Astronomen hebben de tot nu toe zwaarste neutronenster gevonden. Het team, met onder anderen de Nederlandse astronoom Jason Hessels (ASTRON/UvA), gebruikte voor hun waarnemingen de Amerikaanse Green Bank Telescope in West Virginia. Het onderzoek zet verschillende theorieën binnen de natuur- en sterrenkunde op hun kop. Het resultaat wordt 28 oktober in Nature gepubliceerd.
Neutronenster PSR J1614-2230 is bijna twee keer zo zwaar als onze zon. “Dit is verrassend”, zegt eerste auteur Paul Demorest van het Amerikaanse National Radio Astronomy Observatory (NRAO), “want veel theoretische modellen voor de interne samenstelling van zulke sterren hadden zo'n grote massa niet voorspeld.” "Ook heeft deze meting gevolgen voor ons begrip van super-compacte materie en van veel aspecten van de nucleaire fysica”, voegt hij eraan toe.
Een neutronenster is de ineengestorte kern van een zware ster, die overblijft als de ster aan het eind van zijn leven explodeert als supernova. De massa is samengeperst in een bol met een diameter van slechts ongeveer 20 kilometer, waardoor de protonen en elektronen zijn samengesmolten tot neutronen. Een neutronenster kan zelfs compacter zijn dan een atoomkern en een theelepel neutronenster-materie weegt meer dan 500 miljoen ton. Door de enorme dichtheid van de materie zijn neutronensterren natuurlijke laboratoria om de meest extreme eigenschappen van materie te kunnen bestuderen.
Om de massa van neutronenster PSR J1614-2230 en zijn begeleidende witte dwerg te kunnen meten, hebben de astronomen gebruik gemaakt van een effect dat wordt verklaard door de Algemene Relativiteitstheorie van Albert Einstein. Deze neutronenster is eigenlijk een pulsar, die regelmatig radio-flitsen uitzendt, vergelijkbaar met de lichtflitsen van een roterende vuurtoren. PSR J1614-2230 draait 317 keer per seconde om zijn rotatie-as en beschrijft elke negen dagen een baan rond zijn begeleider. Dit dubbelstersysteem staat ongeveer 3.000 lichtjaar bij ons vandaan, met een baanoriëntatie die zeer geschikt is om de massa van de twee sterren precies te kunnen meten.
Als de witte dwerg voor de pulsar staat, moeten de radiogolven van de pulsar vlak langs die ster heen. Doordat de witte dwerg een sterk zwaartekrachtsveld heeft, worden de pulsen vertraagd. Dit effect heet ‘Shapiro Delay’ en is gebruikt voor de precieze massabepaling van de twee sterren.
"Wij hebben echt mazzel gehad”, zegt co-auteur Hessels. “We hebben het signaal van de snelroterende pulsar bijna perfect kunnen volgen. En doordat ook de witte dwerg vrij zwaar is, zagen we een zeer duidelijke, goed te meten Shapiro Delay. We hebben daarbij ook geprofiteerd van een nieuw pulsar-instrument op de Green Bank telescoop.”
Vooraf hadden de astronomen de massa van de pulsar geschat op 1,4 zonsmassa's. Ze waren dus verbaasd dat hij eigenlijk bijna twee keer zo zwaar is als de zon (1,97 zonsmassa’s). Zoveel extra massa heeft een grote invloed op het begrip van de samenstelling van zo'n ster: sommige theoretische modellen voorspellen exotische deeltjes zoals hyperonen of kaonen binnen een neutronenster. “Maar die theorieën kloppen niet met onze metingen”, zegt co-auteur Scott Ransom (NRAO).
Parallel aan de Nature-publicatie komt er een tweede artikel uit over de theoretische betekenis van de resultaten. Dit verschijnt in Astrophysical Journal Letters. Volgens Feryal Özel (University of Arizona), hoofdauteur van het tweede artikel, impliceren de metingen dat als er quark-deeltjes voorkomen in de kern van een neutronenster, deze niet ‘vrij’ kunnen zijn. “Die quarks moeten vrijwel hetzelfde gedrag vertonen als quarks binnen een normale atoomkern”, aldus Özel.
Er blijven nog enkele andere theorieën over om de interne samenstelling van neutronensterren te verklaren, maar de nieuwe resultaten leggen die wel een aantal beperkingen op; zo moet de zonsmassa van 1,97 kunnen worden verklaard. Hessels is opgetogen over het feit “dat maar één getal, de massa van deze pulsar, ons zoveel kan leren over diverse aspecten van de natuur- en sterrenkunde”.
NRAO
Astronomen ontdekken zwaarste neutronenster ooit
