Vue radiographique en plein champ de l'amas d'étoiles globulaires 47 Tucanae. Crédit d'image: NASA / CXC / Northwestern U./C.Heinke et al. Cliquez pour agrandir
Les nouvelles observations de Chandra donnent la meilleure information à ce jour sur la raison pour laquelle ces étoiles à neutrons, appelées pulsars millisecondes, tournent si rapidement. La clé, comme dans l'immobilier, est l'emplacement, l'emplacement, l'emplacement - dans ce cas, les limites surpeuplées de l'amas d'étoiles globulaires 47 Tucanae, où les étoiles sont à moins d'un dixième d'une année-lumière. Près de deux douzaines de pulsars millisecondes s'y trouvent. Ce grand échantillon est une aubaine pour les astronomes qui cherchent à tester des théories sur l'origine des pulsars millisecondes, et augmente les chances qu'ils trouvent un objet de transition critique tel que 47 Tuc W.
47 Tuc W se démarque de la foule car elle produit plus de rayons X à haute énergie que les autres. Cette anomalie indique une origine différente des rayons X, à savoir une onde de choc due à une collision entre la matière provenant d'une étoile compagnon et des particules s'éloignant du pulsar à une vitesse proche de la vitesse de la lumière. Des variations régulières de la lumière optique et des rayons X correspondant à la période orbitale des étoiles soutiennent cette interprétation.
Une équipe d'astronomes du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics à Cambridge, MA, a souligné que la signature et la variabilité des rayons X de la lumière de 47 Tuc W sont presque identiques à celles observées à partir d'une source binaire de rayons X connue sous le nom de J1808. Ils suggèrent que ces similitudes entre un pulsar de milliseconde connu et un binaire de rayons X connu fournissent le lien recherché depuis longtemps entre ces types d'objets.
En théorie, la première étape vers la production d'un pulsar à la milliseconde est la formation d'une étoile à neutrons lorsqu'une étoile massive passe en supernova. Si l'étoile à neutrons est dans un amas globulaire, elle exécutera une danse erratique autour du centre de l'amas, ramassant une étoile compagnon qu'elle pourra plus tard échanger contre une autre.
Comme sur une piste de danse bondée, la congestion dans un amas globulaire peut amener l'étoile à neutrons à se rapprocher de son compagnon, ou à échanger des partenaires pour former une paire encore plus serrée. Lorsque l'appariement devient suffisamment proche, l'étoile à neutrons commence à éloigner la matière de son partenaire. Lorsque la matière tombe sur l'étoile à neutrons, elle émet des rayons X. Un système binaire à rayons X a été formé et l'étoile à neutrons a franchi la deuxième étape cruciale pour devenir un pulsar milliseconde.
La matière tombant sur l'étoile à neutrons la fait lentement tourner, de la même manière que le carrousel d'un enfant peut être tourné en le poussant à chaque fois qu'il se déplace. Après 10 à 100 millions d'années de poussée, l'étoile à neutrons tourne toutes les quelques millisecondes. Enfin, en raison de la rotation rapide de l'étoile à neutrons ou de l'évolution du compagnon, l'inflation de matière s'arrête, l'émission de rayons X diminue et l'étoile à neutrons émerge comme un pulsar milliseconde émettant des radios.
Il est probable que l'étoile compagnon dans 47 Tuc W - une étoile normale avec une masse supérieure à environ un huitième de celle du Soleil - est un nouveau partenaire, plutôt que le compagnon qui a fait tourner le pulsar. Le nouveau partenaire, acquis assez récemment lors d'un échange qui a éjecté le compagnon précédent, tente de se jeter sur le pulsar déjà tourné, créant l'onde de choc observée. En revanche, le binaire à rayons X J1808 n'est pas dans un amas globulaire et se contente très probablement de son compagnon d'origine, qui a été réduit à une taille de naine brune avec une masse inférieure à 5% de celle du Soleil.
La plupart des astronomes acceptent le scénario de rotation binaire pour créer des pulsars millisecondes car ils ont observé une accélération des étoiles à neutrons dans les systèmes binaires à rayons X, et presque tous les pulsars radio millisecondes se trouvent dans des systèmes binaires. Jusqu'à présent, la preuve définitive faisait défaut, car on sait très peu de choses sur les objets de transition entre la deuxième et la dernière étape.
C'est pourquoi 47 Tuc W est chaud. Il relie un pulsar à la milliseconde avec de nombreuses propriétés d'un binaire à rayons X à J1808, un binaire à rayons X qui se comporte de plusieurs manières comme un pulsar à la milliseconde, fournissant ainsi une solide chaîne de preuves pour étayer la théorie.
Source d'origine: Chandra X-ray Observatory </ a
