Obraz HESS pary binarnej PSR B-1259-63 / SS 2883. Źródło zdjęcia: HESS. Kliknij, aby powiększyć.
Para binarna PSR B-1259-63 / SS 2883 znajduje się w odległości około 5000 lat świetlnych w ogólnym kierunku gwiazdozbioru półkuli południowej Crux (Krzyż Południowy). Duet składa się z pulsara (PSR B-1259) i masywnego niebieskiego giganta (SS 2883) zamkniętego w szeroko kołyszącym się tańcu, który powtarza kroki co 3,4 roku. Orbita pulsara bardziej masywnego pierwotnego elementu jest tak mimośrodowa, że para przechodzi w odległości 100 milionów kilometrów przy najbliższym podejściu i dzieli się w przybliżeniu dziesięciokrotnie tę odległość w najdalszym punkcie. Podczas najbliższego zbliżenia sygnały z pulsara znacznie opadają, gdy jest przyćmiony przez masywnego niebieskiego giganta.
Obserwatorzy używający 12,5-metrowego systemu stereoskopowego wysokiej energii (HESS) zarejestrowali taniec pary podczas bezksiężycowych nocy od lutego do kwietnia 2004 r. I mierzyli czas, gdy pulsar zbliżał się i oddalał od najbliższego punktu duetu. Astronomowie stwierdzili, że fale radiowe z pulsara pasują do ultrawysokiego promieniowania gamma pochodzącego z tego regionu.
Według Felixa Aharoniana z Instytutu Fizyki Jądrowej im. Maxa Planka w Heidelbergu w Niemczech ten system binarny „pozwala na„ obserwację on-line ”niezwykle złożonych procesów MHD (magnetohydrodynamicznych) tworzenia i kończenia ultrarelatywistycznego wiatru pulsarowego, a także cząstek przyspieszenie przez relatywistyczne fale uderzeniowe, poprzez badanie spektralnych i czasowych charakterystyk wysokoenergetycznego promieniowania gamma w systemie. Pod tym względem układ podwójny PSR B1259-63 jest unikalnym laboratorium do badania fizyki wiatrów pulsarowych. ”
Pulsar został po raz pierwszy wykryty przez zespół astronomów w 1992 r. Za pomocą radioteleskopu Parkes w Australii. Jego strumień magnetyczny kieruje się w kierunku Ziemi 20 razy na sekundę. Oprócz emisji radiowej pulsar emituje promieniowanie rentgenowskie - przy różnych poziomach energii - na całej swojej orbicie. Uważa się, że te promieniowanie rentgenowskie jest wynikiem promieniowania, które zachodzi, gdy pole magnetyczne pulsara oddziałuje z gazami uwalnianymi przez towarzyszącego mu niebieskiego giganta.
Niebieski gigant SS 2883 po raz pierwszy odkryto, że jest towarzyszem pulsara w 1992 roku. Jest dziesięć razy masą Słońca, ale ma wysokie temperatury i szybko płonący silnik termojądrowy. Obraca się bardzo szybko i sporadycznie wyrzuca materiał ze swojego równika. Według artykułu „Discovery of the Binary Pulsar PSR B-1259-63… with H.E.S.S.”: „Be gwiazdy są znane z nieizotropowych wiatrów gwiezdnych tworzących dysk równikowy o zwiększonym odpływie masy”.
Artykuł dalej mówi, że „pomiary czasowe sugerują, że dysk jest nachylony względem płaszczyzny orbity…” takie nachylenie orbity powoduje, że „pulsar przecina dysk dwa razy w pobliżu periastronu”. I właśnie na tych skrzyżowaniach rzeczy naprawdę się psują, gdy pole magnetyczne pulsara zaczyna oddziaływać z naładowanymi cząsteczkami w obszarze wstrząsu wstecznego gwiezdnego wyrzutu.
W rezultacie system ten jest określany jako „binarny plerion”, w którym „intensywne pole fotonowe zapewniane przez gwiazdę towarzyszącą nie tylko odgrywa ważną rolę w chłodzeniu relatywistycznych elektronów, ale służy również jako idealny cel do produkcji wysokiej -energetyczne promienie gamma poprzez odwrotne rozpraszanie Comptona (IC). ” Felix rozwija to pojęcie, mówiąc, że „pulsar nie jest izolowany, ale znajduje się w układzie podwójnym blisko potężnej gwiazdy optycznej. W tym przypadku, z powodu oddziaływania z wiatrem gwiezdnym pod wysokim ciśnieniem gazu, wiatr pulsarowy kończy się w układzie podwójnym, w którym pole magnetyczne jest dość wysokie (około 1 G, tj. 10 000 do 100 000 razy większe niż w standardowych plerionach). Ponadto, z powodu obecności gwiazdy optycznej, elektrony ponoszą poważne straty podczas interakcji (rozpraszanie Comptona) ze światłem gwiazd. To sprawia, że żywotność elektronów jest bardzo krótka, 1 godzina lub mniej. Promieniowanie gamma o wysokiej energii może być wytwarzane również przez interakcje elektronów (i być może także protonów) z gęstym gazem dysku gwiezdnego (także w dość krótkich skalach czasowych!). ”
Jako układ podwójny układ gwiezdny wyświetla szeroką sygnaturę energetyczną opartą na mimośrodowej orbicie pulsara i szerokich zmianach gęstości materii okołogwiazdowej wokół SS 2883, z którą oddziałuje. W pobliżu periastronu „zimny” wiatr pulsarowy oddziałujący z otaczającą go plazmą kończy się utworzeniem relatywistycznej fali uderzeniowej, która z kolei przyspiesza cząstki do ekstremalnie wysokich energii, 1 TeV lub więcej. Ciepło w tych cząsteczkach jest następnie „chłodzone”, gdy fotony uderzają w szybko poruszające się elektrony i pozytony. Ten odwrotny efekt rozpraszania Comptona przenosi energię poprzez dzikie wzmacnianie częstotliwości fotonów. Mówiąc najprościej, fotony niskoenergetycznego „światła widzialnego” są podwyższane do znacznie wyższych poziomów energii - niektóre osiągają obszar woltów terraelektronowych w górnej dziedzinie promieniowania gamma / dolnej dziedzinie promieniowania kosmicznego.
Tymczasem gdy pulsar odsuwa się od gwiezdnego pierwiastka, napotyka coraz mniej naładowanych cząstek, tymczasem gęstość fotonów światła widzialnego z gwiazdy centralnej również spada. Gdy tak się dzieje, rozpraszanie fotonów jest zmniejszone, a promieniowanie synchrotronowe zaczyna dominować. Z tego powodu promieniowanie rentgenowskie o niższym poziomie mocy zaczyna dominować w sygnaturze energetycznej układu, gdy pulsar zwalnia i odsuwa się od gwiazdy.
Wreszcie, na orbicie pulsarów znajdują się dwa okresy, w których przecina ona płaszczyznę równikową dysku gwiezdnego niebieskiego giganta. Te punkty przejściowe mogą spowodować powstanie wielu superenergetyzowanych fotonów, elektronów, pozytonów, a nawet niektórych protonów. Kiedy powstają relatywistycznie przyspieszone cząsteczki, one z kolei oddziałują z regionem zdolnym do zaszczepienia wielu innych cząstek zdolnych do rozpadu na wysokoenergetyczne fotony i inne cząstki.
Z artykułu opublikowanego 13 czerwca 2005 r. „Do tej pory teoretyczne zrozumienie tego złożonego układu, obejmującego oddziaływanie między sobą wiatrów pulsarowych i gwiezdnych, jest dość ograniczone ze względu na brak ograniczających obserwacji”. Ale teraz dzięki IACTS (Imaging Atmospheric Telescope Cherenkov), takim jak H.E.S.S., astronomowie są teraz w stanie rozwiązać wiele nowych bliskich punktowych źródeł wysokoenergetycznych promieni gamma z innych systemów, takich jak PSR B-1259-63 / SS 2883.
W systemie PSR B-1259-63 / SS 2883 natura wydaje się zapewnić astronomom - i fizykom - własną wersję akceleratora cząstek o bardzo wysokiej energii - na szczęście dobrze zamkniętym i bezpiecznej odległości od Ziemi.
Wpisany przez Jeff Barbour
