Een internationaal team van astrofysici, waaronder Russische wetenschappers van het Space Research Institute van de Russische Academie van Wetenschappen (RAS), MIPT, en Pulkovo Observatory of RAS heeft een abrupte afname van de pulsar-helderheid gedetecteerd na gigantische uitbarstingen. Het fenomeen wordt geassocieerd met het zogenaamde "propellereffect, " wat meer dan 40 jaar geleden werd voorspeld. Echter, dit is de eerste studie die op betrouwbare wijze de overgang van de twee röntgenpulsars 4U 0115+63 en V 0332+53 naar het 'propellerregime' waarneemt. De resultaten van de waarnemingen, de conclusies van de onderzoekers, en de relevante berekeningen zijn gepubliceerd in Astronomie en astrofysica .

De twee onderzochte bronnen, 4U 0115+63 en V 0332+53, behoren tot een nogal speciale klasse van transiënte röntgenpulsars. Deze sterren fungeren afwisselend als zwakke röntgenbronnen, enorme uitbarstingen ondergaan, en volledig uit het zicht verdwijnen. De overgangen van pulsars tussen verschillende toestanden verschaffen waardevolle informatie over hun magnetisch veld en de temperatuur van de omringende materie. Dergelijke informatie is onmisbaar, omdat de immens sterke magnetische velden en extreem hoge temperaturen directe metingen in een laboratorium op aarde onmogelijk maken.

De naam van een pulsar wordt voorafgegaan door een letter die het eerste observatorium aanduidt dat het ontdekt, die wordt gevolgd door een numerieke code die de coördinaten van de pulsar bevat. De "V" verwijst naar Vela 5B, een Amerikaanse militaire satelliet die werd gelanceerd om de Sovjets te bespioneren. Wat betreft de "4U" in de andere naam, het staat voor de vierde Uhuru-catalogus, samengesteld door het eerste observatorium in een baan om de aarde dat specifiek is gewijd aan röntgenastronomie. Na de ontdekking van de eerste pulsar, het was oorspronkelijk bekend als "LGM-1" (voor "kleine groene mannen"), omdat het een bron was van regelmatige radiopulsen, vooraanstaande wetenschappers om te geloven dat ze misschien een signaal van intelligente buitenaardse wezens hebben ontvangen.

Een röntgenpulsar is een snel ronddraaiende neutronenster met een sterk magnetisch veld. Een neutronenster kan deel uitmaken van een dubbelstersysteem. In een proces dat astrofysici accretie noemen, de neutronenster kan gas van zijn normale stergenoot kanaliseren. Het aangetrokken gas spiraliseert naar de neutronenster, het vormen van een accretieschijf, die wordt verstoord op de straal van de magnetosfeer. Tijdens accretie, de materie dringt tot op zekere hoogte door in de magnetosfeer, "bevriest erin, " en stroomt langs de lijnen van het magnetische veld naar de magnetische polen van de neutronenster. Vallend naar de polen, het gas wordt verhit tot enkele honderden miljoenen graden, die de emissie van röntgenstraling veroorzaakt. Als de magnetische as van een neutronenster scheef staat ten opzichte van zijn rotatieas, de röntgenstralen die het uitzendt, roteren op een manier die lijkt op de manier waarop bakens werken. Voor een "onshore" waarnemer, de bron lijkt signalen te verzenden met regelmatige tussenpozen, variërend van fracties van een seconde tot enkele minuten.

Een neutronenster is een van de mogelijke overblijfselen van een supernova. Het kan worden gevormd aan het einde van de stellaire evolutie, als de oorspronkelijke ster massief genoeg was om gravitatie toe te staan ​​om de stellaire materie voldoende samen te drukken om elektronen te laten combineren met protonen die neutronen opleveren. Het magnetische veld van een neutronenster kan meer dan 10 orden van grootte sterker zijn dan elk magnetisch veld dat op aarde zou kunnen worden bereikt.

In een binair systeem, een röntgenpulsar wordt waargenomen wanneer de neutronenster materie aangroeit van zijn normale stergenoot - vaak een reus of een superreus die wordt gekenmerkt door een sterke stellaire wind (uitwerpen van materie in de ruimte). Alternatief, het kan een kleinere ster zijn zoals onze eigen zon die zijn Roche-lob heeft gevuld - het gebied waarbuiten hij niet in staat is de materie vast te houden die wordt aangetrokken door de zwaartekracht van de metgezel van de neutronenster.

De 4U 0115+63 en V 0332+53 pulsars zijn onregelmatige röntgenbronnen (transiënten), vanwege het feit dat hun stellaire metgezellen tot de nogal ongebruikelijke Be-sterrenklasse behoren. De axiale rotatie van een Be-ster is zo snel dat hij af en toe begint te "uitpuilen" op de evenaar, en er wordt een gasschijf omheen gevormd, het vullen van de Roche-kwab. De neutronenster begint snel het gas van zijn "donor" metgezel aan te trekken, waardoor een sterke toename van de röntgenstraling wordt veroorzaakt, een röntgenuitbarsting genoemd. Op een gegeven moment, nadat de materie in de equatoriale uitstulping begint uit te putten, de accretieschijf raakt uitgeput, en het gas kan door de invloed van het magneetveld en de middelpuntvliedende kracht niet meer op de neutronenster vallen. Dit geeft aanleiding tot een fenomeen dat bekend staat als het "propellereffect" - de pulsar komt in een toestand waarin geen accretie plaatsvindt, en de röntgenbron wordt niet langer waargenomen.

Astronomen gebruiken de term "helderheid" om te verwijzen naar de totale hoeveelheid energie die door een hemellichaam per tijdseenheid wordt uitgestraald. De rode lijn in het diagram geeft de drempelhelderheid weer voor de 4U 0115+63 pulsar. Waarnemingen van de andere bron (V 0332+53) leverden vergelijkbare resultaten op. De blauwe lijnen geven de momenten aan waarop de afstand tussen de pulsar en de begeleider minimaal was. Deze nabijheid van de begeleidende ster kan ertoe leiden dat de neutronenster in overdrive gaat en de emissie hervat (zie diagram), op voorwaarde dat er nog voldoende hoeveelheid materie beschikbaar is voor aangroei.

The Russian scientists used the X-ray telescope (XRT) on NASA's Swift space observatory to measure the threshold luminosity that marks the transition of a pulsar to the propeller regime. This parameter depends on the magnetic field and the rotational period of the pulsar. The rotational periods of the sources in this study are known based on the intervals between the pulses that we can register, 3.6 s in the case of 4U 0115+63 and 4.3 s for V 0332+53. Knowing both the threshold luminosity and the rotational period, one can calculate the strength of the magnetic field. The research findings are in agreement with the values obtained using other methods. Echter, the luminosity was only reduced by a factor of 200, as compared to the expected 400 times reduction. The researchers hypothesized that there could be two possible explanations for this discrepancy. Eerst, the neutron star surface could become an additional source of X-rays, as it cools down following an outburst. Tweede, the propeller effect could leave some room for matter transfer between the two stars, as opposed to sealing the neutron star off completely. Met andere woorden, an unaccounted mechanism could be enabling accretion to continue to a certain extent.

The transition of a pulsar into the propeller mode is challenging to observe, as the low luminosity state cannot be detected easily. For 4U 0115+63 and V 0332+53, this was attempted following the previous outbursts of these sources. Echter, the instruments available at the time were not sensitive enough to see the pulsars in the "off-mode." This study is the first to demonstrate reliably that these two sources do, inderdaad, "black out." Bovendien, the researchers showed that knowledge of the luminosity that marks the transition of pulsars into the propeller regime can be used to learn more about the structure and intensity of the magnetic fields around neutron stars.

Prof. Dr. Alexander Lutovinov of the Russian Academy of Sciences, Head of Laboratory at the Space Research Institute (IKI RAS) and a professor at MIPT, opmerkingen, "Knowledge of the structure of the magnetic fields of neutron stars is of paramount importance for our understanding of their formation and evolution. In this research, we determined the dipole magnetic field component, which is linked to the propeller effect, for two neutron stars. We demonstrate that this independently calculated value can be compared to the available results of magnetic field measurements based on the detection of cyclotron lines in the spectra of sources. Door dit te doen, it is possible to estimate the contribution of the other, higher-order components in the field structure."