Immagine HESS della coppia binaria PSR B-1259-63 / SS 2883. Credito immagine: HESS. Clicca per ingrandire.
La coppia binaria PSR B-1259-63 / SS 2883 si trova a circa 5.000 anni luce di distanza nella direzione generale della costellazione dell'emisfero meridionale Crux (Croce del Sud). Il duo è composto da una pulsar (PSR B-1259) e un gigantesco gigante blu (SS 2883) bloccato in una danza che oscilla ampiamente e che ripete i passaggi ogni 3,4 anni. L'orbita della pulsar del primario più massiccio è così eccentrica che la coppia passa entro 100 milioni di chilometri all'approccio più vicino e si separano all'incirca dieci volte quella distanza nel punto più lontano. Durante l'approccio più vicino, i segnali della pulsar diminuiscono in modo significativo quando viene eclissato dall'enorme gigante blu.
Gli osservatori che utilizzano il sistema stereoscopico ad alta energia (HESS) da 12,5 metri hanno registrato la danza della coppia durante le notti senza luna da febbraio ad aprile 2004, e li hanno cronometrati mentre la pulsar si avvicinava e si ritirava dal punto più vicino della coppia. Gli astronomi hanno scoperto che le onde radio provenienti dalla pulsar si sono abbinate alla radiazione gamma ultra-alta proveniente dalla regione.
Secondo Felix Aharonian del Max Plank Institute for Nuclear Physics, Heidelberg, Germania, questo sistema binario "consente" monitoraggio on-line "dei processi MHD (magnetoidrodinamici) estremamente complessi di creazione e terminazione del vento pulsar ultrarelativistico, nonché di particelle accelerazione da onde d'urto relativistiche, attraverso lo studio delle caratteristiche spettrali e temporali della radiazione gamma ad alta energia del sistema. A questo proposito il sistema binario PSR B1259-63 è un laboratorio unico per esplorare la fisica dei venti pulsar. ”
La pulsar fu rilevata per la prima volta da un team di astronomi nel 1992 usando il radiotelescopio Parkes in Australia. Il suo getto magnetico si dirige verso la Terra 20 volte al secondo. Oltre all'emissione radio, la pulsar trasmette raggi X - a vari livelli di energia - in tutta la sua orbita. Si ritiene che questi raggi X siano il risultato di radiazioni che si verificano quando il campo magnetico della pulsar interagisce con i gas rilasciati dal gigante blu compagno.
Il gigante blu SS 2883 è stato scoperto per la prima volta come compagno della pulsar nel 1992. È dieci volte la massa del Sole, ma ha alte temperature e un motore a fusione a combustione rapida. Ruota molto rapidamente ed espelle materiale dal suo equatore su base sporadica. Secondo il documento "Discovery of the Binary Pulsar PSR B-1259-63 ... with H.E.S.S.", "Be stars sono noti per avere venti stellari non isotropi che formano un disco equatoriale con deflusso di massa migliorato".
Il documento prosegue affermando che "le misurazioni dei tempi suggeriscono che il disco è inclinato rispetto al piano orbitale ..." tale inclinazione orbitale fa sì che la "pulsar attraversi il disco due volte vicino al periastrone". Ed è a questi incroci che le cose vengono veramente truccate quando il campo magnetico della pulsar inizia a interagire con particelle cariche nella regione di shock inverso dell'ejecta stellare.
Di conseguenza, si dice che questo sistema sia un "plerion binario" in cui "L'intenso campo di fotoni fornito dalla stella compagna svolge non solo un ruolo importante nel raffreddamento degli elettroni relativistici, ma serve anche come obiettivo perfetto per la produzione di raggi gamma energetici attraverso lo scattering inverso di Compton (IC). " Felix espande questa nozione affermando che “la pulsar non è isolata, ma si trova in un sistema binario vicino a una potente stella ottica. In questo caso, a causa dell'interazione con il vento stellare ad alta pressione del gas, il vento pulsar termina all'interno del sistema binario in cui il campo magnetico è piuttosto elevato (circa 1 G, cioè da 10.000 a 100.000 volte più grande rispetto ai plerioni standard). Inoltre, a causa della presenza della stella ottica, gli elettroni subiscono gravi perdite durante le interazioni (scattering Compton) con la luce delle stelle. Ciò rende la durata degli elettroni molto breve, 1 ora o meno. I raggi gamma ad alta energia possono essere prodotti anche dalle interazioni degli elettroni (e forse anche dei protoni) con il gas denso del disco stellare (anche su scale temporali piuttosto brevi!). ”
Come un plerion binario, il sistema stellare mostra una firma di energia ad ampio raggio basata sull'orbita eccentrica della pulsar e ampie variazioni nella densità della materia circumstellare intorno alla SS 2883 con cui interagisce. Near periastron, Il vento pulsar “freddo” che interagisce con il plasma ambientale, termina con la creazione di un'onda d'urto relativistica che a sua volta accelera le particelle a energie estremamente elevate, 1 TeV o più. Il calore in queste particelle viene quindi "raffreddato" quando i fotoni colpiscono elettroni e positroni in rapido movimento. Questo effetto di scattering Compton inverso trasporta energia amplificando selvaggiamente le frequenze dei fotoni. In parole povere, i fotoni della "luce visibile" a bassa energia vengono potenziati a livelli di energia molto più elevati, alcuni raggiungendo la regione volt terrestre dell'elettrone del dominio gamma superiore / inferiore del raggio cosmico.
Nel frattempo, mentre la pulsar si allontana dal primario stellare, incontra sempre meno particelle cariche, nel frattempo anche la densità dei fotoni di luce visibile dalla stella centrale diminuisce. In questo caso, la dispersione dei fotoni si riduce e la radiazione di sincrotrone inizia a dominare. Per questo motivo, i raggi X di livello di potenza inferiore iniziano a dominare la firma energetica del sistema mentre la pulsar rallenta e si allontana dalla stella.
Infine, ci sono due periodi nell'orbita delle pulsar in cui attraversa il piano equatoriale del disco circumstellare del gigante blu. Questi punti di transizione possono provocare la creazione di numerosi fotoni, elettroni, positroni e persino alcuni protoni super-energizzati. Quando vengono create particelle con accelerazione relativistica, a loro volta interagiscono con una regione in grado di generare una moltitudine di altre particelle in grado di scomporre in fotoni ad alta energia e altre particelle.
Dall'articolo pubblicato il 13 giugno 2005, "Fino ad ora la comprensione teorica di questo sistema complesso, che coinvolge venti pulsar e stellari che interagiscono tra loro è piuttosto limitata a causa della mancanza di osservazioni vincolanti". Ma ora grazie agli IACTS (Imaging Atmosferici Cherenkov Telescopes) come H.E.S.S., gli astronomi sono ora in grado di risolvere molte nuove fonti vicine di raggi gamma ad alta energia da altri sistemi come PSR B-1259-63 / SS 2883.
Nel sistema PSR B-1259-63 / SS 2883, la natura sembra aver fornito agli astronomi - e ai fisici - la propria versione di un acceleratore di particelle ad altissima energia - uno che per fortuna è ben contenuto e una distanza di sicurezza dalla Terra.
Scritto da Jeff Barbour
