Pulsar radiowy PSR B1259-63. Źródło zdjęcia: ESA Kliknij, aby powiększyć
Astronomowie ESA byli świadkami czegoś bardzo niezwykłego; pulsar przebijający się przez pierścień gazu otaczający gwiazdę towarzyszącą. Ta gwiazda towarzysząca jest kilka razy masywniejsza niż nasze Słońce i obraca się tak szybko, że stale wyrzuca materiał w pierścień gazu. Pulsar przechodzi przez ten pierścień dwukrotnie podczas swojej 3,4-letniej orbity eliptycznej
Astronomowie byli świadkami nieoczekiwanego zdarzenia obserwowanego przez statek kosmiczny XMM-Newton ESA - zderzenie pulsara z pierścieniem gazu wokół sąsiedniej gwiazdy.
Rzadki fragment, w którym pulsar pogrążył się w tym pierścieniu i oświetlił niebo promieniami gamma i rentgenowskimi.
Ujawnił niezwykły nowy wgląd w pochodzenie i zawartość „wiatrów pulsarowych”, co było od dawna tajemnicą. Naukowcy opisali to wydarzenie jako naturalną, ale „powiększoną” wersję znanej kolizji satelitarnej Deep Impact z kometą Tempel 1.
Ich ostateczna analiza oparta jest na nowej obserwacji XMM-Newton i wielu zarchiwizowanych danych, które pozwolą lepiej zrozumieć, co napędza znane „mgławice pulsarowe”, takie jak kolorowe pulsary Kraba i Veli.
„Pomimo niezliczonych obserwacji fizyka wiatrów pulsarnych pozostaje zagadką”, powiedziała główna autorka Masza Czerniakowska z Integral Science Data Center, Versoix, Szwajcaria.
„Mieliśmy rzadką okazję zobaczyć wiatr pulsarowy zderzający się z wiatrem gwiezdnym. Jest to analogiczne do niszczenia czegoś otwartego, aby zobaczyć, co jest w środku ”.
Pulsar to szybko wirujący rdzeń zapadniętej gwiazdy, który był kiedyś około 10 do 25 razy masywniejszy niż nasze Słońce. Gęsty rdzeń zawiera około masy Słońca sprasowanej w kuli o średnicy około 20 kilometrów.
Pulsar w tej obserwacji, zwany PSR B1259-63, jest pulsarem radiowym, co oznacza, że przez większość czasu emituje tylko fale radiowe. Układ podwójny leży w ogólnym kierunku Krzyża Południowego w odległości około 5000 lat świetlnych.
Wiatr Pulsar składa się z materiału odrzuconego z pulsara. Trwa debata na temat tego, jak energiczne są wiatry i czy wiatry te składają się z protonów czy elektronów. To, co odkrył zespół Czerniakowskiej, choć zaskakuje, ściśle łączy się z innymi ostatnimi obserwacjami.
Zespół zaobserwował PSR B1259-63 krążącą wokół gwiazdy „Be” o nazwie SS 2883, która jest jasna i widoczna dla astronomów amatorów. Gwiazdy „Be”, tak nazwane ze względu na pewne cechy widmowe, są zwykle kilka razy masywniejsze niż nasze Słońce i obracają się z zadziwiającą prędkością.
Obracają się tak szybko, że ich obszar równikowy wybrzusza się i stają się spłaszczonymi kulami. Gaz konsekwentnie odrzucany jest z takiej gwiazdy i osiada wokół pierścienia równikowego wokół gwiazdy, z wyglądem nieco podobnym do planety Saturn i jej pierścieni.
Pulsar zanurza się dwukrotnie w pierścieniu gwiazdy Be podczas swojej 3,4-letniej orbity eliptycznej; ale głębokości są oddalone tylko o kilka miesięcy, tuż przed i po „periastronie”, punkcie, w którym dwa obiekty na orbicie znajdują się najbliżej siebie. To podczas zanurzeń emitowane są promienie rentgenowskie i gamma, a XMM-Newton wykrywa promieniowanie rentgenowskie.
„Przez większość 3,4-letniej orbity oba źródła są stosunkowo słabe w promieniach rentgenowskich i nie jest możliwe zidentyfikowanie cech charakterystycznych wiatru pulsarowego” - powiedział współautor Andrii Neronov. „Gdy dwa obiekty zbliżają się do siebie, iskry zaczynają latać.”
Nowe dane XMM-Newton zebrano prawie jednocześnie z obserwacją HESS. HESS, High Energy Stereoscopic System, to nowy naziemny teleskop gamma w Namibii.
Ogłoszona w zeszłym roku obserwacja HESS była zagadkowa, ponieważ emisja promieniowania gamma spadła do minimum w periastronie i miała dwa maksima, tuż przed i po periastronie, co jest odwrotnością tego, czego spodziewali się naukowcy.
Obserwacja XMM-Newton wspiera obserwację HESS, pokazując, w jaki sposób maksymy zostały wygenerowane przez podwójne zanurzenie w pierścieniu gwiazdy Be. Łącząc te dwie obserwacje z obserwacjami radiowymi z ostatniego zdarzenia periastronowego, naukowcy mają teraz pełny obraz tego systemu.
Śledząc wzrost i spadek promieni rentgenowskich i gamma dzień po dniu, gdy pulsar przekopywał dysk gwiazdy Be, naukowcy mogli dojść do wniosku, że wiatr elektronów o poziomie energii 10-100 MeV jest odpowiedzialny za obserwowany X- promień światła. (1 MeV odpowiada milionowi elektronowoltów).
Chociaż 10-100 MeV jest energetyczne, jest to około 1000 razy mniej niż oczekiwany poziom energii 100 TeV. Jeszcze bardziej zastanawiająca jest emisja promieniowania gamma z wieloma TeV, która, choć z pewnością emanuje z elektronów wiatrowych 10-100 TeV, wydaje się być wytwarzana inaczej niż wcześniej.
„Jedynym faktem, który jest w tej chwili krystalicznie czysty, jest to, że jest to system pulsarowy do obserwowania, jeśli chcemy zrozumieć wiatry pulsarowe”, powiedziała Czerniakowa.
„Nigdy nie widzieliśmy tak szczegółowo wiatru pulsarowego. Kontynuujemy teraz modele teoretyczne. Mamy dobre wytłumaczenie zachowania tego śmiesznego systemu w radiu i TeV-gamma, ale wciąż jest „w budowie” ”.
Oryginalne źródło: Portal ESA
