Visa källa för PSR J0348+0432

{{Stjärnfakta
|namn             = PSR J0348+0432
|bild                = Taurus IAU.svg
|bildtext          = 
|epok              = J2000.0
|stjärnbild       = [[Oxen (stjärnbild)|Oxen]]
|rektascension   = {{RA|03|48|43,639}}<ref name="A"/>
|deklination       = {{DEK|+04|32|11,458 }}<ref name="A"/>
|skenbar_magnitud = 
|spektraltyp        = [[Pulsar]]
|u-b_färgindex   = 
|b-v_färgindex   =  
|upptäckt            =  
|variabeltyp        = 
|radial_v             = -1 ± 20<ref name="A"/>
|egen_ra             = +4,04<ref name="A"/>
|egen_dek           = +3,5<ref name="A"/>
|parallax             = 0,47
|parallax_fel       =	
|ljusår                 = ca 7 000
|parsec                = ca 2 100<ref name="A"/>
|absolut_magnitud = 
|massa                = 2,01<ref name="A"/> 
|radie                  = 1,87 x 10-5	
|luminositet        = 
|temperatur         = 
|metallicitet        = 
|vinkelhastighet  =  
|ålder                  = 2,6<ref name="C"/> miljarder
|andra_namn = PSR J0348+0432, SDSS J034843.63+043211.3, Gaia DR2 3273288485744249344, Gaia DR3 3273288485744249344<ref name=SIMBAD/> }}

'''PSR J0348+0432''' är en [[dubbelstjärna]] belägen i den södra delen av [[stjärnbilden]] [[Oxen (stjärnbild)|Oxen]]. Den är ett binärt system av en [[pulsar]] och en [[vit dvärg]], som upptäcktes [[2007]] med National Radio Astronomy Observatorys Robert C. Byrd Green Bank Telescope i en drift-scan-undersökning.<ref name="B"/> Baserat på uppskattad [[parallax]] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 7&nbsp;000 [[ljusår]] (ca 2&nbsp;100 [[parsek]])<ref name="A"/> från [[solen]]. Den rör sig närmare [[solen]] med en [[heliocentrisk]] [[radialhastighet]] på ca -1 km/s.<ref name="A"/>

==Observation==
År 2013 tillkännagavs en massmätning av en [[neutronstjärna]] på drygt två gånger solens massa (2,01±0,04 solmassor).<ref name="A"/> Mätningen gjordes med en kombination av radiotiming och exakt [[spektroskopi]] av den vita dvärgen. Detta är något högre än, men statistiskt sett omöjligt att skilja från, massan av [[PSR J1614−2230]], som mättes med Shapiro-fördröjningen.<ref name="C"/> Mätningen bekräftade förekomsten av sådana massiva neutronstjärnor med hjälp av en annan mätteknik.

[[File:Artist’s impression of the pulsar PSR J0348+0432 and its white dwarf companion.jpg|thumb|250px|En konstnärs intryck av pulsaren ''PSR J0348+0432'' och dess vita dvärg som följeslagare.]]
År 2011 observerades den vita dvärgen som följeslagare till pulsaren med FORS2-spektrografen från [[European Southern Observatory]]'s [[Very Large Telescope]] i [[Chile]]. Dessa data kombinerades med radioobservationer för att bestämma massan av den vita dvärgen och pulsaren. Radiotiming av pulsaren med 305-meters [[radioteleskop]]et vid [[Arecibo-observatoriet]] och Effelsbergs 100-meters radioteleskop upptäckte snart också systemets omloppsavklingning på grund av emission av [[gravitationsvåg]]or. Detta matchade den hastighet som förutspåddes av [[allmän relativitet]].<ref name="A"/><ref name="G"/><ref name="H"/>

Den första radiopulsaren upptäcktes [http://1967 1967] av [[Jocelyn Bell]] och hennes rådgivare, Antony Hewish med hjälp av Interplanetary Scintillation Array.<ref name="D"/> Franco Pacini och [[Thomas Gold]] lade snabbt fram idén att pulsarer är starkt magnetiserade roterande neutronstjärnor, som bildas som ett resultat av en [[supernova]] i slutet av livet för stjärnor som är mer massiva än cirka 10 gånger solens massa (M☉).<ref name="E"/><ref name="F"/>

==Egenskaper==
Primärstjärnan ''PSR J0348+0432'' har en en massa som är lika med ca 2<ref name="C"/> [[solmassa|solmassor]], en radie som är ca 1,87 x 10<sup>-5</sup><ref name="C"/> [[solradie]]. 

Kombinationen av en stor neutronstjärnemassa, lågmassig vit dvärg (massförhållande ~ 1:11,7) och kort [[siderisk omloppstid|omloppsperiod]] (2 timmar och 27 minuter) gör det möjligt för astronomer att testa generell relativitet i en regim av extrema [[gravitationsfält]], där den aldrig tidigare testats. Resultatet har också betydelse för direkt detektering av gravitationsvågor och för förståelsen av stjärnutvecklingen.<ref name="G"/> Den uppmätta massan av 2,01 ± 0,04 solmassor sätter en empirisk nedre gräns för värdet på [[Tolman–Oppenheimer–Volkoff-massa]].

''PSR J0348+0432'' är också en kandidat som [[hyperon]]stjärna, en massiv neutronstjärna som innehåller hyperioner.<ref name="I"/><ref name="J"/>

==Referenser==
{{enwp|url=https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=PSR_J0348%2B0432&oldid=1186331219|artikel=PSR J0348+0432|datum= 22 november 2023.}}

===Noter===

<references>

<ref name="A">Antoniadis, J.; Freire, P. C. C.; Wex, N.; Tauris, T. M.; Lynch, R. S.; Van Kerkwijk, M. H.; Kramer, M.; Bassa, C.; Dhillon, V. S.; Driebe, T.; Hessels, J. W. T.; Kaspi, V. M.; Kondratiev, V. I.; Langer, N.; Marsh, T. R.; McLaughlin, M. A.; Pennucci, T. T.; Ransom, S. M.; Stairs, I. H.; Van Leeuwen, J.; Verbiest, J. P. W.; Whelan, D. G. (2013). "A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Binary". Science. 340 (6131): 1233232. arXiv:1304.6875. Bibcode:2013Sci...340..448A. doi:10.1126/science.1233232. PMID 23620056. S2CID 15221098.</ref>
<ref name="B">Lynch, R. S.; Boyles, J.; Ransom, S. M.; Stairs, I. H.; Lorimer, D. R.; McLaughlin, M. A.; Hessels, J. W. T.; Kaspi, V. M.; Kondratiev, V. I.; Archibald, A. M.; Berndsen, A.; Cardoso, R. F.; Cherry, A.; Epstein, C. R.; Karako-Argaman, C.; McPhee, C. A.; Pennucci, T.; Roberts, M. S. E.; Stovall, K.; Van Leeuwen, J. (2013). "The Green Bank Telescope 350 MHz Drift-scan Survey II: Data Analysis and the Timing of 10 New Pulsars, Including a Relativistic Binary". The Astrophysical Journal. 763 (2): 81. arXiv:1209.4296. Bibcode:2013ApJ...763...81L. doi:10.1088/0004-637X/763/2/81. S2CID 52043066.</ref>
<ref name="C">Demorest, P. B.; Pennucci, T.; Ransom, S. M.; Roberts, M. S. E.; Hessels, J. W. T. (2010). "A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay". Nature. 467 (7319): 1081–1083. arXiv:1010.5788. Bibcode:2010Natur.467.1081D. doi:10.1038/nature09466. PMID 20981094. S2CID 205222609.</ref>
<ref name="D">Hewish, A.; Bell, S. J.; Pilkington, J. D. H.; Scott, P. F.; Collins, R. A. (1968). "Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source". Nature. 217 (5130): 709. Bibcode:1968Natur.217..709H. doi:10.1038/217709a0. S2CID 4277613.</ref>
<ref name="E">Pacini, F. (1968). "Rotating Neutron Stars, Pulsars and Supernova Remnants". Nature. 219 (5150): 145–146. arXiv:astro-ph/0208563. Bibcode:1968Natur.219..145P. doi:10.1038/219145a0. S2CID 4188947.</ref>
<ref name="F">Gold, T. (1968). "Rotating Neutron Stars as the Origin of the Pulsating Radio Sources". Nature. 218 (5143): 731–732. Bibcode:1968Natur.218..731G. doi:10.1038/218731a0. S2CID 4217682.</ref>
<ref name="G">Cowen, Ron (25 April 2013). "Massive double star is latest test for Einstein's gravity theory". Nature. doi:10.1038/nature.2013.12880. S2CID 123752543. Hämtad 12 maj 2013.</ref>
<ref name="H">"A heavyweight for Einstein". Max Planck Institute for Radio Astronomy, Bonn. 25 April 2013. Hämtad 13 maj 2013.</ref>
<ref name="I">Zhao, Xian-Feng (2017a). "Can the massive neutron star PSR J0348+0432 be a hyperon star?". Acta Physica Polonica B. 48 (2): 171. arXiv:1712.08870. Bibcode:2017AcPPB..48..171Z. doi:10.5506/APhysPolB.48.171. {{ISSN|0587-4254}}. S2CID 119207371.</ref>
<ref name="J">Zhao, Xian-Feng (2017b). "The hyperons in the massive neutron star PSR J0348+0432". Chinese Journal of Physics. 53 (4): 221–234. arXiv:1712.08854. doi:10.6122/CJP.20150601D.</ref>
<ref name=SIMBAD>PSR J0348+0432 (unistra.fr). Hämtad 2023-12-07.</ref>

</references>

==Externa länkar==
* https://www.universeguide.com/star/star/134439/psrj03480432.

{{Stjärnor i Oxen}}

{{STANDARDSORTERING:PSR J0348+0432}}

[[Kategori:Stjärnbilden Oxen]]
[[Kategori:Pulsarer]]
[[Kategori:Vita dvärgar]]
[[Kategori:Dubbelstjärnor]]
[[Kategori:Astronomiska upptäckter 2007]]