Radiopulsaren PSR B1259-63. Bildekreditt: ESA Klikk for å forstørre
ESA-astronomer har vært vitne til noe veldig uvanlig; en pulsar som styrter gjennom en gassring som omgir en følgesvennstjerne. Denne følgesvennstjernen er flere ganger mer massiv enn vår egen sol, og roterer så raskt at den konstant spretter materiale ut i en bensinring. Pulsaren går gjennom denne ringen to ganger i løpet av sin 3,4 år elliptiske bane
Astronomer har vært vitne til en aldri sett før hendelse i observasjoner fra ESAs romfartøy XMM-Newton - en kollisjon mellom en pulsar og en bensinring rundt en nabostjerne.
Den sjeldne passasjen, som tok pulsaren som stupte inn i og gjennom denne ringen, belyste himmelen i gamma- og røntgenstråler.
Det har avdekket en bemerkelsesverdig ny innsikt i ‘pulsarvindens’ opprinnelse og innhold, som har vært et mangeårig mysterium. Forskerne beskrev hendelsen som en naturlig, men ‘oppskalert’ versjon av den velkjente Deep Impact-satellittkollisjonen med Comet Tempel 1.
Den endelige analysen deres er basert på en ny observasjon fra XMM-Newton og et mangfold av arkiverte data som vil føre til en bedre forståelse av hva som driver velkjente ‘pulsar nebulae’, for eksempel de fargerike Crab og Vela-pulserene.
"Til tross for utallige observasjoner, har fysikken til pulsarvind forblitt et gåte," sa hovedforfatter Masha Chernyakova fra Integral Science Data Center, Versoix, Sveits.
”Her hadde vi den sjeldne muligheten til å se pulsarvind som kolliderer med stjernevind. Det er analogt med å knuse noe åpent for å se hva som er inni. "
En pulsar er en hurtigspinnende kjerne av en kollapset stjerne som en gang var omtrent 10 til 25 ganger mer massiv enn vår sol. Den tette kjernen inneholder omtrent en solmasse komprimert i en sfære omtrent 20 kilometer over.
Pulsaren i denne observasjonen, kalt PSR B1259-63, er en radiopulsar, som betyr mesteparten av tiden at den bare avgir radiobølger. Det binære systemet ligger i den generelle retningen til Sørkorset omtrent 5000 lysår unna.
Pulsarvind består av materiale som kastes bort fra pulsaren. Det pågår en debatt om hvor energiske vindene er og om disse vindene består av protoner eller elektroner. Det Chernyakovas team har funnet, selv om det er overraskende, binder pent med andre nyere observasjoner.
Teamet observerte PSR B1259-63 i bane rundt en 'Be' -stjerne som heter SS 2883, som er lys og synlig for amatørastronomer. 'Vær' -stjerner, så navngitt på grunn av visse spektrale egenskaper, har en tendens til å være noen ganger mer massive enn Solen vår og rotere i forbløffende hastigheter.
De roterer så raskt at ekvatorialregionen bukker ut og de blir flate kuler. Gass blir konsekvent kastet av en slik stjerne og legger seg i en ekvatorialring rundt stjernen, med et utseende som ligner planeten Saturn og dens ringer.
Pulsaren stuper ned i Be-stjernens ring to ganger i løpet av sin 3,4 år elliptiske bane; men stupene er bare noen måneder fra hverandre, rett før og etter ‘periastron’, poenget når de to objektene i bane er nærmest hverandre. Det er under stupene som røntgenstråler og gammastråler sendes ut, og XMM-Newton oppdager røntgenstrålene.
"For det meste av den 3,4 år lange bane er begge kilder relativt svake i røntgenstråler, og det er ikke mulig å identifisere egenskaper i pulsarvinden," sa medforfatter Andrii Neronov. "Når de to objektene nærmer seg hverandre, begynner gnister å fly."
De nye XMM-Newton-dataene ble samlet inn nesten samtidig med en HESS-observasjon. HESS, High Energy Stereoscopic System, er et nytt bakkebasert gammastråelteleskop i Namibia.
HESS-observasjonen, som ble kunngjort i fjor, forundret ved at gammastråleutslippet falt til et minimum ved periastron og hadde to maksimaler, rett før og etter periastronet, det motsatte av hva forskere ventet.
XMM-Newton-observasjonen støtter HESS-observasjonen ved å vise hvordan maksimumsnivået ble generert av dobbeltstyrken i Be-stjernens ring. Ved å kombinere disse to observasjonene med radioobservasjoner fra den siste periastronhendelsen, har forskerne nå et fullstendig bilde av dette systemet.
Sporer økningen og fallet av røntgenstråler og gammastråler dag etter dag når pulsaren gravde gjennom Be-stjernens disk, kunne forskerne konkludere med at vinden av elektroner på et energinivå på 10-100 MeV er ansvarlig for den observerte X- strålelys. (1 MeV representerer en million elektronvolt.)
Selv om 10-100 MeV er energiske, er dette omtrent 1000 ganger mindre enn det forventede energinivået på 100 TeV. Enda mer forvirrende er multi-TeV gamma-ray-utslipp, som, selv om de sikkert stammer fra 10-100 TeV vindelektroner, ser ut til å være produsert på en annen måte enn det man trodde før.
"Det eneste som er krystallklart for øyeblikket, er at dette er pulsarsystemet å se på hvis vi vil forstå pulsarvind," sa Chernyakova.
”Vi har aldri sett pulsarvind i så detalj. Vi fortsetter med teoretiske modeller nå. Vi har noen gode forklaringer på radio-til-TeV-gammastråle-oppførselen til dette morsomme systemet, men det er fremdeles ‘under konstruksjon.’ ”
Originalkilde: ESA Portal
