Astronomie

Comment savoir qu'un pulsar est alimenté par rotation ou par accrétion ?

Comment savoir qu'un pulsar est alimenté par rotation ou par accrétion ?


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Nous devons calculer P/Pdot ?

Un pulsar peut basculer entre ces deux états.

Pour un pulsar alimenté par rotation, il peut pulser et, le Lx pulsé peut être beaucoup plus grand que la luminosité donnée par sa rotation ?

Si Lx est très petit, plus petit que la luminosité donnée par sa rotation, comment dire qu'il est alimenté par rotation ou par accrétion ? Il n'y a pas forcément de pulsations de rayons X

Vous pouvez voir que je pose un scénario très délicat.


Le comportement de spin des deux types de pulsar serait généralement assez différent. Le $dot{P}$ pour un pulsar propulsé par rotation est toujours positif, et les dérivées temporelles d'ordre supérieur de $P$ sont assez petites. En effet, l'énergie cinétique de rotation alimente l'émission du pulsar et l'étoile à neutrons tourne continuellement au fur et à mesure qu'elle perd de l'énergie de rotation.

Les pulsars alimentés par accrétion peuvent avoir des caractéristiques de spin down ou spin up très variables, car ils sont alimentés par le transfert de masse et l'accrétion dans des systèmes binaires, et sont influencés par une variété de facteurs affectant le flux d'accrétion et la façon dont il se couple au champ magnétique du pulsar. Les taux de spin down peuvent être beaucoup plus élevés que ce qui peut être vraisemblablement expliqué par spin down magnétique comme dans un pulsar alimenté en rotation. Le spin up ne peut pas être pris en compte dans un modèle à propulsion rotative et aucun des deux ne peut signer des inversions ou une variabilité dramatique dans $dot{P}$.

De plus, un pulsar alimenté par accrétion devrait nécessairement être dans un système binaire à courte période - il y aurait donc une modulation périodique très évidente de la période d'impulsion causée par le décalage Doppler lorsqu'il se déplace sur l'orbite ts.


Pulsar

Image composite optique/rayons X de la nébuleuse du Crabe, montrant l'énergie provenant de la nébuleuse environnante, qui est causée par les champs magnétiques et les particules du pulsar central.

UNE pulsar est une étoile à neutrons ou naine blanche rotative hautement magnétisée qui tourne rapidement et produit un énorme rayonnement électromagnétique le long d'un faisceau étroit. Les étoiles à neutrons sont très denses et ont des spins courts et réguliers. Cela produit un intervalle très précis entre les impulsions qui vont de quelques millisecondes à quelques secondes pour un pulsar individuel. Actuellement, il n'existe aucune théorie acceptée sur la façon dont les pulsars émettent leur rayonnement.

Les impulsions correspondent aux tours de l'étoile. La rotation provoque un effet de phare, car le rayonnement n'est visible qu'à de courts intervalles.


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Le pulsar alimenté par accrétion révèle un problème de synchronisation unique

Crédit : Crédit : ESA / XMM-Newton / L. Oskinova, Université de Potsdam, Allemagne / M. Guerrero, Instituto de Astrofisica de Andalucia, Espagne (rayons X) Cerro Tololo Inter-American Observatory / R. Gruendl & Y.

La découverte de la plus grande irrégularité de synchronisation jamais observée dans un pulsar est la première confirmation que les pulsars dans les systèmes binaires présentent le phénomène étrange connu sous le nom de « glitch ». L'étude est publiée dans la revue Avis mensuels de la Royal Astronomical Society.

Les pulsars sont un résultat possible des étapes finales de l'évolution des étoiles massives. De telles étoiles finissent leur vie dans d'énormes explosions de supernova, éjectant leurs matériaux stellaires vers l'extérieur dans l'espace et laissant derrière elles un objet extrêmement dense et compact qui pourrait être une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Si une étoile à neutrons est laissée, elle peut avoir un champ magnétique très puissant et tourner extrêmement rapidement, émettant un faisceau de lumière qui peut être observé lorsque le faisceau pointe vers la Terre, à peu près de la même manière qu'un faisceau de phare balayant un observateur. Pour l'observateur sur Terre, il semble que l'étoile émet des impulsions lumineuses, d'où le nom de « pulsar ».

Maintenant, un groupe de scientifiques de l'Université technique du Moyen-Orient et de l'Université Baskent en Turquie ont découvert un changement soudain de la vitesse de rotation du pulsar particulier SXP 1062. Ces sauts de fréquence, connus sous le nom de « problèmes », sont couramment observés dans les pulsars isolés, mais n'ont jusqu'à présent jamais été observés dans des pulsars binaires (pulsars en orbite avec une naine blanche ou une étoile à neutrons compagnes) comme SXP 1062.

SXP 1062 est situé dans le Petit Nuage de Magellan, une galaxie satellite de notre propre galaxie de la Voie Lactée, et l'un de nos voisins intergalactiques les plus proches à 200 000 années-lumière. L'auteur principal de l'étude, M. M. Mirac Serim, doctorant senior travaillant sous la supervision du professeur Altan Baykal, a déclaré : « Ce pulsar est particulièrement intéressant, car en plus d'orbiter son étoile partenaire dans le cadre d'une paire binaire, il est également toujours entouré par les restes de l'explosion de la supernova qui l'a créé."

On pense que le pulsar aspire le matériau restant de l'explosion de la supernova, s'en nourrissant dans un processus connu sous le nom d'accrétion. L'équipe pense que la taille du glitch est due à l'influence gravitationnelle de son étoile compagne et à cette accrétion du matériau résiduel environnant, qui exercent ensemble des forces importantes sur la croûte de l'étoile à neutrons. Lorsque ces forces ne sont plus durables, un changement rapide de la structure interne transfère de l'impulsion à la croûte, modifiant très soudainement la rotation du pulsar et produisant un pépin.

"Le saut de fréquence fractionnaire observé au cours de ce problème est le plus important et est unique à ce pulsar particulier", a commenté le Dr Seyda Sahiner, co-auteur de l'étude. "La taille du glitch indique que l'intérieur des étoiles à neutrons dans les systèmes binaires peut être très différent de l'intérieur des étoiles à neutrons isolées."

Ce travail a été initialement présenté en 2017 lors de la Semaine européenne de l'astronomie et des sciences spatiales, qui se tiendra l'année prochaine à Liverpool conjointement avec le UK National Astronomy Meeting. Les travaux seront suivis de la mission NICER (Neutron Star Interior Composition Explorer) de la NASA, lancée en juin de cette année - l'équipe espère que la découverte pourra conduire à une meilleure compréhension de l'intérieur des étoiles à neutrons, imposant de nouvelles contraintes sur le neutron. équation d'état en étoile.

Avertissement: AAAS et EurekAlert ! ne sont pas responsables de l'exactitude des communiqués de presse publiés sur EurekAlert! par les institutions contributrices ou pour l'utilisation de toute information via le système EurekAlert.


Comment savoir qu'un pulsar est alimenté par rotation ou par accrétion ? - Astronomie

Pulsars radio sont généralement acceptées comme étant des étoiles à neutrons hautement magnétisées et à rotation rapide avec un faisceau lumineux de rayonnement qui produit l'émission pulsée. Bien que la majorité des pulsars tournent à une vitesse d'environ une fois par seconde, les pulsars les plus rapides peuvent tourner jusqu'à

650 fois par seconde, et tout ce qui tourne plus vite qu'environ 50 millisecondes est généralement appelé pulsar milliseconde. Certains pulsars radio sont associés à des restes de supernova, et il est généralement admis que les pulsars sont les noyaux effondrés d'étoiles qui étaient autrefois plus massives que 6 à 10 fois la masse du Soleil. Les pulsars radio ont un "âge caractéristique du pulsar" qui est une estimation de leur âge et une mesure de dispersion associée, qui dépend du nombre d'électrons libres entre nous et le pulsar. Au fur et à mesure que les pulsars émettent de l'énergie, leur fréquence de rotation ralentit et ils cessent finalement de rayonner complètement.

Pulsars à rayons X émettent des rayons X à intervalles réguliers, soit à cause de l'émission magnétosphérique dans les étoiles à neutrons, soit par l'accrétion de matière d'un compagnon. Les sources de rayons X alimentées par accrétion avec des champs magnétiques puissants pulsent généralement relativement lentement (certaines aussi lentement qu'une fois toutes les 20 minutes), car le champ magnétique exerce un couple de ralentissement sur l'étoile à neutrons en raison de la présence de matériau ionisé. Certains pulsars à rayons X tournent très rapidement, avec des fréquences de spin supérieures à 400 Hz. La fréquence de rotation est simplement l'inverse de la période de rotation et est mesurée en unités de cycles par seconde (Hz). Ces pulsars à rayons X millisecondes sont les précurseurs des pulsars radio millisecondes. La luminosité des pulsars à rayons X varie sur au moins 5 ordres de grandeur, de près de la limite d'Eddington de 10 31 J s -1 à moins de 10 26 J s -1 . Différentes classes de pulsars à rayons X existent :

    ( HMXB ) sont généralement alimentés par un vent stellaire puissant émanant d'une étoile compagnon massive (5 à 30 fois plus massive que l'étoile à neutrons). ( LMXB ) sont alimentés par transfert de masse par débordement du lobe de Roche, et ont des étoiles donneuses moins massives que l'étoile à neutrons. Le transfert de masse élargit l'orbite faisant des sources LMXB à longue durée de vie par rapport aux HMXB.

Pulsars optiques forment un très petit sous-ensemble de pulsars connus. Le pulsar optique le plus célèbre est le pulsar du crabe, vestige d'une explosion de supernova visible en 1054 après JC (montré sur les images de droite).

Pulsars à rayons gamma sont assez rares, et la plupart sont de jeunes étoiles à neutrons avec de forts champs magnétiques. Un sous-ensemble d'entre eux est visible sous forme de pulsars radio et optiques, et l'énigmatique Geminga n'a aucune émission radio détectable malgré des recherches très approfondies. Aux longueurs d'onde des rayons gamma proches de 100 MeV, le pulsar Vela est la source ponctuelle la plus puissante du ciel.

En 2008, le nombre de pulsars radio connus était proche de 1600.

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Un pulsar infantile défie toute catégorisation

Les pulsars ont historiquement été classés en différentes catégories, mais la distinction entre eux peut être plus floue que nous ne le pensions. La découverte du plus jeune pulsar jamais observé soulève maintenant des questions sur la façon dont nous classons ces objets extrêmes.

La source du pouvoir d'un pulsar

Illustration d'artiste d'un pulsar alimenté par accrétion (à gauche) et de son petit compagnon stellaire (à droite), vus dans leur plan orbital. [NASA Goddard SFC/Cruz deWilde]

Les pulsars que nous avons observés sont classés en trois catégories en fonction de ce que nous pensons pouvoir alimenter leur émission :

  1. Pulsars à rotation
    Généralement détecté à partir de leur émission radio pulsée, c'est le type de pulsar le plus couramment observé. Ces étoiles en rotation rapide tournent progressivement vers le bas au fil du temps. Leur énergie de rotation perdue alimente l'accélération des particules qui produit l'émission que nous observons.
  2. Pulsars alimentés par accrétion
    Ces pulsars se produisent dans des binaires et accumulent de la matière à partir de leurs étoiles compagnes. Le rayonnement X pulsé est produit par des points chauds en rotation provoqués lorsque le flux d'accrétion frappe la surface du pulsar.
  3. Pulsars magnétiques
    Ces corps, appelés magnétars, sont les objets les plus magnétisés de l'univers, dotés de champs magnétiques d'environ 10 14 – 10 15 Gauss (comparez cela au champ magnétique terrestre, qui est inférieur à un Gauss !). La décroissance de leur champ magnétique instable alimente l'émission de rayonnements de haute énergie, en particulier aux longueurs d'onde des rayons X et gamma.

Mais que se passe-t-il si ces catégories de pulsars ne sont pas aussi distinctes que nous le pensons ? Les observations d'un pulsar de naissance très récente, décrites dans une publication dirigée par Paolo Esposito (Scuola Superiore IUSS et INAF, Italie), remettent aujourd'hui en cause nos classifications.

La source Swift J1818, telle qu'observée par le vaisseau spatial XMM-Newton. [Adapté d'Esposito et al. 2020]

Ni ici ni là

La source Swift J1818.0-1607 a été découverte pour la première fois en mars 2020 sous la forme d'une explosion de rayons X. Esposito et ses collaborateurs présentent des observations aux rayons X de la source à l'aide de l'observatoire Swift, XMM-Newton et NuSTAR, qui brossent tous le tableau d'un incroyablement jeune – à peine 240 ans, un bébé relatif à l'échelle cosmique ! — magnétar subissant une explosion.

Profil d'une impulsion radio lumineuse de la source Swift J1818, telle qu'observée par le radiotélescope de Sardaigne. [Adapté d'Esposito et al. 2020]

Les observations d'Esposito et de ses collaborateurs les amènent à conclure que Swift J1818 est un magnétar particulier dont les propriétés chevauchent celles des pulsars à moteur rotatif et magnétique. Cela fait de ce nouveau-né le dernier d'une petite collection de jeunes étoiles à neutrons étranges aux propriétés diverses, ce qui suggère qu'il y a peut-être encore beaucoup de choses que nous ne savons pas sur les forces motrices derrière l'émission de pulsar, et comment cela change au cours d'une vie de pulsar.

Citation

«Un très jeune magnétar radio-fort», P. Esposito et al 2020 ApJL 896 L30. doi:10.3847/2041-8213/ab9742


Observation d'un étrange pulsar en rayons X et en radio

Note de l'éditeur : Astrobites est une organisation dirigée par des étudiants diplômés qui répertorie la littérature astrophysique pour les étudiants de premier cycle. Dans le cadre du partenariat entre l'AAS et les astrobites, nous republions occasionnellement du contenu sur les astrobites ici à AAS Nova. Nous espérons que vous apprécierez ce post d'astrobites, l'original peut être consulté sur astrobites.org !

Titre: Observations simultanées Chandra et VLA du pulsar transitionnel milliseconde PSR J1023+0038 : radiovariabilité anticorrélée et radiologique
Auteurs: Slavko Bogdanov, Adam T. Deller, James C.A. Miller-Jones, et al.
Institution du premier auteur : Université Columbia
Statut: Soumettre à ApJ, accès libre

Quoi de plus intéressant qu'une étoile à neutrons en rotation rapide qui émet un rayonnement électromagnétique parallèlement à ses pôles magnétiques ? Celui qui ne se comporte pas exactement comme prévu, bien sûr. L'un de ces pulsars à action étrange, PSR J1023+0038, est un pulsar de transition milliseconde (tMSP) - ce qui est un langage fantaisiste pour un pulsar avec une période de rotation d'une milliseconde qui bascule entre l'émission radio et l'émission de rayons X sur plusieurs années. Le fait que ce pulsar émette à la fois en rayons X et en radio sur ces échelles de temps plus longues n'est cependant pas ce qui pique l'intérêt des astronomes dans le cas de l'étude de cet astrobite.

Comportement étrange du pulsar

Figure 1: Émissions radio (noir) et émissions de rayons X (bleu) enregistrées respectivement par le VLA et Chandra au cours du temps. Cela montre que lorsque les émissions radio diminuent, les émissions de rayons X augmentent.

Les pulsars peuvent généralement appartenir à l'une des catégories suivantes : les pulsars radio sont alimentés en échangeant l'énergie de rotation de l'étoile à neutrons en rotation en émettant un rayonnement. Cela signifie que leur rotation ralentit et que leur durée d'impulsion augmente. Pendant ce temps, les pulsars à rayons X sont alimentés par accrétion, ce qui signifie qu'ils transforment la matière entrante chauffée en émission de rayons X. Ce qui distingue le PSR J1023+0038 de l'arrière-plan des pulsars qui basculent entre les pulsars radio alimentés par accrétion et les pulsars radio alimentés par rotation, c'est qu'il a une émission radio et radio anti-corrélée simultanée. Les auteurs ont examiné environ 5 heures d'observations superposées et simultanées de l'observatoire à rayons X Chandra et du Very Large Array (VLA) pour essayer de comprendre cette relation étrange entre les rayons X et les émissions radio. Ceci est très clairement montré sur la figure 1 où nous pouvons voir un petit échantillon de temps de chevauchement des mesures de rayons X et de flux radio. L'anti-corrélation est assez forte, ce qui signifie que lorsque les émissions de rayons X sont les plus faibles, l'émission radio est la plus forte.

Figure 2: (Haut) Observations aux rayons X de Chandra sur une période de 5 heures. Les 3 modes de rayons X peuvent être considérés comme le seul grand pic (

12,7 heures), le bas (minima) et le haut (maximum stable). (Au milieu) L'observation simultanée vue depuis le VLA. (En bas) Les observations superposées du haut et du milieu montrent l'anti-corrélation entre les rayons X et les émissions radio.

Mais attendez, il y en a plus ! Lorsque nous zoomons sur les observations de flux/séries temporelles (Fig. 2), nous pouvons non seulement voir que l'anti-corrélation est persistante, mais nous pouvons également voir que l'émission de rayons X a au moins 3 modes de fonctionnement uniques. Les auteurs classent ces modes d'émission de rayons X comme (1) torchage sporadique (

12,7 heures sur la Fig. 2), (2) modes haut et (3) bas. La différence entre haut et bas dans ce contexte est la magnitude de la luminosité.

Essayer d'expliquer l'étrangeté

Ce comportement complexe et étrange ne vient malheureusement pas avec une réponse facile ou facilement disponible. Ce que nous savons des pulsars et de la façon dont nous pouvons modéliser l'accrétion des pulsars n'apporte aucun éclairage nouveau sur la situation. Les auteurs suggèrent que la commutation entre les modes haut et bas pourrait se produire en raison d'une magnétosphère instable changeante. Ils proposent également que l'augmentation de l'émission radio puisse s'expliquer par un écoulement de plasma qui émet un rayonnement synchrotron lors de son déplacement. De plus, lorsque l'on compare le PSR J1023+0038 à un trou noir binaire émettant des rayons X de faible masse (BH LMXB) (Fig. 3), nous pouvons voir que le mode bas de ce tMSP tombe dans la région binaire BH. Ceci est inhabituel car il existe une séparation assez nette entre la relation rayons X/radio luminosité des étoiles à neutrons et des BH. Sachant cela maintenant, cela peut remettre en question le fait que certains BH LMXB aient pu être mal identifiés.

Figure 3: Les modes de rayons X bas (losange rouge) et haut (pentagone rouge) du PSR J1023+0038 suivent de près les systèmes binaires de trous noirs à rayons X accrétés de faible masse, ce qui les rend indiscernables dans le mode bas.

Maintenant, vous vous demandez peut-être : « qu'avons-nous réellement découvert ? », ce qui est une question tout à fait valable. Eh bien, nous avons appris qu'il existe en fait des pulsars étranges et uniques qui présentent un comportement étrange. Mais le résultat le plus excitant est que nous n'avons peut-être pas une grande compréhension des pulsars en général. C'est passionnant car cela peut stimuler de nouvelles théories et modèles astrophysiques qui peuvent plus généralement expliquer même les comportements les plus étranges. Comme dans la plupart des domaines de l'astronomie (et de la science en général), cependant, avant de pouvoir pleinement revendiquer un mécanisme spécifique à l'origine des émissions de rayons X et radio anti-corrélées et de la commutation entre les modes d'émission, nous aurons probablement besoin de plus d'observations.

À propos de l'auteur, Joshua Kerrigan :

Je suis étudiant en troisième année de doctorat à l'Université Brown et j'étudie l'univers primitif à travers l'émission d'hydrogène neutre de 21 cm. Pour ce faire, j'utilise des réseaux d'interféromètres radio tels que le Precision Array for Sonder l'époque de la réionisation (PAPER) et le Hydrogen Epoch of Reionization Array (HERA).

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Des astronomes observent pour la première fois un « Glitch » dans Binary Pulsar

La découverte de la plus grande irrégularité temporelle jamais observée dans un pulsar est la première confirmation que les pulsars binaires (pulsars en orbite avec une naine blanche ou une étoile à neutrons) présentent le phénomène connu sous le nom de glitch.

Image composite du pulsar à rayons X SXP 1062 entouré par le reste de la supernova. L'image en fausses couleurs combine les rayons X (bleu) et les données optiques (oxygène – vert, hydrogène – rouge). Crédit image : ESA / XMM-Newton / L. Oskinova, Université de Potsdam / M. Guerrero, Instituto de Astrofisica de Andalucia / Cerro Tololo Inter-American Observatory / R. Gruendl & Y. H. Chu, Université de l'Illinois à Urbana-Champaign.

Les pulsars sont un résultat possible des étapes finales de l'évolution des étoiles massives.

De telles étoiles finissent leur vie dans d'énormes explosions de supernova, éjectant leurs matériaux stellaires vers l'extérieur dans l'espace et laissant derrière elles un objet extrêmement dense et compact qui pourrait être une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Si une étoile à neutrons est laissée, elle peut avoir un champ magnétique très puissant et tourner extrêmement rapidement, émettant un faisceau de lumière qui peut être observé lorsque le faisceau pointe vers la Terre, à peu près de la même manière qu'un faisceau de phare balayant un observateur.

Pour l'observateur sur notre planète, il semble que l'étoile émet des impulsions lumineuses, d'où le nom de « pulsar ».

Maintenant, les astronomes ont découvert un changement soudain dans la vitesse de rotation de SXP 1062, un pulsar binaire (alimenté par accrétion) situé dans le Petit Nuage de Magellan.

Ces sauts de fréquence, connus sous le nom de « glitchs », sont couramment observés dans les pulsars isolés, mais n'ont jusqu'à présent jamais été observés dans les pulsars binaires.

"Le SXP 1062 est particulièrement intéressant, car en plus d'orbiter autour de son étoile partenaire dans le cadre d'une paire binaire, il est également toujours entouré par les restes de l'explosion de la supernova qui l'a créé", a déclaré l'auteur principal M. Miraç Serim, un Ph. RÉ. étudiant à l'Université technique du Moyen-Orient à Ankara, en Turquie.

On pense que le pulsar aspire le matériau restant de l'explosion de la supernova, s'en nourrissant dans un processus connu sous le nom d'accrétion. Les chercheurs pensent que la taille du glitch est due à l'influence gravitationnelle de son étoile compagne et à cette accrétion du matériau résiduel environnant, qui exercent ensemble des forces importantes sur la croûte de l'étoile à neutrons.

Lorsque ces forces ne sont plus durables, un changement rapide de la structure interne transfère de l'impulsion à la croûte, modifiant très soudainement la rotation du pulsar et produisant un pépin.

« Le saut de fréquence fractionnaire observé au cours de ce glitch est le plus important et est unique à ce pulsar particulier. La taille du glitch indique que l'intérieur des étoiles à neutrons dans les systèmes binaires peut être très différent de l'intérieur des étoiles à neutrons isolées », a déclaré le co-auteur, le Dr Şeyda Şahiner, également de l'Université technique du Moyen-Orient.

L'étude est publiée dans le Avis mensuels de la Royal Astronomical Society.


Ni ici ni là

La source Swift J1818, telle qu'observée par le vaisseau spatial XMM-Newton.
Adapté d'Esposito et al. 2020

La source Swift J1818.0-1607 a été découverte pour la première fois en mars 2020 sous la forme d'une explosion de rayons X. Esposito et ses collaborateurs présentent des observations aux rayons X de la source à l'aide de l'observatoire Swift, XMM-Newton et NuSTAR, qui brossent tous le tableau d'un incroyablement jeune – à peine 240 ans, un bébé relatif à l'échelle cosmique ! — magnétar subissant une explosion.

Mais Swift J1818 a ses bizarreries. Sur les quelque 30 magnétars que nous avons découverts, Swift J1818 tourne plus vite que n'importe lequel d'entre eux, avec une période de seulement 1,36 seconde. Sa luminosité au repos est inférieure à ce à quoi nous nous attendions compte tenu de son jeune âge. Et des observations radio de suivi avec le radiotélescope de Sardaigne en Italie révèlent que Swift J1818 présente également les impulsions radio fortes et courtes attendues pour un pulsar à rotation.

Profil d'une impulsion radio lumineuse de la source Swift J1818, telle qu'observée par le radiotélescope de Sardaigne.
Adapté d'Esposito et al. 2020

Les observations d'Esposito et de ses collaborateurs les amènent à conclure que Swift J1818 est un magnétar particulier dont les propriétés chevauchent celles des pulsars à moteur rotatif et magnétique. Cela fait de ce nouveau-né le dernier d'une petite collection de jeunes étoiles à neutrons étranges aux propriétés diverses, ce qui suggère qu'il y a peut-être encore beaucoup de choses que nous ne savons pas sur les forces motrices derrière l'émission de pulsar, et comment cela change au cours de la vie d'un pulsar.

Citation

«Un très jeune magnétar radio-fort», P. Esposito et al 2020 ApJL 896 L30. doi:10.3847/2041-8213/ab9742

Cet article a été publié à l'origine sur AAS Nova, qui présente les faits saillants de la recherche dans les revues de l'American Astronomical Society.


Ni ici ni là

La source Swift J1818, telle qu'observée par le vaisseau spatial XMM-Newton.
Adapté d'Esposito et al. 2020

La source Swift J1818.0-1607 a été découverte pour la première fois en mars 2020 sous la forme d'une explosion de rayons X. Esposito et ses collaborateurs présentent des observations aux rayons X de la source à l'aide de l'observatoire Swift, XMM-Newton et NuSTAR, qui brossent tous le tableau d'un incroyablement jeune – à peine 240 ans, un bébé relatif à l'échelle cosmique ! — magnétar subissant une explosion.

Mais Swift J1818 a ses bizarreries. Sur les quelque 30 magnétars que nous avons découverts, Swift J1818 tourne plus vite que n'importe lequel d'entre eux, avec une période de seulement 1,36 seconde. Sa luminosité au repos est inférieure à ce à quoi nous nous attendions compte tenu de son jeune âge. Et des observations radio de suivi avec le radiotélescope de Sardaigne en Italie révèlent que Swift J1818 présente également les impulsions radio fortes et courtes attendues pour un pulsar à rotation.

Profil d'une impulsion radio lumineuse de la source Swift J1818, telle qu'observée par le radiotélescope de Sardaigne.
Adapté d'Esposito et al. 2020

Les observations d'Esposito et de ses collaborateurs les amènent à conclure que Swift J1818 est un magnétar particulier dont les propriétés chevauchent celles des pulsars à moteur rotatif et magnétique. Cela fait de ce nouveau-né le dernier d'une petite collection de jeunes étoiles à neutrons étranges aux propriétés diverses, ce qui suggère qu'il y a peut-être encore beaucoup de choses que nous ne savons pas sur les forces motrices derrière l'émission de pulsar, et comment cela change au cours de la vie d'un pulsar.

Citation

«Un très jeune magnétar radio-fort», P. Esposito et al 2020 ApJL 896 L30. doi:10.3847/2041-8213/ab9742

Cet article a été publié à l'origine sur AAS Nova, qui présente les faits saillants de la recherche dans les revues de l'American Astronomical Society.