Rentgenové zobrazení globulárního hvězdokupa 47 Tucanae na celé ploše. Obrazový kredit: NASA / CXC / Northwestern U./C.Heinke et al. Klikni pro zvětšení
Nová pozorování Chandry zatím poskytují nejlepší informace o tom, proč se takové neutronové hvězdy, nazývané milisekundové pulsary, otáčí tak rychle. Klíčem, stejně jako v oblasti nemovitostí, je umístění, umístění, umístění - v tomto případě jsou přeplněné hranice globulární hvězdokupy 47 Tucanae, kde hvězdy jsou od sebe vzdáleny méně než desetinu světelného roku. Nachází se tam téměř dva tucty milisekund pulsarů. Tento velký vzorek je bonanza pro astronomy, kteří se snaží testovat teorie o původu milisekundových pulsarů, a zvyšuje šance, že najdou kritický přechodný objekt, jako je 47 Tuc W.
47 Tuc W vyniká z davu, protože produkuje více vysokoenergetických rentgenových paprsků než ostatní. Tato anomálie ukazuje na odlišný původ rentgenových paprsků, a to rázovou vlnu způsobenou kolizí mezi hmotou proudící z doprovodné hvězdy a částicemi odcházejícími od pulsaru rychlostí blízkou rychlosti světla. Tuto interpretaci podporují pravidelné změny optického a rentgenového světla, které odpovídají orbitálnímu období hvězd.
Tým astronomů z Harvard-Smithsonianova centra pro astrofyziku v Cambridge, MA zdůraznil, že rentgenový podpis a variabilita světla od 47 Tuc W jsou téměř totožné s těmi pozorovanými z rentgenového binárního zdroje známého jako J1808. Naznačují, že tyto podobnosti mezi známým milisekundovým pulsarem a známým rentgenovým binárním systémem poskytují dlouho hledané spojení mezi těmito typy objektů.
Teoreticky je prvním krokem k vytvoření milisekundového pulsaru vytvoření neutronové hvězdy, když se masivní hvězda dostane supernova. Pokud je neutronová hvězda v kulovité hvězdokupě, provede nepravidelný tanec kolem středu klastru a vyzvedne doprovodnou hvězdu, kterou může později vyměnit za jinou.
Stejně jako v přeplněném tanečním parketu může přetížení v kulovém shluku způsobit, že se neutronová hvězda přiblíží ke svému společníkovi nebo zamění partnery za vytvoření ještě těsnějšího páru. Když se párování dostatečně blíží, neutronová hvězda začne stahovat hmotu od svého partnera. Když hmota padá na neutronovou hvězdu, uvolňuje rentgenové paprsky. Byl vytvořen rentgenový binární systém a neutronová hvězda učinila rozhodující druhý krok k tomu, aby se stala milisekundovým pulsarem.
Hmota dopadající na neutronovou hvězdu ji pomalu roztočí, stejným způsobem, jak se dá kolotoč dítěte otáčet tak, že ji pokaždé, když přijde, vytlačí. Po 10 až 100 milionech let tlačení se neutronová hvězda otáčí jednou za několik milisekund. Konečně, v důsledku rychlé rotace neutronové hvězdy nebo vývoje společníka, se zastaví příliv hmoty, rentgenová emise klesá a neutronová hvězda se objeví jako radio-emise milisekundy pulsar.
Je pravděpodobné, že společenská hvězda v 47 Tuc W - normální hvězda s hmotností větší než asi osmina hmotnosti Slunce - je novým partnerem, spíše než společníkem, který točil pulsarem. Nový partner, který byl poměrně nedávno získán výměnou, která vystřelila předchozího společníka, se snaží vypustit na již vytvořený pulsar a vytvořit pozorovanou rázovou vlnu. Naproti tomu rentgenový binární J1808 není v kulovém shluku a je velmi pravděpodobné, že se vyrovná původnímu společníkovi, který byl vyčerpán na velikost hnědého trpaslíka s hmotností menší než 5% hmotnosti Slunce.
Většina astronomů přijímá binární scénář spin-up pro vytváření milisekund pulsarů, protože pozorovali zrychlení neutronových hvězd v rentgenových binárních systémech a téměř všechny milisekundy pulsarů byly pozorovány v binárních systémech. Dosud chyběl konečný důkaz, protože o přechodných objektech mezi druhým a posledním krokem je známo jen velmi málo.
Proto je 47 Tuc W horké. Spojuje milisekundový pulsar s mnoha vlastnostmi rentgenového binárního kódu s J1808, rentgenovým binárním systémem, který se chová mnoha způsoby jako milisekundový pulsar, a tak poskytuje silný důkazní materiál pro podporu teorie.
Původní zdroj: Chandra X-ray Observatory </ a
