‘Kara dul’ pulsarlarının kökenini keşfetmek

Doktora Çin Bilimler Akademisi Yunnan Gözlemevlerinden aday GUO Yunlang ve Prof. WANG Bo, He yıldız arkadaşlarıyla birlikte ultra kompakt X-ışını ikili dosyaları (UCXB’ler) aracılığıyla kara dul pulsarlarının oluşumunu araştırdı.

Bu çalışma yayınlandı Kraliyet Astronomi Derneği’nin Aylık Bildirimleri.

Milisaniye pulsarları (MSP’ler), dönüş periyotları 30 ms’den az olan eski radyo pulsarlarıdır. Tutulan MSP’lerin yaklaşık 0.1 ila 1.0 gün arasında değişen yörünge periyotları vardır ve onların eşlik eden yıldızları, sanki yoldaşlarını yenen örümcekler gibi, pulsarın titreşimli radyasyonu tarafından materyalden arındırılır. Bu nedenle, bilim adamları bu örten MSP’leri kara dullar (BW’ler) ve redback’ler (RB’ler) olarak adlandırıyorlar.

BW’lerin 0,05 M’den daha az kütleye sahip arkadaşları var_☉ (Güneş’in kütlesi), RB’lerin 0,1–1,0 M aralığında kütlelere sahip arkadaşları varken_☉. BW’lerin, artan X-ışını pulsarları ve yoldaşın γ-ışını ve MSP’ler tarafından yayılan enerjik parçacıklar tarafından kesildiği izole edilmiş MSP’ler arasındaki evrimsel bağlantı olabileceği öne sürülmüştür.

Son gözlemler, BW’lerin iki alt tipe ayrılabileceğini göstermektedir: biri, eşlik eden kütleli BW’lerdir (M₂) 0,01–0,05 M aralığında_☉diğer alt tip M’ye sahipken₂ ≤ 0,01 M_☉. İlk alt tip, normal yıldızları buharlaştıran pulsar radyasyonu ile açıklanabilir. Bununla birlikte, ikinci alt türün kökeni iyi anlaşılmamıştır.

Bu çalışmada, araştırmacılar M ile BW’lerin kökenini araştırdı.₂ ≤ 0,01 M_☉ UCXB kanalına dayalı buharlaşma sürecini dikkate alarak.

NS+He yıldız sistemlerinin uzun vadeli evrimini, farklı He yıldız kütlelerini ve buharlaşma verimlerini dikkate alarak hesapladılar. Buharlaşma verimliliği, buharlaşma süreci başladığında ikili sistemin evrimsel yolunu etkileyecektir. Daha verimli buharlaşma nedeniyle, buharlaşma verimliliği arttıkça He yıldız kütlesi daha hızlı azalacak ve ikili yörüngeler daha hızlı genişleyecektir.

BW’lerin M ile olduğunu buldular.₂ ≤ 0,01 M_☉ UCXB kanalı tarafından He yıldız yoldaşları ile açıklanabilir. BW’lerin özelliklerini daha da çoğaltmak için, ilk modeller için farklı girdi parametreleri düşündüler. BW özellikleri, uygun buharlaşma verimleri ve ilk NS dönüş periyotları kullanılarak iyi bir şekilde yeniden üretilebilir.

Ek olarak, He yıldız yoldaşlarının kütlesinin ☉ hatta -5 M’ye düşebileceğini buldular._☉ Hubble zamanı içinde. Önceki çalışmalar, He dejenere yoldaşın, eşlik eden kütlesi 0.004 M’ye düşmeden önce gelgit bozulmasına maruz kalacağını öne sürdü._☉. Bu nedenle, He yıldız yoldaşları ile UCXB kanalı yoluyla BW’ler, izole edilmiş MSP’lerin potansiyel atalarıdır. Ayrıca, bu kanal üzerinden izole edilmiş MSP’lerin sayısının 10-80 aralığında olduğunu bulmuşlardır.

Bu çalışma, M ile BW’lerin oluşumunu açıklar.₂ ≤ 0,01 M_☉ve izole MSP’ler üretmek için alternatif bir oluşum kanalı önerdi.