Imagen HESS del par binario PSR B-1259-63 / SS 2883. Crédito de la imagen: HESS. Click para agrandar.
El par binario PSR B-1259-63 / SS 2883 se encuentra a unos 5.000 años luz de distancia en la dirección general de la constelación del hemisferio sur Crux (la Cruz del Sur). El dúo consiste en un púlsar (PSR B-1259) y un gigante azul masivo (SS 2883) encerrado en una danza muy oscilante que repite pasos cada 3.4 años. La órbita del púlsar del primario más masivo es tan excéntrica que el par pasa dentro de los 100 millones de kilómetros en la aproximación más cercana y se separan aproximadamente diez veces esa distancia en su punto más alejado. Durante el acercamiento más cercano, las señales del púlsar caen significativamente a medida que es eclipsada por el gigante azul masivo.
Los observadores que utilizan el Sistema Estereoscópico de Alta Energía (HESS) de 12.5 metros registraron el baile de la pareja durante las noches sin luna de febrero a abril de 2004, y los cronometraron a medida que el púlsar se acercaba y retrocedía desde el punto más cercano del dúo. Los astrónomos descubrieron que las ondas de radio del púlsar coincidían con la radiación gamma ultraalta proveniente de la región.
Según Felix Aharonian, del Instituto Max Plank de Física Nuclear, Heidelberg, Alemania, este sistema binario "permite la" observación en línea "de los extremadamente complejos procesos MHD (magnetohidrodinámicos) de creación y terminación del viento de pulso ultrarelativista, así como de partículas. aceleración por ondas de choque relativistas, a través del estudio de las características espectrales y temporales de la radiación gamma de alta energía del sistema. En este sentido, el sistema binario PSR B1259-63 es un laboratorio único para explorar la física de los vientos del púlsar ”.
El púlsar fue detectado por primera vez por un equipo de astrónomos en 1992 utilizando el radiotelescopio Parkes en Australia. Su chorro magnético se orienta hacia la Tierra 20 veces por segundo. Además de la emisión de radio, el púlsar emite rayos X, a varios niveles de energía, en toda su órbita. Se cree que estos rayos X son el resultado de la radiación que ocurre cuando el campo magnético del púlsar interactúa con los gases liberados por el gigante azul compañero.
Se descubrió por primera vez que el gigante azul SS 2883 era un compañero del púlsar en 1992. Tiene diez veces la masa del Sol, pero tiene altas temperaturas y un motor de fusión que se quema rápidamente. Gira muy rápidamente y expulsa material de su ecuador de forma esporádica. Según el artículo "Descubrimiento del binario Pulsar PSR B-1259-63 ... con H.E.S.S.", "se sabe que las estrellas tienen vientos estelares no isotrópicos que forman un disco ecuatorial con un flujo de salida de masa mejorado".
El artículo continúa diciendo que "las mediciones de tiempo sugieren que el disco está inclinado con respecto al plano orbital ..." tal inclinación orbital hace que el "púlsar cruce el disco dos veces cerca del periastrón". Y es en estos cruces donde las cosas realmente se agudizan cuando el campo magnético del púlsar comienza a interactuar con partículas cargadas en la región de choque inverso de la eyección estelar.
Como resultado, se dice que este sistema es un 'plerión binario' donde “el intenso campo de fotones proporcionado por la estrella compañera no solo juega un papel importante en el enfriamiento de los electrones relativistas, sino que también sirve como el objetivo perfecto para la producción de altos -energía de rayos gamma a través de la dispersión inversa de Compton (IC) ". Felix amplía esta noción al decir que "el púlsar no está aislado, sino que se encuentra en un sistema binario cerca de una poderosa estrella óptica". En este caso, debido a la interacción con el viento estelar bajo alta presión de gas, el viento del púlsar termina dentro del sistema binario donde el campo magnético es bastante alto (aproximadamente 1 G, es decir, 10,000 a 100,000 veces más grande que en los pleriones estándar). Además, debido a la presencia de la estrella óptica, los electrones sufren graves pérdidas durante las interacciones (dispersión de Compton) con la luz estelar. Esto hace que la vida útil de los electrones sea muy corta, 1 hora o menos. Los rayos gamma de alta energía pueden ser producidos también por interacciones de electrones (y quizás también protones) con el denso gas del disco estelar (¡también en escalas de tiempo bastante cortas! ”).
Como un plerión binario, el sistema estelar muestra una firma energética de amplio alcance basada en la órbita excéntrica del púlsar y amplias variaciones en la densidad de la materia circunestelar alrededor del SS 2883 con el que interactúa. Cerca del periastrón, el viento púlsar "frío" que interactúa con el plasma ambiental, termina con la creación de una onda de choque relativista que a su vez acelera las partículas a energías extremadamente altas, 1 TeV o más. El calor en estas partículas se "enfría" a medida que los fotones chocan con electrones y positrones que se mueven rápidamente. Este efecto de dispersión inversa de Compton se lleva la energía al amplificar las frecuencias de fotones de forma salvaje. En pocas palabras, los fotones de "luz visible" de baja energía se elevan a niveles de energía mucho más altos, algunos alcanzando la región de voltios de terra-electrón del dominio superior de rayos gamma / rayos cósmicos inferiores.
Mientras tanto, a medida que el púlsar se aleja del estelar primario, encuentra cada vez menos partículas cargadas, mientras que la densidad de fotones de luz visible de la estrella central también disminuye. A medida que esto ocurre, la dispersión de fotones se reduce y la radiación sincrotrón comienza a dominar. Debido a esto, los rayos X de menor nivel de potencia comienzan a dominar la firma energética del sistema a medida que el púlsar se desacelera y se aleja de la estrella.
Finalmente, hay dos períodos en la órbita de los púlsares donde cruza el plano ecuatorial del disco circunestelar del gigante azul. Estos puntos de transición pueden dar lugar a la creación de numerosos fotones, electrones, positrones e incluso algunos protones súper energizados. A medida que se crean partículas aceleradas relativísticamente, a su vez interactúan con una región capaz de generar una multitud de otras partículas capaces de descomponerse en fotones de alta energía y otras partículas.
Según el artículo publicado el 13 de junio de 2005, "Hasta ahora, la comprensión teórica de este complejo sistema, que involucra púlsar y vientos estelares que interactúan entre sí, es bastante limitada debido a la falta de observaciones limitantes". Pero ahora, debido a los IACTS (Telescopios de Cherenkov de Imágenes Atmosféricas) como H.E.S.S., los astrónomos ahora pueden resolver muchas fuentes nuevas de puntos gamma de rayos gamma de alta energía de otros sistemas como PSR B-1259-63 / SS 2883.
En el sistema PSR B-1259-63 / SS 2883, la naturaleza parece haber proporcionado a los astrónomos, y a los físicos, su propia versión de un acelerador de partículas de súper alta energía, uno que afortunadamente está bien contenido y a una distancia segura de la Tierra.
Escrito por Jeff Barbour
