Рендгенски приказ пуног поља глобуларног звезданог скупа 47 Туцанае. Кредитна слика: НАСА / ЦКСЦ / Нортхвестерн У./Ц.Хеинке ет ал. Кликните за увећање
Нова Цхандра-ова запажања дају најбоље информације о томе зашто се такве неутронске звезде, зване милисекундни пулс, ротирају тако брзо. Кључно је, као и у некретнинама, локација, локација, локација - у овом случају гужве глобуларног звезданог скупа 47 Туцанае, где су звезде мање од десетине светлосне године. Скоро две десетине милисекунди пулсара се налазе тамо. Овај велики узорак је добро средство за астрономе који желе да тестирају теорије о пореклу милисекундних пулсара и повећава шансе да ће наћи критични прелазни објекат, попут 47 Туц В.
47 Туц В се издваја из гомиле јер производи више високоенергетских рендгенских зрака од осталих. Ова аномалија указује на другачије порекло рендгенских зрака, наиме ударни талас због судара између материје која тече из пратеће звезде и честица које трче даље од пулсара брзином светлости. Редовне варијације оптичке и рендгенске светлости које одговарају орбиталном периоду звезда подржавају ову интерпретацију.
Тим астронома из Харвард-Смитхсониан Центра за астрофизику у Цамбридгеу, МА, нагласио је да су рендгенски потпис и променљивост светлости од 47 Туц В скоро идентични онима које су посматране из бинарног извора Кс-зрака, званог Ј1808. Они сугеришу да ове сличности између познатог милисекундног пулсара и познатог бинарног рендгенског снопа пружају дуго тражену везу између ових врста објеката.
Теоретски, први корак ка стварању милисекундног пулсара је формирање неутронске звезде када масивна звезда пређе у супернове. Ако је неутронска звезда у глобусном кластеру, она ће изводити нередиван плес око средишта кластера, покупивши пратећу звезду коју касније може заменити за другу.
Као и на препуном плесном подијуму, загушење у глобуларном грозду може узроковати да се неутронска звезда приближи свом пратиоцу или да замени партнере како би формирали још чвршћи пар. Када упаривање постане довољно близу, неутронска звезда почиње да одвлачи материју од свог партнера. Како материја падне на неутронску звезду, она одаје Кс-зраке. Формиран је рендгенски бинарни систем, а неутронска звезда је учинила кључни други корак ка постајању милисекундног пулсара.
Материја која пада на неутронску звезду полако се врти на исти начин на који се дечји вртиљак може завртати притискајући га сваки пут када се наоколо пробије. Након 10 до 100 милиона година притиска, неутронска звезда се окреће једном у неколико милисекунди. Коначно, због брзе ротације неутронске звезде или еволуције пратиоца, пад материје престаје, емисија рендгенских зрака опада и неутронска звезда настаје као милисекундни пулс који емитира радио.
Вероватно је да је супутничка звезда у 47 Туц В - нормална звезда са масом већом од око једне осмине Сунца - нови партнер, уместо пратилаца који је избацио пулсар. Нови партнер, стечен релативно недавно у замену која је избацила претходног пратиоца, покушава да напусти већ покварени пулс стварајући примећени ударни талас. Супротно томе, бинарни рендгенски зракоплов Ј1808 није у глобуларној групи, и вероватно се то односи на оригиналног пратиоца, који је осиромашен до смеђе патуљасте величине са масом мањом од 5% од Сунца.
Већина астронома прихвата сценариј бинарног завртања за креирање милисекунди пулсара, јер су приметили како неутронске звезде убрзавају у рендгенским бинарним системима, а скоро сви радио-милисекундни пулсари примећени су у бинарним системима. До сада је недостајао коначан доказ, јер се врло мало зна о прелазним објектима између другог и последњег корака.
Зато је 47 Туц В вруће. Повезује милисекундни пулс са многим својствима рентгенског бинарног сигнала, са Ј1808, бинарним рендгеном који се понаша на много начина попут милисекундног пулсара, пружајући тако снажан ланац доказа који подржавају теорију.
Изворни извор: Рендгенски опсерваториј Цхандра </ а
