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Escudriñando el Lado Oscuro: Líneas de Magnesio Establecen una Estrella de Neutrones Masiva en PSR J2215+5135

Autor/es: M. Linares, T. Shahbaz, J. Casares

Referencia: 2018 ApJ 859 1 | Enlace

Usando un método pionero, el equipo ha medido la velocidad de las dos caras de la estrella compañera. Créditos: G. Pérez-Díaz/IAC, R. Hynes.
Usando un método pionero, el equipo ha medido la velocidad de las dos caras de la estrella compañera. Créditos: G. Pérez-Díaz/IAC, R. Hynes.

Los púlsares milisegundo (MSP) en sistemas binarios compactos brindan una buena oportunidad para buscar las estrellas de neutrones más masivas. Sus estrellas compañeras de secuencia principal a menudo son intensamente irradiadas por el pulsar, desplazando el centro efectivo de luz de su baricentro, y haciendo que las mediciones de masa sean inciertas. Presentamos una serie de observaciones ópticas espectroscópicas y fotométricas de PSR J2215+5135, un MSP binario de la clase "redback" en una órbita de 4,14 horas, y medimos un contraste de temperatura drástico entre el lado oscuro/frío (TN = 5660 K) y el lado brillante/caliente (TD = 8080 K) de la estrella compañera. Encontramos que las velocidades radiales dependen sistemáticamente de las líneas de absorción atmosféricas utilizadas para medirlas. Concretamente, la semi-amplitud de la curva de velocidad radial (RVC) de J2215 medida con líneas del triplete de magnesio es sistemáticamente más alta (un 10%) que la medida con líneas de hidrógeno Balmer. Interpretamos esto como una consecuencia de la fuerte irradiación, por la cual las líneas metálicas dominan el lado oscuro de la compañera (que se mueve más rápido) y las líneas de Balmer trazan su lado brillante (más lento). Además, usando un modelo físico de una estrella irradiada para ajustar simultáneamente las RVC de dos especies y las curvas de luz en tres bandas, encontramos una velocidad de centro de masa de K2 = 412.3 ± 5.0 km s-1 y una inclinación orbital i = 63.9º. Nuestro modelo es capaz de reproducir los flujos y velocidades observadas sin invocar irradiación a través de una fuente extendida. Medimos masas de M1 = 2.27 M y M2 = 0.33 M para la estrella de neutrones y la estrella compañera, respectivamente. Si se confirma, un púlsar así de masivo descartaría algunas de las ecuaciones de estado propuestas para el interior de la estrella de neutrones.

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