Radio pulsars PSR B1259-63. Attēla kredīts: ESA, lai palielinātu
EKA astronomi ir pieredzējuši kaut ko ļoti neparastu; pulsars, kas ietriecas caur gāzes gredzenu, kas ieskauj pavadošo zvaigzni. Šī zvaigzne pavadoņa ir vairākas reizes masīvāka par mūsu pašu Sauli, un tā griežas tik ātri, ka tā pastāvīgi izvelk materiālu gāzes gredzenā. Pulsārs 3,4 reizes elipses orbītas laikā divreiz iziet caur šo gredzenu
ESA kosmosa kuģa XMM-Newton novērojumos astronomi ir pieredzējuši nekad iepriekš neredzētu notikumu - pulsa un gāzes gredzena sadursme ap kaimiņu zvaigzni.
Retā pāreja, kurā pulsars ienāca un iekļāvās šajā gredzenā un caur to, apgaismoja debesis gamma un rentgena staros.
Tas ir atklājis ievērojamu jaunu ieskatu “pulsara vēju” izcelsmē un saturā, kas jau sen ir noslēpums. Zinātnieki šo notikumu raksturoja kā dabiski zināmu, bet “palielinātu” versiju labi zināmajai Deep Impact satelīta sadursmei ar Comet Tempel 1.
Viņu galīgā analīze ir balstīta uz jaunu XMM-Newton novērojumu un daudziem arhivētiem datiem, kas ļaus labāk izprast to, kas virza plaši pazīstamos “pulsar miglājus”, piemēram, krāsainos Krabju un Vela pulsorus.
“Neskatoties uz neskaitāmajiem novērojumiem, pulsara vēju fizika joprojām ir mīkla,” sacīja galvenā autore Masha Čerņakova no Integrālo zinātnes datu centra Versoixā, Šveicē.
“Šeit mums bija reta iespēja redzēt pulsara vēju sadursmēs ar zvaigžņu vēju. Tas ir analogi kā kaut ko atdalīt, lai redzētu, kas atrodas iekšā. ”
Pulsārs ir sabrukušās zvaigznes ātri griešanās kodols, kas kādreiz bija apmēram 10 līdz 25 reizes masīvāks nekā mūsu saule. Blīvajā kodolā ir apmēram saules masa, kas sablīvēta sfērā, kuras garums ir aptuveni 20 kilometri.
Šajā novērojumā esošais pulsators, saukts par PSR B1259-63, ir radiopulsators, kas nozīmē, ka lielāko daļu laika tas izstaro tikai radioviļņus. Binārā sistēma atrodas Dienvidu Krusta vispārējā virzienā apmēram 5000 gaismas gadu attālumā.
Pulsāra vējš ir no pulsara izplūstošs materiāls. Pastāv diskusijas par to, cik enerģiski ir vēji un vai šie vēji sastāv no protoniem vai elektroniem. Tas, ko Čerņakova komanda ir atradusi, lai arī pārsteidzoši, ir precīzi saistīts ar citiem nesenajiem novērojumiem.
Komanda novēroja PSR B1259-63 riņķojot ap 'Be' zvaigzni ar nosaukumu SS 2883, kas ir spilgta un redzama astronomu amatieriem. 'Be' zvaigznes, kas nosauktas dažu spektrālo īpašību dēļ, mēdz būt pāris reizes masīvākas nekā mūsu Saule un griežas pārsteidzošā ātrumā.
Viņi griežas tik ātri, ka viņu ekvatoriālais reģions izliekas un viņi kļūst par saplacinātām sfērām. Gāze tiek konsekventi izspiesta no šādas zvaigznes un apmetas ekvatorijas gredzenā ap zvaigzni, ar izskatu, kas nedaudz līdzinās planētai Saturns un tās gredzeniem.
Pulsars 3,4 reizes eliptiskajā orbītā divreiz ienirst Be zvaigznes gredzenā; bet plunges ir tikai dažu mēnešu attālumā, tieši pirms un pēc “periastrona”, kad divi orbītā esošie objekti ir vistuvāk viens otram. Tieši plunges laikā tiek izstaroti rentgena un gamma stari, un XMM-Newton nosaka rentgenstarus.
“Lielākajā daļā 3,4 gadu orbītas abi avoti rentgenstaros ir salīdzinoši blāvi, un pulsara vēja raksturlielumus nav iespējams identificēt,” sacīja līdzautors Andrii Neronovs. "Kad abi objekti pietuvojas tuvāk, sāk lidot dzirksteles."
Jaunie XMM-Newton dati tika savākti gandrīz vienlaikus ar HESS novērojumu. HESS, augstas enerģijas stereoskopiskā sistēma, ir jauns uz zemes bāzēts gamma staru teleskops Namībijā.
Paziņots pagājušajā gadā, HESS novērojums bija neizpratnē, jo gamma staru izstarojums periastronā samazinājās līdz minimumam, un tieši pirms un pēc periastrona bija divi maksimumi, kas bija pretēji tam, ko gaidīja zinātnieki.
Novērojums XMM-Newton atbalsta HESS novērojumu, parādot, kā maksimumi tika iegūti, divkārši ieslīdot zvaigznes zvaigznī. Apvienojot šos divus novērojumus ar radio novērojumiem no pēdējā periastrona notikuma, zinātniekiem tagad ir pilnīgs šīs sistēmas attēls.
Izsekojot rentgenstaru un gamma staru pieaugumu un kritumu dienu no dienas, kad pulsars raka caur Be zvaigznes disku, zinātnieki varēja secināt, ka elektronu vējš ar enerģijas līmeni 10–100 MeV ir atbildīgs par novēroto rentgenstaru staru gaisma. (1 MeV apzīmē vienu miljonu elektronu voltu.)
Lai arī 10–100 MeV ir enerģētiski, tas ir apmēram 1000 reizes mazāks nekā paredzamais enerģijas līmenis 100 TeV. Vēl mulsinošāks ir multi-TeV gamma-starojuma izstarojums, kurš, kaut arī noteikti izstaro no 10-100 TeV vēja elektroniem, šķiet, ka tiek ražots savādāk, nekā tika domāts iepriekš.
“Vienīgais, kas šobrīd ir pilnīgi skaidrs, ir tas, ka šī ir pulsara sistēma, ko skatīties, ja vēlamies saprast pulsara vēju,” sacīja Čerņakova.
“Nekad mēs tik detalizēti neesam redzējuši pulsara vēju. Tagad mēs turpinām ar teorētiskiem modeļiem. Mums ir labs skaidrojums par šīs smieklīgās sistēmas izturēšanos no radio līdz TeV-gamma stariem, taču tā joprojām tiek “izstrādāta”. ”
Oriģinālais avots: ESA portāls
