Le pulsar radio PSR B1259-63. Crédit image: ESA Cliquez pour agrandir
Les astronomes de l'ESA ont été témoins de quelque chose de très inhabituel; un pulsar s'écrasant à travers un anneau de gaz entourant une étoile compagnon. Cette étoile compagnon est plusieurs fois plus massive que notre propre Soleil et tourne si rapidement qu'elle crache constamment de la matière dans un anneau de gaz. Le pulsar traverse deux fois cet anneau au cours de son orbite elliptique de 3,4 ans
Les astronomes ont assisté à un événement inédit dans les observations du vaisseau spatial XMM-Newton de l'ESA - une collision entre un pulsar et un anneau de gaz autour d'une étoile voisine.
Le passage rare, qui a fait plonger le pulsar dans et à travers cet anneau, a illuminé le ciel en rayons gamma et X.
Il a révélé un nouvel éclairage remarquable sur l’origine et le contenu des «vents pulsars», qui est un mystère de longue date. Les scientifiques ont décrit l'événement comme une version naturelle mais «à grande échelle» de la célèbre collision par satellite Deep Impact avec la comète Tempel 1.
Leur analyse finale est basée sur une nouvelle observation de XMM-Newton et une multitude de données archivées qui permettront de mieux comprendre ce qui motive les «nébuleuses pulsar» bien connues, telles que les pulsars colorés Crab et Vela.
"Malgré d'innombrables observations, la physique des vents pulsars est restée une énigme", a déclaré l'auteur principal Masha Chernyakova, du Integral Science Data Center, Versoix, Suisse.
«Ici, nous avons eu la rare occasion de voir le vent pulsar se heurter au vent stellaire. C'est analogue à casser quelque chose d'ouvert pour voir ce qu'il y a à l'intérieur. »
Un pulsar est un noyau à rotation rapide d'une étoile effondrée qui était une fois environ 10 à 25 fois plus massive que notre Soleil. Le noyau dense contient environ une masse solaire compactée dans une sphère d'environ 20 kilomètres de diamètre.
Le pulsar dans cette observation, appelé PSR B1259-63, est un pulsar radio, ce qui signifie la plupart du temps qu'il n'émet que des ondes radio. Le système binaire se trouve dans la direction générale de la Croix du Sud à environ 5000 années-lumière.
Le vent pulsar comprend un matériau projeté loin du pulsar. Il y a un débat en cours sur l'énergie des vents et si ces vents sont constitués de protons ou d'électrons. Ce que l’équipe de Chernyakova a trouvé, bien que surprenant, est parfaitement lié à d’autres observations récentes.
L'équipe a observé le PSR B1259-63 en orbite autour d'une étoile «Be» nommée SS 2883, qui est brillante et visible pour les astronomes amateurs. Les étoiles «Be», ainsi nommées en raison de certaines caractéristiques spectrales, ont tendance à être quelques fois plus massives que notre Soleil et tournent à des vitesses étonnantes.
Ils tournent si vite que leur région équatoriale se gonfle et ils deviennent des sphères aplaties. Le gaz est systématiquement projeté d'une telle étoile et se dépose dans un anneau équatorial autour de l'étoile, avec une apparence quelque peu similaire à la planète Saturne et ses anneaux.
Le pulsar plonge deux fois dans l'anneau de l'étoile Be au cours de son orbite elliptique de 3,4 ans; mais les plongeons ne sont distants que de quelques mois, juste avant et après le «périastron», le point où les deux objets en orbite sont les plus proches l'un de l'autre. C'est lors des plongeons que des rayons X et des rayons gamma sont émis, et XMM-Newton détecte les rayons X.
"Pour la majeure partie de l'orbite de 3,4 ans, les deux sources sont relativement faibles en rayons X et il n'est pas possible d'identifier les caractéristiques du vent pulsar", a déclaré le co-auteur Andrii Neronov. "Alors que les deux objets se rapprochent, des étincelles commencent à voler."
Les nouvelles données XMM-Newton ont été collectées presque simultanément avec une observation HESS. HESS, le système stéréoscopique à haute énergie, est un nouveau télescope à rayons gamma au sol en Namibie.
Annoncée l'année dernière, l'observation HESS était déroutante dans la mesure où l'émission de rayons gamma est tombée à un minimum au périastron et a atteint deux maximums, juste avant et après le périastron, contrairement à ce que les scientifiques attendaient.
L’observation XMM-Newton soutient l’observation HESS en montrant comment les maximums ont été générés par le double plongeon dans l’anneau de l’étoile Be. En combinant ces deux observations avec les observations radio du dernier événement périastron, les scientifiques ont maintenant une image complète de ce système.
En traçant la montée et la descente des rayons X et des rayons gamma jour après jour alors que le pulsar creusait à travers le disque de l'étoile Be, les scientifiques pourraient conclure que le vent des électrons à un niveau d'énergie de 10 à 100 MeV est responsable des rayons X observés. ray light. (1 MeV représente un million d'électrons volts.)
Bien que 10-100 MeV soit énergétique, c'est environ 1000 fois moins que le niveau d'énergie attendu de 100 TeV. Encore plus déroutant est l'émission de rayons gamma multi-TeV, qui, bien qu'émanant sûrement des électrons du vent 10-100 TeV, semble être produite différemment de la façon dont elle était pensée auparavant.
"Le seul fait qui est limpide en ce moment est que c'est le système de pulsars à surveiller si nous voulons comprendre les vents pulsariens", a déclaré Chernyakova.
«Jamais nous n'avons vu le vent pulsar avec autant de détails. Nous continuons maintenant avec des modèles théoriques. Nous avons une bonne explication du comportement de la radio aux rayons gamma de ce drôle de système, mais il est toujours «en construction». »
Source d'origine: ESA Portal
