Το Pulsar RX J0720.4-3125 καταγράφηκε από τον XMM-Newton. Κάντε κλικ για μεγέθυνση
Το τηλεσκόπιο ακτίνων Χ σε τροχιά της ESA, το διαστημικό παρατηρητήριο XMM-Newton, έχει εντοπίσει ένα αστέρι νετρονίων που είναι εκτός ελέγχου. Η συνολική θερμοκρασία του αντικειμένου δεν αλλάζει, απλώς πέφτει και εμφανίζει αργά διαφορετικές περιοχές στους παρατηρητές εδώ στη Γη - σαν μια ταλάντευση. Αυτές οι παρατηρήσεις θα βοηθήσουν τους αστρονόμους να κατανοήσουν μερικές από τις εσωτερικές διαδικασίες που διέπουν αυτά τα είδη αντικειμένων.
Χρησιμοποιώντας δεδομένα από το παρατηρητήριο XMM-Newton της ESA, μια διεθνής ομάδα αστροφυσικών ανακάλυψε ότι ένα περιστρεφόμενο αστέρι νετρονίων δεν φαίνεται να είναι ο σταθερός περιστροφικός επιστήμονας. Αυτές οι παρατηρήσεις ακτίνων Χ υπόσχονται να δώσουν νέες πληροφορίες για τη θερμική εξέλιξη και, τέλος, την εσωτερική δομή των αστεριών νετρονίων.
Τα περιστρεφόμενα αστέρια νετρονίων, επίσης γνωστά ως πάλσαρ, είναι γενικά γνωστά ως εξαιρετικά σταθερά περιστροφικά. Χάρη στα περιοδικά σήματά τους, που εκπέμπονται είτε στο ραδιόφωνο είτε στο μήκος κύματος ακτίνων Χ, μπορούν να χρησιμεύσουν ως πολύ ακριβή αστρονομικά «ρολόγια».
Οι επιστήμονες διαπίστωσαν ότι τα τελευταία τεσσεράμισι χρόνια η θερμοκρασία ενός αινιγματικού αντικειμένου, που ονομάστηκε RX J0720.4-3125, συνέχισε να αυξάνεται. Ωστόσο, πολύ πρόσφατες παρατηρήσεις έδειξαν ότι αυτή η τάση αντιστράφηκε και η θερμοκρασία τώρα μειώνεται.
Σύμφωνα με τους επιστήμονες, αυτό το αποτέλεσμα δεν οφείλεται σε πραγματική διακύμανση της θερμοκρασίας, αλλά σε μια μεταβαλλόμενη γεωμετρία θέασης. Το RX J0720.4-3125 είναι πιθανότατα «προηγούμενο», δηλαδή πέφτει αργά και επομένως, με την πάροδο του χρόνου, εκθέτει στους παρατηρητές διαφορετικές περιοχές της επιφάνειας.
Τα αστέρια νετρονίων είναι ένα από τα τελικά σημεία της αστρικής εξέλιξης. Με μια μάζα συγκρίσιμη με εκείνη του Ήλιου μας που περιορίζεται σε μια σφαίρα διαμέτρου 20-40 km, η πυκνότητά τους είναι ακόμη κάπως υψηλότερη από εκείνη ενός ατομικού πυρήνα - ενός δισεκατομμυρίου τόνων ανά κυβικό εκατοστό. Λίγο μετά τη γέννησή τους σε έκρηξη σουπερνόβα, η θερμοκρασία τους είναι της τάξης των 1 000 000 βαθμών Κελσίου και το μεγαλύτερο μέρος της θερμικής εκπομπής τους πέφτει στη ζώνη ακτίνων Χ του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Τα νεαρά απομονωμένα αστέρια νετρονίων κρυώνουν αργά και χρειάζονται ένα εκατομμύριο χρόνια προτού γίνουν πολύ κρύα για να παρατηρηθούν στις ακτίνες Χ.
Τα αστέρια νετρονίων είναι γνωστό ότι διαθέτουν πολύ ισχυρά μαγνητικά πεδία, συνήθως αρκετά τρισεκατομμύρια φορές ισχυρότερα από αυτά της Γης. Το μαγνητικό πεδίο μπορεί να είναι τόσο ισχυρό ώστε να επηρεάζει τη μεταφορά θερμότητας από το αστρικό εσωτερικό μέσω του φλοιού που οδηγεί σε καυτά σημεία γύρω από τους μαγνητικούς πόλους στην επιφάνεια του αστεριού.
Είναι η εκπομπή από αυτά τα θερμότερα πολικά καπάκια που κυριαρχεί στο φάσμα των ακτίνων Χ. Υπάρχουν μόνο λίγα απομονωμένα αστέρια νετρονίων από τα οποία μπορούμε να παρατηρήσουμε άμεσα τη θερμική εκπομπή από την επιφάνεια του αστεριού. Ένα από αυτά είναι το RX J0720.4-3125, περιστρέφεται με περίοδο περίπου οκτώμισι δευτερολέπτων. «Δεδομένης της μεγάλης κλίμακας χρόνου ψύξης, ήταν άκρως απροσδόκητο να δούμε το φάσμα των ακτίνων Χ να αλλάζει μέσα σε δύο χρόνια», δήλωσε ο Frank Haberl από το Ινστιτούτο Εξωτερικής Φυσικής του Max-Planck στο Garching (Γερμανία), ο οποίος ηγήθηκε της έρευνας ομάδα.
«Είναι πολύ απίθανο η παγκόσμια θερμοκρασία του αστεριού νετρονίων να αλλάξει τόσο γρήγορα. Βλέπουμε μάλλον διαφορετικές περιοχές της αστρικής επιφάνειας σε διαφορετικούς χρόνους. Αυτό παρατηρείται επίσης κατά τη διάρκεια της περιόδου περιστροφής του αστεριού νετρονίων όταν τα καυτά σημεία κινούνται μέσα και έξω από την οπτική μας γραμμή, και έτσι η συμβολή τους στις συνολικές εκπομπές αλλάζει », συνέχισε ο Haberl.
Ένα παρόμοιο αποτέλεσμα σε πολύ μεγαλύτερη χρονική κλίμακα μπορεί να παρατηρηθεί όταν το αστέρι νετρονίων προχωρά (παρόμοια με μια περιστρεφόμενη κορυφή). Σε αυτήν την περίπτωση ο ίδιος ο άξονας περιστροφής κινείται γύρω από έναν κώνο που οδηγεί σε αργή αλλαγή της γεωμετρίας προβολής με την πάροδο των ετών. Η ελεύθερη υποχώρηση μπορεί να προκληθεί από μια ελαφρά παραμόρφωση του άστρου από μια τέλεια σφαίρα, η οποία μπορεί να προέρχεται από το πολύ ισχυρό μαγνητικό πεδίο.
Κατά τη διάρκεια της πρώτης παρατήρησης XMM-Newton του RX J0720.4-3125 τον Μάιο του 2000, η παρατηρούμενη θερμοκρασία ήταν στο ελάχιστο και η ψυχρότερη, μεγαλύτερη θέση ήταν κατά κύριο λόγο ορατή. Από την άλλη πλευρά, τέσσερα χρόνια αργότερα (Μάιος 2004) η ύφεση έδειξε κυρίως το δεύτερο, πιο ζεστό και μικρότερο σημείο, που έκανε την παρατηρούμενη αύξηση της θερμοκρασίας. Αυτό πιθανώς εξηγεί την παρατηρούμενη διακύμανση της θερμοκρασίας και των περιοχών εκπομπής, καθώς και την αντι-συσχέτιση τους.
Στην εργασία τους ο Haberl και οι συνάδελφοί του ανέπτυξαν ένα μοντέλο για το RX J0720.4-3125 το οποίο μπορεί να εξηγήσει πολλά από τα περίεργα χαρακτηριστικά που ήταν μια πρόκληση να εξηγηθούν μέχρι στιγμής. Σε αυτό το μοντέλο, η μακροπρόθεσμη αλλαγή της θερμοκρασίας προκαλείται από τα διαφορετικά κλάσματα των δύο θερμών πολικών καλυμμάτων που αρχίζουν να βλέπουν καθώς το αστέρι προχωρά με περίοδο περίπου επτά έως οκτώ ετών.
Για να λειτουργήσει ένα τέτοιο μοντέλο, οι δύο πολικές περιοχές που εκπέμπουν πρέπει να έχουν διαφορετικές θερμοκρασίες και μεγέθη, όπως έχει προταθεί πρόσφατα στην περίπτωση ενός άλλου μέλους της ίδιας κατηγορίας απομονωμένων αστεριών νετρονίων.
Σύμφωνα με την ομάδα, το RX J0720.4-3125 είναι ίσως η καλύτερη περίπτωση για να μελετηθεί η ύπαρξη ενός άστρου νετρονίων μέσω της εκπομπής ακτίνων Χ που είναι άμεσα ορατή από την αστρική επιφάνεια. Η ακρίβεια μπορεί να είναι ένα ισχυρό εργαλείο για τον εντοπισμό του εσωτερικού του αστεριού νετρονίων και για να μάθει για την κατάσταση της ύλης υπό συνθήκες που δεν μπορούμε να παράγουμε στο εργαστήριο.
Πρόσθετες παρατηρήσεις XMM-Newton σχεδιάζονται για την περαιτέρω παρακολούθηση αυτού του ενδιαφέροντος αντικειμένου. «Συνεχίζουμε τη θεωρητική μοντελοποίηση από την οποία ελπίζουμε να μάθουμε περισσότερα για τη θερμική εξέλιξη, τη γεωμετρία του μαγνητικού πεδίου αυτού του συγκεκριμένου αστεριού και την εσωτερική δομή των αστεριών νετρονίων γενικά», κατέληξε ο Haberl.
Αρχική πηγή: Πύλη ESA
