Røntgenbilde av hele felt av den kule stjerne klyngen 47 Tucanae. Bildekreditt: NASA / CXC / Northwestern U./C.Heinke et al. Klikk for å forstørre
Nye Chandra-observasjoner gir den beste informasjonen ennå om hvorfor slike nøytronstjerner, kalt millisekund pulsarer, roterer så raskt. Nøkkelen, som i eiendom, er beliggenhet, beliggenhet, beliggenhet - i dette tilfellet de overfylte områdene av den kuleformede stjerneklyngen 47 Tucanae, der stjernene har mindre enn en tidel av et lysår fra hverandre. Nesten to dusin millisekund pulsarer ligger der. Denne store prøven er en bonanza for astronomer som prøver å teste teorier for opprinnelsen til millisekund pulsarer, og øker sjansene for at de vil finne et kritisk overgangsobjekt som 47 Tuc W.
47 Tuc W skiller seg ut fra mengden fordi den produserer mer høyenergi røntgenstråler enn de andre. Denne avviket peker på et annet opprinnelse av røntgenbildene, nemlig en sjokkbølge på grunn av en kollisjon mellom materie som strømmer fra en følgesvennstjerne og partikler som løper bort fra pulsaren med nær lysets hastighet. Regelmessige variasjoner i det optiske lyset og røntgenlys som tilsvarer stjernenes orbitalperiode, støtter denne tolkningen.
Et team av astronomer fra Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics i Cambridge, MA påpekte at røntgenundersøkelsen og variasjonen av lyset fra 47 Tuc W er nesten identisk med de som ble observert fra en binær røntgenkilde kjent som J1808. De antyder at disse likhetene mellom en kjent millisekund pulsar og en kjent røntgenstråle binære gir den lenge etterspurte koblingen mellom denne typen objekter.
I teorien er det første trinnet mot å produsere en millisekund pulsar dannelsen av en nøytronstjerne når en massiv stjerne går supernova. Hvis nøytronstjernen er i en kuleklynge, vil den utføre en uberegnelig dans rundt midten av klyngen og plukke opp en følgesvennstjerne som den senere kan bytte ut for en annen.
Som på et overfylt dansegulv, kan overbelastningen i en kuleklynge føre til at nøytronstjernen beveger seg nærmere ledsageren, eller bytter partnere for å danne et enda strammere par. Når sammenkoblingen blir nær nok, begynner nøytronstjernen å trekke saken bort fra sin partner. Når saken faller på nøytronstjernen, avgir den røntgenstråler. Et binært røntgensystem er blitt dannet, og nøytronstjernen har gjort det avgjørende andre trinnet mot å bli et millisekund pulsar.
Materiellet som faller ned på nøytronstjernen, snurrer den sakte opp, på samme måte som barnekarusellen kan snurres opp ved å skyve den hver gang den kommer rundt. Etter 10 til 100 millioner år med skyving, roterer nøytronstjernen en gang hvert par millisekunder. Til slutt, på grunn av den raske rotasjonen av nøytronstjernen, eller utviklingen av ledsageren, stopper innfallet av materie, røntgenutslippet avtar, og nøytronstjernen fremstår som en radioemitterende millisekund pulsar.
Det er sannsynlig at ledsagerstjernen i 47 Tuc W - en normal stjerne med en masse som er større enn omtrent en åttendedel av solen - er en ny partner, snarere enn ledsageren som snurret opp pulsaren. Den nye partneren, anskaffet ganske nylig i en børs som kastet ut den forrige ledsageren, prøver å dumpe på den allerede oppspinnede pulsaren, og skaper den observerte sjokkbølgen. I kontrast til det, er røntgenstrålingen binære J1808 ikke i en kuleklynge, og er med stor sannsynlighet å gjøre opp med sin opprinnelige følgesvenn, som er blitt utarmet til en brun dvergstørrelse med en masse mindre enn 5% av solen.
De fleste astronomer aksepterer det binære spin-up-scenariet for å lage millisekund pulsarer fordi de har observert nøytronstjerner som er raskere i røntgen-binære systemer, og nesten alle radio-millisekund pulsarer er observert å være i binære systemer. Til nå har definitive bevis manglet, fordi det er veldig lite kjent om overgangsobjekter mellom andre og siste trinn.
Derfor er 47 Tuc W varmt. Den knytter en millisekund pulsar med mange av egenskapene til en binær røntgenstråle, til J1808, en binær røntgenstråle som oppfører seg på mange måter som en millisekund pulsar, og gir dermed en sterk beviskjede for å støtte teorien.
Originalkilde: Chandra røntgenobservatorium </ a
