Rentgenový celopolní pohled na kulovou hvězdokupu 47 Tucanae. Obrazový kredit: NASA/CXC/Northwestern U./C.Heinke et al. Klikni pro zvětšení
Nová pozorování Chandry poskytují dosud nejlepší informace o tom, proč takové neutronové hvězdy, nazývané milisekundové pulsary, rotují tak rychle. Klíčem, stejně jako u nemovitostí, je umístění, umístění, umístění – v tomto případě přeplněné hranice kulové hvězdokupy 47 Tucanae, kde jsou hvězdy od sebe vzdáleny méně než desetinu světelného roku. Jsou tam umístěny téměř dvě desítky milisekundových pulsarů. Tento velký vzorek je bonanzou pro astronomy, kteří se snaží otestovat teorie původu milisekundových pulsarů, a zvyšuje šance, že najdou kritický přechodný objekt, jako je 47 Tuc W.
47 Tuc W vyčnívá z davu, protože produkuje více vysokoenergetického rentgenového záření než ostatní. Tato anomálie ukazuje na jiný původ rentgenového záření, konkrétně na rázovou vlnu způsobenou srážkou mezi hmotou proudící ze doprovodné hvězdy a částicemi ubíhajícími od pulsaru rychlostí blízkou rychlosti světla. Pravidelné variace optického a rentgenového světla odpovídající oběžné době hvězd tuto interpretaci podporují.
Tým astronomů z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics v Cambridge, MA poukázal na to, že rentgenový podpis a variabilita světla z 47 Tuc W jsou téměř totožné s těmi, které byly pozorovány z rentgenového binárního zdroje známého jako J1808. Naznačují, že tyto podobnosti mezi známým milisekundovým pulsarem a známou rentgenovou dvojhvězdou poskytují dlouho hledané spojení mezi těmito typy objektů.
Teoreticky je prvním krokem k produkci milisekundového pulsaru vytvoření neutronové hvězdy, když se hmotná hvězda stane supernovou. Pokud je neutronová hvězda v kulové hvězdokupě, předvede nepravidelný tanec kolem středu hvězdokupy a zachytí doprovodnou hvězdu, kterou může později vyměnit za jinou.
Stejně jako na přeplněném tanečním parketu může přetížení v kulové hvězdokupě způsobit, že se neutronová hvězda přiblíží ke svému společníkovi nebo si vymění partnery a vytvoří ještě těsnější pár. Když se párování dostatečně přiblíží, neutronová hvězda začne odtahovat hmotu od svého partnera. Když hmota dopadá na neutronovou hvězdu, vydává rentgenové záření. Byl vytvořen rentgenový binární systém a neutronová hvězda udělala zásadní druhý krok k tomu, aby se stala milisekundovým pulsarem.
Hmota dopadající na neutronovou hvězdu ji pomalu roztáčí, stejným způsobem, jako lze roztočit dětský kolotoč tak, že na něj zatlačíte pokaždé, když se objeví. Po 10 až 100 milionech let tlačení se neutronová hvězda otočí jednou za několik milisekund. Konečně, v důsledku rychlé rotace neutronové hvězdy nebo evoluce souputníka se přísun hmoty zastaví, emise rentgenového záření poklesnou a neutronová hvězda se objeví jako milisekundový pulsar vyzařující rádiové záření.
Je pravděpodobné, že doprovodná hvězda v 47 Tuc W – normální hvězda s hmotností větší než asi osmina hmotnosti Slunce – je spíše novým partnerem než společníkem, který roztočil pulsar. Nový partner, získaný poměrně nedávno výměnou, která vymrštila předchozího společníka, se pokouší vyhodit na již roztočený pulsar a vytvořit pozorovanou rázovou vlnu. Naproti tomu rentgenová dvojhvězda J1808 není v kulové hvězdokupě a velmi pravděpodobně si vystačí se svým původním společníkem, který byl ochuzen na velikost hnědého trpaslíka s hmotností menší než 5 % hmotnosti Slunce.
Většina astronomů přijímá scénář binárního spin-up pro vytvoření milisekundových pulsarů, protože pozorovali neutronové hvězdy zrychlující se v rentgenových binárních systémech a téměř všechny rádiové milisekundové pulsary byly pozorovány jako v binárních systémech. Až dosud chyběl definitivní důkaz, protože o přechodných objektech mezi druhým a posledním krokem je známo velmi málo.
Proto je 47 Tuc W horký. Spojuje milisekundový pulsar s mnoha vlastnostmi rentgenové dvojhvězdy s J1808, rentgenovou dvojhvězdou, která se v mnoha ohledech chová jako milisekundový pulsar, čímž poskytuje silný řetězec důkazů na podporu teorie.
Původní zdroj: rentgenová observatoř Chandra