Binaarpaari PSR B-1259-63 / SS 2883 HESS-pilt. Kujutise krediit: HESS. Pilt suuremalt.
Binaarpaar PSR B-1259-63 / SS 2883 asub umbes 5000 valgusaasta kaugusel Cruxi lõunapoolkera tähtkuju (lõunapoolne rist) üldsuunas. Duo koosneb pulsarist (PSR B-1259) ja massiivsest sinisest hiiglasest (SS 2883), mis on lukustatud laialt hoomavasse tantsu, mis kordab samme iga 3,4 aasta tagant. Massiivsema primaari pulsaari orbiit on nii ekstsentriline, et paar läbib lähima lähenemise korral 100 miljonit kilomeetrit ja nad eraldavad kõige kaugemas kohas umbes kümme korda seda vahemaad. Lähima lähenemise ajal langeb pulsarilt saadav signaal märkimisväärselt, kuna massiivne sinine hiiglane on selle varjutanud.
Vaatlejad, kes kasutasid 12,5-meetrist kõrgtehnoloogilist stereoskoopilist süsteemi (HESS), salvestasid paari tantsu kuuvabadel öödel 2004. aasta veebruarist aprillini ja ajastati need pulsaari lähenemisel ja taandudes duo lähimast punktist. Astronoomid leidsid, et pulsari raadiolained sobisid kokku piirkonnast tuleva ülikõrge gammakiirgusega.
Max Helebergi Tuumafüüsika Instituudi (Heidelbergi Saksamaa) Felix Aharonise sõnul võimaldab see binaarsüsteem ultra-relativistliku pulsarituule tekitamise ja lõpetamise äärmiselt keerukate MHD (magnetohüdrodünaamiliste) protsesside "on-line valvet" ning osakesi kiirendamine relativistlike lööklainete abil süsteemi suure energiaga gammakiirguse spektraal- ja ajaliste karakteristikute uurimise kaudu. Sellega seoses on binaarsüsteem PSR B1259-63 ainulaadne laboratoorium, et uurida pulsartuulte füüsikat. ”
Pulsari avastas esmakordselt astronoomide meeskond 1992. aastal Austraalias Parkesi raadioteleskoobi abil. Selle magnetiline suund suundub Maa poole 20 korda sekundis. Lisaks raadioemissioonile saadab pulsar kogu orbiidi vältel röntgenikiirgust - erinevatel energiatasanditel. Arvatakse, et need röntgenikiired on kiirguse tagajärg, mis tekib siis, kui pulsari magnetväli interakteerub kaas sinise hiiglase poolt vabastatud gaasidega.
Sinine hiiglane SS 2883 avastati esmakordselt pulsarsi kaaslaseks 1992. aastal. See on Päikese massist kümme korda suurem, kuid sellel on kõrge temperatuur ja kiiresti põlev termotuumasüsteem. See pöörleb väga kiiresti ja väljutab materjali oma ekvaatorilt sporaadiliselt. Paberkandjal „Binary Pulsar PSR B-1259-63… koos H.E.S.S.-ga avastused” öeldakse, et „ole tähtedel on teada, et mitteisotroopilistel tähetuultel on ekvaatoriline ketas suurema massi väljavooluga”.
Selles artiklis öeldakse, et "ajamõõtmised viitavad ketta kaldele orbitaaltasapinna suhtes ..." - selline orbitaalkalle põhjustab pulsaari ületamise ketast periastroni läheduses kaks korda. Ja just nendel ristumistel tõusevad asjad tõeliselt suureks, kui pulsari magnetväli hakkab vastastikku reageerima laetud osakestega tähekese väljundi vastupidises löögipiirkonnas.
Selle tulemusel öeldakse, et see süsteem on „binaarne põlvkond”, kus „Kaasetähe poolt pakutav intensiivne footonväli ei mängi mitte ainult olulist rolli relativistlike elektronide jahutamisel, vaid on ka täiuslik sihtmärk kõrgete -energeetilised gammakiired läbi Comptoni (IC) pöördjaotuse. ” Felix laiendab seda mõtet, öeldes, et „pulsar pole isoleeritud, vaid asub kahesüsteemis võimsa optilise tähe lähedal. Sellisel juhul lõpeb pulsar-tuul kõrge gaasi rõhu all oleva tähetuulega interaktsiooni tõttu binaarses süsteemis, kus magnetväli on üsna kõrge (umbes 1 G, s.o 10 000 kuni 100 000 korda suurem kui tavalistes padjandites). Lisaks sellele kannatavad elektronid optilise tähe olemasolu tõttu tähevalgusega interaktsioonide (Comptoni hajumine) ajal tõsiseid kaotusi. See muudab elektronide eluea väga lühikeseks, 1 tund või vähem. Suure energiaga gammakiiri saab toota ka elektronide (ja võib-olla ka prootonite) vastasmõjul täheketta tiheda gaasiga (ka üsna lühikese aja jooksul!). ”
Kahendkomponendina kuvatakse tähesüsteemil laiaulatuslik energiasignatuur, mis põhineb Pulsari ekstsentrilisel orbiidil, ja ümmarguste tähtede tiheduse suurtest erinevustest SS 2883 ümbruses, millega see interakteerub. Periastroni lähedal lõpeb ümbritseva plasmaga interakteeruv „külm” pulsartuul relativistliku lööklaine tekitamisega, mis omakorda kiirendab osakesi ülimagevateks energiateks, 1 TeV või rohkem. Nendes osakestes olev soojus jahutatakse siis, kui footonid löövad kiiresti liikuvaid elektrone ja positroone. See Comptoni pöördvõrdeline hajumisefekt kulutab energiat, võimendades footoni sagedusi metsikult. Lihtsustatult öeldes suurendatakse vähese energiaga “nähtava valguse” footoneid palju kõrgemale energiatasemele - mõned saavutavad ülemise gammakiirguse / alumise kosmilise kiirguse domääni terraelektroni voltpiirkonna.
Samal ajal, kui pulsar eemaldub tähtprimaarist, kohtub see vähem ja vähem laetud osakestega, samal ajal langeb ka kesktähest nähtava valguse footonite tihedus. Sel ajal väheneb footonite hajumine ja domineerib sünkrotroni kiirgus. Seetõttu hakkavad süsteemi energiasignatuuris domineerima madalama võimsusega röntgenikiirgused, kuna pulss aeglustub ja tähest eemale tõmbub.
Lõpuks on impulsside orbiidil kaks perioodi, kus see ületab sinise hiiglase ümmarguse ketta ekvatoriaaltasapinna. Need üleminekupunktid võivad põhjustada arvukate ülienergiaga footonite, elektronide, positronite ja isegi mõne prootonite loomise. Kui tekivad relativistlikult kiirendatud osakesed, interakteeruvad nad omakorda piirkonnaga, mis suudab kudema hulgaliselt teisi osakesi, mis on võimelised lagunema suure energiaga footoniteks ja muudeks osakesteks.
13. juunil 2005 avaldatud artiklist on "selle keeruka süsteemi teoreetiline mõistmine, mis hõlmab üksteisega integreeritud pulsar- ja tähetuule, seni piiratud, kuna puuduvad piiravad tähelepanekud." Kuid nüüd, IACTS-i (Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes), näiteks H.E.S.S., tõttu on astronoomidel nüüd võimalik lahendada palju uusi, suure energiaga gammakiirte kiirgusallikaid muudest süsteemidest, näiteks PSR B-1259-63 / SS 2883.
PSR B-1259-63 / SS 2883 süsteemis näib loodus olevat astronoomidele - ja füüsikutele - pakkunud ülimalt suure energiatarbega osakeste kiirendi versiooni, mis on õnneks hästi suletud ja Maast ohutu.
Kirjutanud Jeff Barbour
