Pilna lauka rentgena skats uz globālo zvaigžņu kopu 47 Tucanae. Attēla kredīts: NASA / CXC / Northwestern U./C.Heinke et al. Noklikšķiniet, lai palielinātu
Jaunie Čandras novērojumi pagaidām sniedz vislabāko informāciju par to, kāpēc šādas neitronu zvaigznes, kuras sauc par milisekundes pulsāriem, rotē tik ātri. Galvenais, tāpat kā nekustamais īpašums, ir vieta, atrašanās vieta, atrašanās vieta - šajā gadījumā globālā zvaigžņu pudura 47 Tucanae pārpildītie robežas, kur zvaigznes atrodas mazāk nekā desmitā gada gaismas gadā. Tur atrodas gandrīz divi desmiti milisekundžu pulsatora. Šis lielais paraugs ir nepareiza astronomi, kuri cenšas pārbaudīt teorijas par milisekunžu impulsu izcelsmi, un palielina iespēju, ka viņi atradīs kritisku pārejas objektu, piemēram, 47 Tuc W.
47 Tuc W izceļas no pūļa, jo tas rada vairāk augstas enerģijas rentgena staru nekā citi. Šī anomālija norāda uz atšķirīgu rentgenstaru izcelsmi, proti, trieciena vilni, kas rodas, sadursmē starp matēriju, kas plūst no pavadošās zvaigznes, un daļiņām, kas brauc prom no pulsara gandrīz gaismas ātrumā. Šīs interpretācijas apstiprina regulāras optiskā un rentgena starojuma izmaiņas, kas atbilst zvaigžņu orbitālajam periodam.
Hārvarda-Smitsona astrofizikas centra astronomu komanda Kembridžā, MA norādīja, ka rentgenstaru signāls un gaismas mainīgums no 47 Tuc W ir gandrīz identiski tiem, kas novēroti no binārā rentgena starojuma avota, kas pazīstams kā J1808. Viņi liek domāt, ka šīs līdzības starp zināmu milisekundes impulsu un zināmu rentgenstaru bināru nodrošina ilgi meklēto saikni starp šāda veida objektiem.
Teorētiski pirmais solis milisekundes impulsa iegūšanai ir neitronu zvaigznes izveidošanās, kad masīva zvaigzne nonāk supernovā. Ja neitronu zvaigzne atrodas lodveida klasterī, tā veic neparastu deju ap kopas centru, paņemot pavadošo zvaigzni, kuru tā vēlāk var apmainīt pret citu.
Tāpat kā pārpildītā deju grīdā, sastrēgums globālā klasterī var izraisīt neitronu zvaigznes tuvināšanos savam pavadonim vai apmainīt partnerus, veidojot vēl stingrāku pāri. Kad savienošanās pārī ir pietiekami tuvu, neitronu zvaigzne sāk atdalīt lietu no partnera. Kad viela nokrīt uz neitronu zvaigznes, tā izstaro rentgenstarus. Ir izveidota binārā rentgenstaru sistēma, un neitronu zvaigzne ir spērusi izšķirošo otro soli pretī tam, lai kļūtu par milisekundes impulsu.
Viela, kas nokrīt uz neitronu zvaigznes, lēnām to vērpj tāpat kā bērna karuseli, to pagriežot katru reizi, kad tas nāk apkārt. Pēc 10 līdz 100 miljoniem gadu ilgas stumšanas neitronu zvaigzne rotē reizi pāris milisekundēs. Visbeidzot, pateicoties neitronu zvaigznes straujai rotācijai vai pavadoņa evolūcijai, matērijas piepūšanās apstājas, rentgenstaru emisija samazinās, un neitronu zvaigzne parādās kā radioizstarojošs milisekundes impulss.
Visticamāk, ka zvaigzne pavadībā 47 Tuc W - normāla zvaigzne, kuras masa ir lielāka par apmēram astoto daļu no Saules - ir jauns partneris, nevis biedrs, kurš savirza pulsaru. Jaunais partneris, kas iegūts diezgan nesen apmaiņā, kas izgrūda iepriekšējo pavadoni, mēģina uzmesties uz jau sabīdītā pulsara, radot novēroto šoka vilni. Turpretī rentgenstaru binārais J1808 neatrodas riņķveida klasterī un, ļoti iespējams, to darīs ar tā sākotnējo pavadoni, kurš ir noplicināts līdz brūnajam pundurim, kura masa ir mazāka par 5% no Saules masas.
Lielākā daļa astronomu pieņem bināro spin-up scenāriju, lai izveidotu milisekunžu pulsorus, jo viņi ir novērojuši neitronu zvaigznīšu paātrināšanos bināro rentgena staru sistēmās, un gandrīz visi radio milisekundžu impulsi tiek novēroti binārajās sistēmās. Līdz šim trūka galīgu pierādījumu, jo par pārejas objektiem starp otro un pēdējo posmu ir zināms ļoti maz.
Tāpēc 47 Tuc W ir karsts. Tas sasaista milisekundes impulsu ar daudzām rentgenstaru binārās īpašībām ar J1808, rentgena bināro, kas daudzējādā ziņā uzvedas kā milisekundes pulsars, tādējādi nodrošinot spēcīgu pierādījumu ķēdi teorijas atbalstam.
Oriģinālais avots: Chandra rentgena observatorija </ a
