PSR J1023 +0038

PSR J1023 +0038
Descoperire	2007 ^[1]
Descoperitor	Institutul Național de Astrofizică (INAF) ^[2]
Constelaţie	Sextant ^[2]
Distanța de la Soare	4000 de ani lumină ^[2]
Date observaționale
Aplicația Magnitude.	17.31
Editați datele pe Wikidata · Manual

PSR J1023 +0038 este un pulsar care emite impulsuri periodice atât în domeniul razelor X, cât și în cel al luminii vizibile ^[2] ; a fost observată pentru prima dată de o echipă internațională de cercetare în 1999. Constatarea a fost confirmată în 2007. ^[1]

Descoperire

„ Această descoperire este importantă nu numai pentru că demonstrează că chiar și câmpurile magnetice ale stelelor de neutroni cu rotație rapidă pot genera pulsații de lumină vizibilă, deschizând un câmp cu totul nou de investigație.

De fapt, deschide și posibilitatea ca un pulsar radio să fie activ în ciuda prezenței unui disc. Un rezultat total neașteptat care ne-ar obliga să ne revizuim multe dintre credințele noastre despre interacțiunea dintre discuri și câmpurile magnetice ale pulsarilor. "

( Filippo Ambrosino, cercetător INAF - Iaps of Rome, despre descoperire )

PSR J1023 +0038 este un pulsar de milisecundă , o stea de neutroni cu rotație rapidă; această stea stabilește o înregistrare: este un pulsar care emite aproximativ 590 de impulsuri de lumină vizibilă în fiecare secundă; descoperirea se face datorită telescopului național Galileo al INAF din Insulele Canare.

PSR J1023 +0038 este un radio-pulsar: o stea care se rotește suficient de rapid pentru a putea accelera particulele la energie foarte mare (mult mai mare decât scările de energie obținute la CERN din Geneva), producând impulsuri de radiații (de la unde radio la raze gamma ) observabile, permițând cunoașterea perioadei de rotație a stelei de origine cu mare precizie; unele pulsare au perioade de câteva milisecunde. Orice obiect de pe ecuatorul lor s-ar deplasa cu o viteză egală cu 10% din viteza luminii . ^[2] Aceste viteze foarte mari sunt rezultatul unei faze evolutive care se întinde pe miliarde de ani. Rotația este cauzată de prezența unei „stele însoțitoare”, care „descarcă” materialul pe steaua neutronică și o face să se rotească, formând un disc de acumulare în jurul ei, care face undele radio caracteristice invizibile. Emisia se reia odată ce materia discului de acumulare ajunge la stabilitate și se oprește. ^[1]

În 2013, au fost observate unele pulsare de tranziție, adică capabile să alterneze, în mai puțin de câteva săptămâni, faze pulsare cu emisii de raze X și faze radio-pulsare alimentate de rotația unică a câmpului lor magnetic imens. Pentru o observare mai precisă, telescopul Galileo este echipat cu tehnologia Sifap ( Silicon Fast Astronomical Photometer ): un fotometru optic de înaltă rezoluție, capabil să măsoare sosirea fotonilor singuri dintr-o sursă de lumină cu o precizie de aproximativ 25 nanosecunde . Datorită acestei tehnologii, este înregistrat un semnal pulsat de lumină vizibilă, care prezintă un comportament radio-pulsar, în ciuda prezenței discului de acumulare. ^[2]

Observare

Formarea și evoluția pulsarilor de milisecundă (MSP) au fost o chestiune de dezbatere; cea mai acreditată teorie este cea care explică pulsarii de milisecundă ca componente ale sistemelor binare ale stelelor de neutroni cu masă mică (LMXB) accelerate la perioade de milisecunde datorită impulsului unghiular obținut din materialul care vine de la stelele însoțitoare.

PSR J2013 +0038 a fost identificat inițial ca o stea cu masă redusă, cu o perioadă orbitală de puțin sub 5 ore. Câțiva ani mai târziu, se observă o pulsație de aproximativ 1,70 milisecunde. În urma acestor observații, sosește confirmarea că PSR J1023 +0038 este un sistem nou-născut de pulsare milisecunde și inserat ca verigă lipsă între stelele cu masă mică și pulsare; tranziția dintre cele două state este foarte recentă, dar se crede pe larg că discul de acumulare ar trebui să se reformeze într-un timp scurt din cauza unei creșteri a transferului de masă, cu oprirea consecventă, ca un „far cosmic” ^[2] , al pulsar, așteptând o nouă accelerare a rotației.

Din iunie 2013, pulsațiile au oscilat între 350 MHz și 5 GHz, spectroscopiile indică formarea discului de acumulare, producerea razelor X, o creștere a luminozității și a emisiei de raze UV , ceea ce sugerează o tranziție de la pulsar la masa stelară mică. Datorită telescopului Fermi Large Area Telescope (LAT), este identificată o producție anormală de raze gamma (care ar trebui, la fel ca undele radio, să înceteze); de fapt, nici o stea cu masă mică nu fusese observată vreodată de Fermi. ^[3]

Analiza spectrală

În scopul unui raport energetic complet, datorită telescopului Fermi, sunt observate două perioade diferite: de la 14 august 2008 la 31 mai 2013 și de la 1 iulie 2013 la 12 noiembrie 2013, adică înainte și după schimbarea stării stelei . În timpul ambelor intervale, sunt create două modele diferite de PSR J1023 +0038, conform unei legi simple a puterii și una cu o limită exponențială. Ambele ecuații oferă rezultate consistente cu observațiile, identificând un profil de energie stelar precis ^[3]

Analiza radio

Emisiile radio ale PSR j1023 +0038 sunt observate de FIRST VLA ( Very Large Array ) în 1999, arătând variabilitatea emisiilor provenite din sistem, capabile să se schimbe cu un factor de 4 într-o singură săptămână. În ciuda lipsei rezultatelor spectroscopice, era aproape sigur că steaua se afla într-o stare de acumulare, deoarece emisiile radio sunt mai frecvente și mai intense în timpul etapei de rotație. Un nou interval de observare, din 2008 până la mijlocul anului 2012, oferă informații noi despre unele întreruperi ale semnalului, cum ar fi eclipsele variabile, disparițiile pe termen scurt ale emisiilor și dispersia excesivă la intervale aleatorii ale fazei orbitale.

În 2013 nu a fost detectat niciun semnal pulsat, această implicație nu indică neapărat o schimbare de fază, deoarece o defecțiune a răspunsului poate apărea din cauza materialului evacuat din rotația pulsarului, ascunzând ceea ce instrumentele ar trebui să detecteze. ^[3]

Model teoretic

În urma observațiilor din 2013, un model este teoretizat în conformitate cu rezultatele lungimilor de undă, inclusiv toate rezultatele anterioare ale analizelor privind emisiile UV, presiunea gazului și viteza de pierdere a masei de pe disc. Calculele arată că discul nu se extinde la pulsar, deoarece ar face emisiile nedetectabile. Spectroscopia arată că radiația gamma provoacă evaporarea discului de acumulare al unei stele cu masă mică într-o stare de repaus (acest proces are loc numai dacă discul este prea dens), materia evaporată tinde să ascundă semnalul pulsat de diferite GHz ( după cum se dovedește faptul că sub 5 GHz nu au fost detectate semnale de la stele în stare augmentativă, chiar și în timpul rotației în curs).

Se așteaptă ca, sub raza critică, discul de acumulare să se deplaseze spre pulsar, scăzând rata de acumulare. Masa pierdută de disc din cauza razelor gamma este mai moderată decât cea prezisă de teorie. Cu toate acestea, în timpul stării de augmentare, materia nu pătrunde în magnetosferă, chiar și după ce pulsația a dispărut. Creșterea unui factor de 10 în flux după încetarea pulsației indică prezența unei noi componente dominante în partea magnetosferică: procesul invers Compton , imputat de producția suplimentară de raze gamma datorită împrăștierii fotonilor din disc prin pulsar relativistic de vânt (situație care apare dacă discul are o măsurare a razei mai mică de 3 × 10 ^ 9 cm). Vântul pulsar este format din electroni , postitron și câmp magnetic, formând o funcție monoenergetică. ^[3]

Concluzii

Descoperirile practice sugerează prezența unui nou disc de acumulare asociat cu emisiile UV, producând raze gamma prin efectul invers Compton, la jumătatea distanței dintre procesul de emisie UV și vântul pulsar. În același timp, o parte a vântului este blocată de undele intrabinare, provocând o creștere a radiației X. Modelul standard al discului implică faptul că emisiile UV / optice provin în principal de la distanța axială , corespunzătoare unei perioade orbitale de 160 (R / 5 × 10 ^ 9) ^ 3/2 s, în concordanță cu perioada observată. Pe raza X, pe de altă parte, originea intervalului de timp de variabilitate observat trebuie căutată din perturbațiile cauzate de vântul stelar, de o variație a vitezei acestuia din urmă sau de propagarea sunetului în limita discului de acumulare. ^[3]