Der Funkpulsar PSR B1259-63. Bildnachweis: ESA Zum Vergrößern anklicken
ESA-Astronomen haben etwas sehr Ungewöhnliches erlebt. Ein Pulsar krachte durch einen Gasring, der einen Begleitstern umgab. Dieser Begleitstern ist um ein Vielfaches massereicher als unsere eigene Sonne und dreht sich so schnell, dass er ständig Material in einen Gasring ausspuckt. Der Pulsar durchläuft diesen Ring zweimal während seiner 3,4-jährigen elliptischen Umlaufbahn
Astronomen haben bei Beobachtungen des XMM-Newton-Raumfahrzeugs der ESA ein nie zuvor gesehenes Ereignis erlebt - eine Kollision zwischen einem Pulsar und einem Gasring um einen benachbarten Stern.
Die seltene Passage, in der der Pulsar in und durch diesen Ring stürzte, beleuchtete den Himmel mit Gamma- und Röntgenstrahlen.
Es hat einen bemerkenswerten neuen Einblick in den Ursprung und den Inhalt von „Pulsarwinden“ gegeben, der seit langem ein Rätsel ist. Die Wissenschaftler beschrieben das Ereignis als eine natürliche, aber vergrößerte Version der bekannten Deep Impact-Satellitenkollision mit dem Kometen Tempel 1.
Ihre endgültige Analyse basiert auf einer neuen Beobachtung von XMM-Newton und einer Vielzahl archivierter Daten, die zu einem besseren Verständnis dessen führen, was bekannte „Pulsarnebel“ wie die farbenfrohen Krabben- und Vela-Pulsare antreibt.
"Trotz unzähliger Beobachtungen ist die Physik der Pulsarwinde ein Rätsel geblieben", sagte die Hauptautorin Masha Chernyakova vom Integral Science Data Center in Versoix, Schweiz.
„Hier hatten wir die seltene Gelegenheit zu sehen, wie Pulsarwind mit Sternwind zusammenstieß. Es ist analog dazu, etwas aufzuschlagen, um zu sehen, was drin ist. "
Ein Pulsar ist ein sich schnell drehender Kern eines zusammengebrochenen Sterns, der einst etwa 10 bis 25 Mal so massereich war wie unsere Sonne. Der dichte Kern enthält etwa eine Sonnenmasse, die in einer Kugel mit einem Durchmesser von etwa 20 Kilometern verdichtet ist.
Der Pulsar in dieser Beobachtung, PSR B1259-63 genannt, ist ein Funkpulsar, was bedeutet, dass er die meiste Zeit nur Funkwellen aussendet. Das binäre System liegt in der allgemeinen Richtung des etwa 5000 Lichtjahre entfernten Südlichen Kreuzes.
Pulsarwind besteht aus Material, das vom Pulsar weggeschleudert wird. Es gibt eine anhaltende Debatte darüber, wie energisch die Winde sind und ob diese Winde aus Protonen oder Elektronen bestehen. Was Chernyakovas Team gefunden hat, passt, obwohl überraschend, gut zu anderen jüngsten Beobachtungen.
Das Team beobachtete, wie PSR B1259-63 einen Be-Stern namens SS 2883 umkreiste, der hell und für Amateurastronomen sichtbar ist. Be-Sterne, die aufgrund bestimmter spektraler Eigenschaften so genannt werden, sind in der Regel einige Male massereicher als unsere Sonne und drehen sich mit erstaunlichen Geschwindigkeiten.
Sie drehen sich so schnell, dass sich ihre Äquatorregion ausbaucht und sie zu abgeflachten Kugeln werden. Gas wird ständig von einem solchen Stern weggeschleudert und setzt sich in einem äquatorialen Ring um den Stern ab, dessen Aussehen dem Planeten Saturn und seinen Ringen etwas ähnelt.
Der Pulsar taucht während seiner 3,4-jährigen elliptischen Umlaufbahn zweimal in den Ring des Be-Sterns ein. Die Stürze sind jedoch nur wenige Monate voneinander entfernt, kurz vor und nach dem „Periastron“, dem Punkt, an dem die beiden Objekte im Orbit einander am nächsten sind. Während des Eintauchens werden Röntgen- und Gammastrahlen emittiert, und XMM-Newton erkennt die Röntgenstrahlen.
"Für den größten Teil der 3,4-jährigen Umlaufbahn sind beide Quellen in Röntgenstrahlen relativ schwach und es ist nicht möglich, Eigenschaften im Pulsarwind zu identifizieren", sagte Co-Autor Andrii Neronov. "Wenn die beiden Objekte näher zusammenrücken, beginnen Funken zu fliegen."
Die neuen XMM-Newton-Daten wurden fast gleichzeitig mit einer HESS-Beobachtung gesammelt. HESS, das High Energy Stereoscopic System, ist ein neues bodengestütztes Gammastrahlenteleskop in Namibia.
Die im letzten Jahr angekündigte HESS-Beobachtung war insofern rätselhaft, als die Gammastrahlenemission am Periastron auf ein Minimum abfiel und kurz vor und nach dem Periastron zwei Maxima aufwies, das Gegenteil von dem, was Wissenschaftler erwartet hatten.
Die XMM-Newton-Beobachtung unterstützt die HESS-Beobachtung, indem sie zeigt, wie die Maxima durch das doppelte Eintauchen in den Ring des Be-Sterns erzeugt wurden. Durch die Kombination dieser beiden Beobachtungen mit Funkbeobachtungen aus dem letzten Periastron-Ereignis haben die Wissenschaftler nun ein vollständiges Bild dieses Systems.
Die Wissenschaftler verfolgten Tag für Tag den Anstieg und Abfall von Röntgen- und Gammastrahlen, während sich der Pulsar durch die Scheibe des Be-Sterns grub, und konnten daraus schließen, dass der Elektronenwind mit einem Energieniveau von 10-100 MeV für die beobachteten Röntgenstrahlen verantwortlich ist. Strahlenlicht. (1 MeV entspricht einer Million Elektronenvolt.)
Obwohl 10-100 MeV energetisch sind, ist dies ungefähr 1000-mal weniger als das erwartete Energieniveau von 100 TeV. Noch rätselhafter ist die Multi-TeV-Gammastrahlenemission, die, obwohl sie sicherlich von den 10-100 TeV-Windelektronen ausgeht, anders erzeugt zu sein scheint als bisher angenommen.
"Die einzige Tatsache, die im Moment kristallklar ist, ist, dass dies das Pulsarsystem ist, das beobachtet werden muss, wenn wir Pulsarwinde verstehen wollen", sagte Chernyakova.
„Noch nie haben wir Pulsarwind so detailliert gesehen. Wir fahren jetzt mit theoretischen Modellen fort. Wir haben einige gute Erklärungen für das Radio-zu-TeV-Gammastrahlenverhalten dieses lustigen Systems, aber es befindet sich noch im Aufbau. “
Ursprüngliche Quelle: ESA-Portal
