Los astrónomos inspeccionan la formación del púlsar de milisegundos PSR J1946 + 3417

La impresión de un artista de un púlsar de milisegundos y su compañero.

Un equipo de astrónomos chinos ha realizado un estudio destinado a inspeccionar escenarios de formación para el púlsar de milisegundos PSR J1946 + 3417.

Descubrieron que el púlsar probablemente se formó como resultado de una transición de fase. La investigación se publicó el 10 de junio en el servidor de preimpresión arXiv.

Los púlsares son estrellas de neutrones rotativas altamente magnetizadas que emiten un haz de radiación electromagnética.

Los púlsares que giran más rápidamente, con períodos de rotación por debajo de 30 milisegundos, se conocen como púlsares de milisegundos (MSP).

Los astrónomos asumen que se forman en sistemas binarios cuando el componente inicialmente más masivo se convierte en una estrella de neutrones que luego gira debido a la acumulación de materia de la estrella secundaria.

PSR J1946 + 3417 es un MSP excéntrico (eMSP) con un período de giro de 3,17 ms. Consiste en una estrella de neutrones aproximadamente un 80 por ciento más masiva que nuestro sol y una enana blanca con una masa de aproximadamente 0,266 masas solares.

El sistema tiene un período orbital de aproximadamente 27 días y una excentricidad orbital a un nivel de 0,134.

Tal alta excentricidad de PSR J1946 + 3417 desafía las teorías actuales de formación de MSP, por lo que un equipo de astrónomos liderado por Long Jiang del Observatorio Astronómico de Xinjiang en China decidió realizar simulaciones para encontrar el escenario más plausible que pudiera explicar el origen de esta fuente. .

«Empleando el código de evolución estelar MESA, simulamos la evolución de su progenitor», explicaron los investigadores.

El equipo logró simular la evolución del progenitor de PSR J1946 + 3417.

Según su modelo, la estrella de neutrones tenía una masa inicial de alrededor de 1,4 masas solares y la compañera era una estrella de secuencia principal aproximadamente un 60 por ciento más masiva que el sol.

Posteriormente, el binario, que tiene un período orbital inicial de aproximadamente 2,59 días, se convirtió en un sistema binario de rayos X posterior a la masa baja (posterior a LMXB).

Basándose en los datos obtenidos, los astrónomos proponen que la formación y evolución de PSR J1946 + 3417 puede explicarse por la llamada transición de fase (PT) de estrella de neutrones (NS) a estrella extraña (SS).

Este proceso puede ocurrir cuando la densidad del núcleo de acreción de NS en un sistema LMXB alcanza la densidad crítica para la desconfinación de los quarks.

Los autores del artículo concluyeron que la hipótesis de transición de fase es la más plausible que podría explicar las propiedades actuales de PSR J1946 + 3417.

«Los resultados muestran que el escenario PT puede reproducir el período orbital observado y la excentricidad con mayor probabilidad que otros valores», escribieron los científicos en el estudio.

Agregaron que otros dos eMSP, designados PSR J1618-3921 y PSR J0955-6150 probablemente experimentaron procesos evolutivos similares a PSR J1946 + 3417.

Sin embargo, se requieren más estudios para confirmar esta suposición.