Rentgenowskie pełne pole widzenia gromady gwiazdowej 47 Tucanae. Źródło zdjęcia: NASA / CXC / Northwestern U./C. Heinke i in. Kliknij, aby powiększyć
Nowe obserwacje Chandry dostarczają najlepszych jak dotąd informacji o tym, dlaczego takie gwiazdy neutronowe, zwane pulsarami milisekundowymi, obracają się tak szybko. Kluczem, podobnie jak w nieruchomości, jest lokalizacja, lokalizacja, lokalizacja - w tym przypadku zatłoczone granice gromady gwiazd 47 Tucanae, w których gwiazdy są oddalone o mniej niż jedną dziesiątą roku świetlnego. Znajduje się tam prawie dwa tuziny pulsarów milisekundowych. Ta duża próbka jest bonanzą dla astronomów próbujących przetestować teorie na temat powstawania pulsarów milisekundowych i zwiększa szanse na znalezienie krytycznego obiektu przejściowego, takiego jak 47 Tuc W.
47 Tuc W wyróżnia się z tłumu, ponieważ wytwarza więcej promieni X o wysokiej energii niż inne. Ta anomalia wskazuje na inne źródło promieni rentgenowskich, a mianowicie falę uderzeniową spowodowaną zderzeniem materii płynącej z gwiazdy towarzyszącej i cząstek uciekających z pulsara z prędkością bliską prędkości światła. Regularne zmiany w świetle optycznym i rentgenowskim odpowiadające okresowi orbitalnemu gwiazd wspierają tę interpretację.
Zespół astronomów z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics w Cambridge, MA, zwrócił uwagę, że podpis rentgenowski i zmienność światła z 47 Tuc W są prawie identyczne z obserwowanymi ze źródła binarnego rentgenowskiego znanego jako J1808. Sugerują, że te podobieństwa między znanym pulsarem milisekundowym a znanym układem binarnym rentgenowskim zapewniają długo poszukiwany związek między tymi typami obiektów.
Teoretycznie pierwszym krokiem do wytworzenia pulsara milisekundowego jest formowanie gwiazdy neutronowej, gdy gwiazda masywna przechodzi w supernową. Jeśli gwiazda neutronowa znajduje się w gromadzie kulistej, wykona nieregularny taniec wokół środka gromady, podnosząc gwiazdę towarzyszącą, którą może później zamienić na inną.
Podobnie jak na zatłoczonym parkiecie tanecznym zatłoczenie gromady kulistej może spowodować, że gwiazda neutronowa zbliży się do swojego towarzysza lub zamieni partnerów, tworząc jeszcze mocniejszą parę. Kiedy para staje się wystarczająco blisko, gwiazda neutronowa zaczyna odciągać materię od swojego partnera. Gdy materia spada na gwiazdę neutronową, emituje promienie rentgenowskie. Powstał podwójny układ rentgenowski, a gwiazda neutronowa zrobiła kluczowy drugi krok w kierunku zostania pulsarem milisekundowym.
Materia spadająca na gwiazdę neutronową powoli obraca ją w górę, w taki sam sposób, w jaki karuzela dziecka może być obracana przez popychanie jej za każdym razem, gdy się pojawia. Po pchnięciu od 10 do 100 milionów lat gwiazda neutronowa obraca się co kilka milisekund. Wreszcie, z powodu szybkiego obrotu gwiazdy neutronowej lub ewolucji towarzysza, infall materii zatrzymuje się, emisja promieniowania rentgenowskiego maleje, a gwiazda neutronowa wyłania się jako pulsar milisekundowy emitujący fale radiowe.
Jest prawdopodobne, że gwiazda towarzysząca w 47 Tuc W - gwiazda normalna o masie większej niż około ósmej masy Słońca - jest nowym partnerem, a nie towarzyszem, który obraca pulsar. Nowy partner, pozyskany dość niedawno w ramach wymiany, która wyrzuciła poprzedniego towarzysza, próbuje zrzucić już obrócony pulsar, tworząc obserwowaną falę uderzeniową. Natomiast binarny J1808 rentgenowski nie znajduje się w gromadzie kulistej i bardzo prawdopodobne jest, że poradzi sobie ze swoim oryginalnym towarzyszem, który został wyczerpany do rozmiaru brązowego karła o masie mniejszej niż 5% masy Słońca.
Większość astronomów akceptuje binarny scenariusz spinowania do tworzenia pulsarów milisekundowych, ponieważ zaobserwowali przyspieszanie gwiazd neutronowych w układach podwójnych promieniowania rentgenowskiego, a prawie wszystkie pulsary radiosekundowe znajdują się w układach podwójnych. Do tej pory brakowało ostatecznego dowodu, ponieważ niewiele wiadomo o obiektach przejściowych między drugim a ostatnim krokiem.
Dlatego 47 Tuc W jest gorący. Łączy pulsar milisekundowy z wieloma właściwościami układu podwójnego promieniowania rentgenowskiego z J1808, układem podwójnym promieniowania rentgenowskiego, który zachowuje się na wiele sposobów jak pulsar milisekundowy, zapewniając w ten sposób silny łańcuch dowodów na poparcie teorii.
Oryginalne źródło: Obserwatorium rentgenowskie Chandra </ a
