Røntgenpulsarer falmer, når propeleffekten sætter ind

Et internationalt hold af astrofysikere, herunder russiske videnskabsmænd fra Space Research Institute of the Russian Academy of Sciences (RAS), MIPT, og Pulkovo Observatory of RAS har opdaget et brat fald i pulsarlysstyrken efter gigantiske udbrud. Fænomenet er forbundet med den såkaldte "propeleffekt, "som blev forudsagt for mere end 40 år siden. Men dette er den første undersøgelse, der pålideligt observerer overgangen af ​​de to røntgenpulsarer 4U 0115+63 og V 0332+53 til "propelregimet". Resultaterne af observationerne, de konklusioner, forskerne nåede frem til, og de relevante beregninger blev offentliggjort i Astronomi og astrofysik .

De to undersøgte kilder, 4U 0115+63 og V 0332+53, tilhører en ganske særlig klasse af forbigående røntgenpulsarer. Disse stjerner fungerer skiftevis som svage røntgenkilder, gennemgår kæmpe udbrud, og forsvinder helt af syne. Pulsarernes overgange mellem forskellige tilstande giver værdifuld information om deres magnetfelt og temperaturen af ​​det omgivende stof. Sådan information er uundværlig, da de uhyre stærke magnetfelter og ekstremt høje temperaturer gør direkte målinger umulige i et laboratorium på Jorden.

Navnet på en pulsar er indledt med et bogstav, der angiver det første observatorium, der opdager det, som efterfølges af en numerisk kode, der indeholder pulsarens koordinater. "V" refererer til Vela 5B, en amerikansk militær satellit, der blev lanceret for at spionere på sovjeterne. Med hensyn til "4U" i det andet navn, det står for det fjerde Uhuru-katalog, udarbejdet af det første observatorium i kredsløb dedikeret specifikt til røntgen-astronomi. Efter opdagelsen af ​​den første pulsar, det var oprindeligt kendt som "LGM-1" (for "små grønne mænd"), fordi det var en kilde til almindelige radioimpulser, førende videnskabsmænd til at tro, at de kunne have modtaget et signal fra intelligente rumvæsner.

En røntgenpulsar er en hurtigt roterende neutronstjerne med et stærkt magnetfelt. En neutronstjerne kan være en del af et binært system. I en proces, som astrofysikere kalder akkretion, neutronstjernen kan kanalisere gas fra sin normale stjerneledsager. De tiltrukne gasspiraler mod neutronstjernen, danner en accretion disk, som forstyrres ved magnetosfærens radius. Under tilvækst, stoffet trænger til en vis grad ind i magnetosfæren, "fryser ind i det, "og flyder langs magnetfeltets linjer mod neutronstjernens magnetiske poler. Faldende mod polerne, gassen opvarmes til flere hundrede millioner grader, som forårsager emission af røntgenstråler. Hvis en neutronstjernes magnetiske akse er skæv i forhold til dens rotationsakse, de røntgenstråler, den udsender, roterer på en måde, der ligner den måde, beacons fungerer på. For en "onshore" observatør, kilden ser ud til at sende signaler med regelmæssige intervaller fra brøkdele af et sekund til flere minutter.

En neutronstjerne er en af ​​de mulige rester efterladt af en supernova. Det kan dannes i slutningen af ​​stjernernes evolution, hvis den oprindelige stjerne var massiv nok til at tillade gravitation at komprimere stjernestoffet nok til at få elektroner til at kombinere med protoner, der giver neutroner. En neutronstjernes magnetfelt kan være mere end 10 størrelsesordener stærkere end ethvert magnetfelt, der kunne opnås på Jorden.

I et binært system, en røntgenpulsar observeres, når neutronstjernen samler stof fra sin normale stjerneledsager - ofte en kæmpe eller en supergigant karakteriseret ved en stærk stjernevind (udstødning af stof i rummet). Alternativt kan det kan være en mindre stjerne som vores egen sol, der har fyldt sin Roche -lap - det område, ud over hvilket den ikke er i stand til at holde fast i det stof, der tiltrækkes af neutronstjernens ledsager.

4U 0115+63 og V 0332+53 pulsarerne er uregelmæssige røntgenkilder (transienter), på grund af det faktum, at deres stjernekammerater tilhører den ret usædvanlige Be-stjerneklasse. Den aksiale rotation af en Be-stjerne er så hurtig, at den lejlighedsvis begynder at "bule" ved ækvator, og en gasskive er dannet omkring den, fylder Roche -lap. Neutronstjernen begynder hurtigt at samle gassen fra sin "donor"-ledsager, forårsager en kraftig stigning i røntgenstråling kaldet et røntgenudbrud. På et tidspunkt, efter at stoffet i den ækvatoriale bule begynder at udtømmes, akkretionsdisken bliver opbrugt, og gassen kan ikke længere falde ned på neutronstjernen på grund af magnetfeltets indflydelse og centrifugalkraften. Dette giver anledning til et fænomen kendt som "propeleffekten" - pulsaren går ind i en tilstand, hvor accretion ikke forekommer, og røntgenkilden observeres ikke længere.

Astronomer bruger udtrykket "lysstyrke" til at henvise til den samlede mængde energi, der udsendes af et himmellegeme pr. tidsenhed. Den røde linje i diagrammet repræsenterer tærskellysstyrken for 4U 0115+63-pulsaren. Observationer af den anden kilde (V 0332+53) gav lignende resultater. De blå linjer markerer de tidspunkter, hvor afstanden mellem pulsaren og ledsageren var på et minimum. This proximity of the companion star might cause the neutron star to go into overdrive and resume emission (see diagram), provided that sufficient amounts of matter are still available for accretion.

The Russian scientists used the X-ray telescope (XRT) on NASA's Swift space observatory to measure the threshold luminosity that marks the transition of a pulsar to the propeller regime. This parameter depends on the magnetic field and the rotational period of the pulsar. The rotational periods of the sources in this study are known based on the intervals between the pulses that we can register, 3.6 s in the case of 4U 0115+63 and 4.3 s for V 0332+53. Knowing both the threshold luminosity and the rotational period, one can calculate the strength of the magnetic field. The research findings are in agreement with the values obtained using other methods. However, the luminosity was only reduced by a factor of 200, as compared to the expected 400 times reduction. The researchers hypothesized that there could be two possible explanations for this discrepancy. Først, the neutron star surface could become an additional source of X-rays, as it cools down following an outburst. Second, the propeller effect could leave some room for matter transfer between the two stars, as opposed to sealing the neutron star off completely. Med andre ord, an unaccounted mechanism could be enabling accretion to continue to a certain extent.

The transition of a pulsar into the propeller mode is challenging to observe, as the low luminosity state cannot be detected easily. For 4U 0115+63 and V 0332+53, this was attempted following the previous outbursts of these sources. However, the instruments available at the time were not sensitive enough to see the pulsars in the "off-mode." This study is the first to demonstrate reliably that these two sources do, indeed, "black out." I øvrigt, the researchers showed that knowledge of the luminosity that marks the transition of pulsars into the propeller regime can be used to learn more about the structure and intensity of the magnetic fields around neutron stars.

Prof. Dr. Alexander Lutovinov of the Russian Academy of Sciences, Head of Laboratory at the Space Research Institute (IKI RAS) and a professor at MIPT, comments, "Knowledge of the structure of the magnetic fields of neutron stars is of paramount importance for our understanding of their formation and evolution. In this research, we determined the dipole magnetic field component, which is linked to the propeller effect, for two neutron stars. We demonstrate that this independently calculated value can be compared to the available results of magnetic field measurements based on the detection of cyclotron lines in the spectra of sources. Ved at gøre dette, it is possible to estimate the contribution of the other, higher-order components in the field structure."