλύφθηκε ήταν ο πρώτος τέτοιος πάλσαρ.[1] Η επικρατέστερη ερμηνεία για το σύστημα ήταν ότι ο συνοδός απορροφάται από το βαρυτικό πεδίο του αστέρα νετρονίων και έτσι τού δόθηκε η προσωνυμία «μαύρη χήρα». Αργότερα ανακαλύφθηκε και άλλα παρόμοια συστήματα και το όνομα αναφέρεται γενικότερα πλέον στην κατηγορία των υπερταχέων πάλσαρ που απορροφούν ύλη από τον συνοδό τους.
Μεταγενέστερες παρατηρήσεις φανέρωσαν στο μήκος κύματος H-α ένα τοξοειδές κρουστικό κύμα και ένα μικρότερο στις ακτίνες Χ (παρατηρήθηκε με το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Τσάντρα), που αντιστοιχούσε σε ταχύτητα σχεδόν ενός εκατομμυρίου χιλιομέτρων την ώρα.[2]
Το 2010 υπολογίσθηκε ότι η μάζα του αστέρα νετρονίων είναι τουλάχιστον 1,66 φορά η ηλιακή μάζα και ίσως φθάνει μέχρι τις 2,4 ηλιακές (αν αληθεύει η δεύτερη τιμή, τότε ξεπερνά τον PSR J1614–2230 και έχει τον τίτλο του μεγαλύτερης μάζας αστέρα νετρονίων που είναι γνωστός, κοντά στο όριο Tolman-Oppenheimer-Volkoff).[3]
Εικόνες
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Καλλιτεχνικές αναπαραστάσεις του Πάλσαρ «Μαύρη χήρα» και του περιβάλλοντός του.
-
Ο αστέρας νετρονίων περιβαλλόμενος από το τοξοειδές κρουστικό κύμα του. Οι λευκές ακτίνες υποδεικνύουν σωματίδια ύλης και αντιύλης που εκτοξεύουνται από τον αστέρα. Ο συνοδός είναι υπερβολικά κοντά στον πάλσαρ για να φανεί σε αυτή την κλίμακα. -
Εικόνα σε 1 εκατομμύριο φορές μεγαλύτερη μεγέθυνση από την αριστερή, που δείχνει την επίδραση του αστρικού ανέμου του πάλσαρ στον συνοδό φαιό νάνο, τον οποίο εξατμίζει.
Παραπομπές
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- ↑ Fruchter, A.S.; Stinebring, D.R.; Taylor, J.H. (1988). «A millisecond pulsar in an eclipsing binary». Nature 333 (6170): 237–9. doi:. Bibcode: 1988Natur.333..237F.
- ↑ Chandra X-Ray Observatory data for B1957+20 "[1]"
- ↑ Van Kerkwijk, M.H.; Breton, R.P.; Kulkarni, S.R. (2011). «Evidence for a Massive Neutron Star from a Radial-Velocity Study of the Companion to the Black-Widow Pulsar Psr B1957+20». The Astrophysical Journal 728 (2): 95. doi:. Bibcode: 2011ApJ...728...95V.
Δείτε επίσης
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Εξωτερικοί σύνδεσμοι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  | Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Black Widow Pulsar της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 4.0. (ιστορικό/συντάκτες). |