Spider-Binärsysteme enthalten einen Pulsar – die superdichten, schnell rotierenden Überreste eines Sterns, der als Supernova explodierte – der seinen Begleiter langsam erodiert.
In dieser Abbildung beginnt ein umlaufender Stern, seinen Partner zu verdunkeln, einen schnell rotierenden, superdichten Sternüberrest, der als Pulsar bezeichnet wird. Bildnachweis: NASA / Sonoma State University / Aurore Simonnet.
Spinnensysteme entwickeln sich, weil sich ein Stern in einem Binärsystem schneller entwickelt als sein Partner. Wenn der massereichere Stern zur Supernova wird, hinterlässt er einen Pulsar.
Dieser Sternüberrest sendet Lichtstrahlen mit mehreren Wellenlängen aus, einschließlich Gammastrahlen, die in unser Blickfeld hinein und wieder heraus rauschen und dabei so regelmäßige Pulse erzeugen, dass sie mit der Präzision von Atomuhren mithalten können.
Schon früh „ernährt“ sich ein Spinnenpulsar von seinem Begleiter, indem er einen Gasstrom absaugt.
Während sich das System weiterentwickelt, stoppt die Nahrungszufuhr, da der Pulsar beginnt, sich schneller zu drehen, wodurch Partikelausflüsse und Strahlung erzeugt werden, die die dem Begleiter zugewandte Seite überhitzen und ihn erodieren.
Astronomen unterteilen Spinnensysteme in zwei Typen, die nach Spinnenarten benannt sind, deren Weibchen manchmal ihre kleineren Partner fressen: (i) Schwarze Witwensysteme enthalten Begleiter mit weniger als 5 % der Sonnenmasse; (ii) Redback-Systeme beherbergen größere Begleiter, sowohl in Größe als auch in Masse, die zwischen 10 % und 50 % der Sonne wiegen.
„Eines der wichtigsten Ziele beim Studium von Spinnen ist der Versuch, die Massen der Pulsare zu messen“, sagt Dr. Colin Clark, Astrophysiker am Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik.
„Vor dem Fermi-Gammastrahlen-Weltraumteleskop der NASA kannten wir nur eine Handvoll Pulsare, die Gammastrahlen aussendeten“, fügte die Fermi-Projektwissenschaftlerin Dr. Elizabeth Hays, Astronomin am Goddard Space Flight Center der NASA, hinzu.
„Nach über einem Jahrzehnt der Beobachtungen hat die Mission über 300 identifiziert und einen langen, nahezu ununterbrochenen Datensatz gesammelt, der es der Gemeinschaft ermöglicht, bahnbrechende Wissenschaft zu betreiben.“
Die Astronomen können die Massen von Spinnensystemen berechnen, indem sie ihre Orbitalbewegungen messen.
Beobachtungen mit sichtbarem Licht können messen, wie schnell sich der Begleiter fortbewegt, während Radiomessungen die Geschwindigkeit des Pulsars enthüllen. Diese beruhen jedoch auf der Bewegung auf uns zu und von uns weg.
Für ein nahezu frontales System sind solche Änderungen geringfügig und möglicherweise verwirrend.
Die gleichen Signale könnten auch von einem kleineren, langsamer umlaufenden System erzeugt werden, das von der Seite gesehen wird.
Die Kenntnis der Neigung des Systems relativ zu unserer Sichtlinie ist für die Messung der Masse von entscheidender Bedeutung.
Der Neigungswinkel wird normalerweise mit sichtbarem Licht gemessen, aber diese Messungen sind mit einigen potenziellen Komplikationen verbunden.
Während der Begleiter den Pulsar umkreist, kommt seine überhitzte Seite ins Sichtfeld und wieder heraus, wodurch eine Schwankung des sichtbaren Lichts entsteht, die von der Neigung abhängt.
Die Forscher lernen jedoch immer noch etwas über den Überhitzungsprozess, und Modelle mit unterschiedlichen Erwärmungsmustern sagen manchmal unterschiedliche Pulsarmassen voraus.
Gammastrahlen werden jedoch nur vom Pulsar erzeugt und haben so viel Energie, dass sie sich in einer geraden Linie ausbreiten, unbeeinflusst von Trümmern, sofern sie nicht vom Begleiter blockiert werden.
Wenn Gammastrahlen aus dem Datensatz eines Spinnensystems verschwinden, können Wissenschaftler darauf schließen, dass der Begleiter den Pulsar verdunkelt hat.
Von dort aus können sie die Neigung des Systems in unsere Sichtlinie, die Geschwindigkeiten der Sterne und die Masse des Pulsars berechnen.
PSR B1957+20 war die erste bekannte Schwarze Witwe, die 1988 entdeckt wurde.
Frühere Modelle für dieses System, die aus Beobachtungen im sichtbaren Licht erstellt wurden, stellten fest, dass es um etwa 65 Grad in unsere Sichtlinie gekippt war und die Masse des Pulsars das 2,4-fache der Sonne betrug.
Damit wäre PSR B1957+20 der schwerste bekannte Pulsar, der die theoretische Massengrenze zwischen Pulsar und Schwarzem Loch überspannt.
Beim Betrachten der Fermi-Daten fanden die Studienautoren 15 fehlende Gammastrahlen-Photonen.
Das Timing der Gammastrahlenpulse von diesen Objekten ist so zuverlässig, dass 15 fehlende Photonen über ein Jahrzehnt signifikant genug sind, um festzustellen, dass das System sich verfinstert.
Sie berechneten dann, dass der Doppelstern um 84 Grad geneigt ist und der Pulsar nur 1,8-mal so viel wiegt wie die Sonne.
„Es gibt eine Suche nach massiven Pulsaren, und diese Spinnensysteme gelten als eine der besten Möglichkeiten, sie zu finden“, sagte Dr. Matthew Kerr, Physiker am US Naval Research Laboratory.
„Sie haben einen sehr extremen Massentransferprozess vom Begleitstern zum Pulsar durchlaufen.“
„Sobald wir diese Modelle wirklich verfeinert haben, werden wir mit Sicherheit wissen, ob diese Spinnensysteme massereicher sind als der Rest der Pulsarpopulation.“
Die Ergebnisse wurden heute in der Zeitschrift veröffentlicht Naturastronomie.
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CJ Clark et al. Abschätzung der Masse von Neutronensternen aus Gammastrahlenfinsternissen in Spinnen-Millisekunden-Pulsar-Binärdateien. Nat Astron, online veröffentlicht am 26. Januar 2023; doi: 10.1038/s41550-022-01874-x
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