Röntgenfoto van het volledige veld van de bolvormige sterrenhoop 47 Tucanae. Afbeelding tegoed: NASA / CXC / Northwestern U./C.Heinke et al. Klik om te vergroten
Nieuwe Chandra-waarnemingen geven de beste informatie tot nu toe over waarom zulke neutronensterren, milliseconde-pulsars genoemd, zo snel roteren. De sleutel, zoals in onroerend goed, is locatie, locatie, locatie - in dit geval de overvolle grenzen van de bolvormige sterrenhoop 47 Tucanae, waar sterren minder dan een tiende van een lichtjaar van elkaar verwijderd zijn. Daar bevinden zich bijna twee dozijn milliseconde pulsars. Deze grote steekproef is een bonanza voor astronomen die theorieën willen testen voor de oorsprong van millisecondepulsars, en vergroot de kans dat ze een kritisch overgangsobject zullen vinden, zoals 47 Tuc W.
47 Tuc W onderscheidt zich van de rest omdat het meer hoogenergetische röntgenstralen produceert dan de andere. Deze anomalie wijst op een andere oorsprong van de röntgenstralen, namelijk een schokgolf als gevolg van een botsing tussen materie die van een begeleidende ster stroomt en deeltjes die met bijna de lichtsnelheid van de pulsar wegrennen. Regelmatige variaties in het optische en röntgenlicht die overeenkomen met de omlooptijd van de sterren ondersteunen deze interpretatie.
Een team van astronomen van het Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, MA wees erop dat de röntgensignatuur en variabiliteit van het licht van 47 Tuc W bijna identiek zijn aan die van een binaire röntgenstraal die bekend staat als J1808. Ze suggereren dat deze overeenkomsten tussen een bekende milliseconde pulsar en een bekend röntgenbinaire bestand de lang gezochte link tussen dit soort objecten vormen.
In theorie is de eerste stap naar het produceren van een milliseconde pulsar de vorming van een neutronenster wanneer een massieve ster supernova wordt. Als de neutronenster zich in een bolhoop bevindt, zal hij een grillige dans uitvoeren rond het midden van de cluster, waarbij hij een begeleidende ster oppikt die hij later kan vervangen door een andere.
Net als op een overvolle dansvloer kan de congestie in een bolhoop ervoor zorgen dat de neutronenster dichter bij zijn metgezel komt of partners ruilt om een nog strakker paar te vormen. Wanneer de koppeling dicht genoeg bij elkaar komt, begint de neutronenster materie weg te trekken van zijn partner. Als materie op de neutronenster valt, geeft het röntgenstralen af. Er is een binair röntgenstelsel gevormd en de neutronenster heeft de cruciale tweede stap gezet om een milliseconde pulsar te worden.
De materie die op de neutronenster valt, laat hem langzaam ronddraaien, op dezelfde manier dat de carrousel van een kind kan worden opgedreven door er elke keer op te duwen. Na 10 tot 100 miljoen jaar duwen draait de neutronenster eens in de paar milliseconden. Ten slotte, als gevolg van de snelle rotatie van de neutronenster, of de evolutie van de metgezel, stopt de instroom van materie, neemt de röntgenstraling af en komt de neutronenster tevoorschijn als een radio-emitterende milliseconde pulsar.
Het is waarschijnlijk dat de metgezelster in 47 Tuc W - een normale ster met een massa groter dan ongeveer een achtste van die van de zon - een nieuwe partner is, in plaats van de metgezel die de pulsar opwierp. De nieuwe partner, die vrij recent is verworven in een uitwisseling die de vorige metgezel heeft uitgeworpen, probeert te dumpen op de reeds opgedraaide pulsar, waardoor de waargenomen schokgolf ontstaat. Daarentegen bevindt de binaire röntgenstraal J1808 zich niet in een bolhoop en doet het hoogstwaarschijnlijk genoegen met zijn oorspronkelijke metgezel, die is uitgeput tot een bruine dwerggrootte met een massa van minder dan 5% van die van de zon.
De meeste astronomen accepteren het binaire spin-up scenario voor het maken van millisecondepulsars omdat ze hebben waargenomen dat neutronensterren versnellen in binaire röntgensystemen, en van bijna alle radiomillisecondepulsars wordt waargenomen dat ze zich in binaire systemen bevinden. Tot nu toe ontbrak definitief bewijs, omdat er heel weinig bekend is over overgangsobjecten tussen de tweede en laatste stap.
Daarom is 47 Tuc W hot. Het verbindt een pulsar van een milliseconde met veel van de eigenschappen van een röntgenbinaire binaire verbinding met J1808, een binaire röntgenfoto die zich in veel opzichten gedraagt als een pulsar van een milliseconde en zo een sterke reeks bewijsmateriaal biedt ter ondersteuning van de theorie.
Oorspronkelijke bron: Chandra X-ray Observatory </ a
