Så hvordan tar du temperaturen på en av de mest eksotiske objektene i universet? En nøytronstjerne (~ 1,35 til 2,1 solmasser, som bare måler 24 km over), er resten av en supernova etter at en stor stjerne døde. Selv om de ikke er massive nok, blir det til et svart hull, fremhever nøytronstjerner fortsatt materie, og trekker gass fra en binær partner, som ofte gjennomgår lange perioder med fakling.
Heldigvis kan vi observere røntgenflusser (ved hjelp av instrumentering som f.eks Chandra), men det er ikke selve fakkelet som kan avsløre temperaturen eller strukturen til en nøytronstjerne.
På AAS-konferansen i forrige uke, detaljer om resultatene fra en røntgenobservasjonskampanje av MXB 1659-29, en kvasi-vedvarende røntgenovergangskilde (dvs. en nøytronstjerne som blusser i lengre perioder), avslørte noen fascinerende innsikter til nøytronstjernes fysikk, noe som viser at når en nøytronstjernes skorpe avkjøles, blir jordskorpesammensetningen avslørt og temperaturen til disse eksotiske supernova-restene kan måles ...
Under et fakkelutbrudd genererer nøytronstjerner røntgenstråler. Disse røntgenkildene kan måles og deres utvikling spores. Når det gjelder MXB 1659-29, brukte Ed Cackett (Univ. Of Michigan) data fra NASAs Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) for å overvåke kjøling av nøytronstjerneskorpen etter en lengre periode med røntgenstråling. MXB 1659-29 blusset i 2,5 år til den “slått av” i september 2001. Siden den gang ble kilden observert periodisk for å måle den eksponentielle reduksjonen i røntgenutslipp.
Så hvorfor er dette viktig? Etter en lang periode med røntgenflaring vil skorpen til en nøytronstjerne varme opp. Imidlertid antas det at kjernen til nøytronstjernen vil forbli relativt kald. Når nøytronstjernen slutter å fakle (som akkresjon av gass, mating av fakkel, slås av), går varmekilden til skorpen tapt. I løpet av denne perioden med "ro" (ingen fakling), avslører den avtagende røntgenstrømmen fra den avkjølende nøytronstjernekorpsen et stort vell av informasjon om egenskapene til nøytronstjernen.
Under ro vil astronomer observere røntgenstråler som sendes ut fra overflaten til nøytronstjernen (i motsetning til blussene), slik at direkte målinger kan gjøres av nøytronstjernen. I presentasjonen sin undersøkte Cackett hvordan røntgenstrømmen fra MXB 1659-29 reduserte eksponentielt og deretter utjevnet seg med en konstant fluks. Dette betyr at skorpen avkjøles raskt etter faklingen, og til slutt når termisk likevekt med nøytronstjernen. Ved å bruke denne metoden kan derfor nøytronstjernetemperaturen utledes.
Inkludert dataene fra en annen nøytronstjerne røntgenovergang KS 1731-260, antyder kjølehastighetene som ble observert under begynnelsen av ro, at disse gjenstandene har velordnede skorpegitter med svært få urenheter. Den raske temperaturnedgangen (fra fakkel til ro) tok omtrent 1,5 år å nå termisk likevekt med nøytronstjernen. Ytterligere arbeid vil nå bli utført ved hjelp av Chandra-data, slik at mer informasjon om disse raskt spinnende eksotiske objektene kan avdekkes.
Plutselig ble nøytronstjerner litt mindre mystiske for meg i 10-minutterspraten forrige tirsdag, jeg elsker konferanser…
Relaterte publikasjoner:
- Chandra og Swift-observasjoner av den kvasi-vedvarende nøytronstjerne forbigående EXO 0748-676 i ro, Degenaar et al., 2008
- KYLKJOLKURVEN FOR NEUTRON STAREN I MXB 1659-29, Rudy Wijnands, 2004
