Imagem HESS do par binário PSR B-1259-63 / SS 2883. Crédito da imagem: HESS. Clique para ampliar.
O par binário PSR B-1259-63 / SS 2883 está localizado a cerca de 5.000 anos-luz de distância na direção geral da constelação do hemisfério sul Crux (Southern Cross). A dupla consiste em um pulsar (PSR B-1259) e um gigante azul maciço (SS 2883) preso em uma dança amplamente oscilante que repete etapas a cada 3,4 anos. A órbita do pulsar do primário mais massivo é tão excêntrica que o par passa dentro de 100 milhões de quilômetros na aproximação mais próxima e separa cerca de dez vezes a distância no ponto mais distante. Durante a aproximação mais próxima, os sinais do pulsar diminuem significativamente, uma vez que são eclipsados pelo gigantesco gigante azul.
Observadores que usavam o Sistema Estereoscópico de Alta Energia (HESS) de 12,5 metros registraram a dança do par durante as noites sem lua, de fevereiro a abril de 2004, e cronometraram-nos à medida que o pulsar se aproximava e recuava do ponto mais próximo da dupla. Os astrônomos descobriram que as ondas de rádio do pulsar combinavam com radiação gama ultra alta vinda da região.
De acordo com Felix Aharonian, do Instituto Max Plank de Física Nuclear, Heidelberg, Alemanha, esse sistema binário “permite 'assistir on-line' os processos MHD (magneto-hidrodinâmicos) extremamente complexos de criação e terminação do vento pulsar ultrarelativista, além de partículas aceleração por ondas de choque relativísticas, através do estudo das características espectrais e temporais da radiação gama de alta energia do sistema. Nesse sentido, o sistema binário PSR B1259-63 é um laboratório exclusivo para explorar a física dos ventos pulsares. ”
O pulsar foi detectado pela primeira vez por uma equipe de astrônomos em 1992, usando o radiotelescópio Parkes na Austrália. Seu jato magnético oriente em direção à Terra 20 vezes por segundo. Além da emissão de rádio, o pulsar transmite raios X - em vários níveis de energia - por toda a sua órbita. Pensa-se que esses raios X sejam o resultado da radiação que ocorre quando o campo magnético do pulsar interage com os gases liberados pelo gigante azul companheiro.
O gigante azul SS 2883 foi descoberto como um companheiro do pulsar em 1992. É dez vezes a massa do Sol, mas tem altas temperaturas e um motor de fusão que queima rapidamente. Ele gira muito rapidamente e ejeta material esporádico do seu equador. De acordo com o artigo "Descoberta do pulsar binário PSR B-1259-63 ... com H.E.S.", "Sabe-se que as estrelas-do-vento têm ventos estelares não isotrópicos, formando um disco equatorial com fluxo de massa aprimorado".
O artigo continua dizendo que "as medições de tempo sugerem que o disco está inclinado em relação ao plano orbital ...", uma inclinação orbital faz com que o "pulsar cruze o disco duas vezes perto do periastron". E é nessas passagens que as coisas realmente ficam intensificadas quando o campo magnético do pulsar começa a interagir com partículas carregadas na região de choque reverso do ejeto estelar.
Como resultado, este sistema é considerado uma 'plerião binária', onde “o intenso campo de fótons fornecido pela estrela companheira não apenas desempenha um papel importante no resfriamento de elétrons relativísticos, mas também serve como o alvo perfeito para a produção de alta gama de alta energia através da dispersão inversa de Compton (IC). ” Felix expande essa noção dizendo que “o pulsar não está isolado, mas localizado em um sistema binário próximo a uma poderosa estrela óptica. Nesse caso, devido à interação com o vento estelar sob alta pressão de gás, o vento pulsar termina dentro do sistema binário em que o campo magnético é bastante alto (aproximadamente 1 G, ou seja, 10.000 a 100.000 vezes maior do que em pleriões padrão). Além disso, devido à presença da estrela óptica, os elétrons sofrem graves perdas durante as interações (dispersão de Compton) com a luz das estrelas. Isso torna a vida útil dos elétrons muito curta, 1 hora ou menos. Raios gama de alta energia também podem ser produzidos por interações de elétrons (e talvez também prótons) com o gás denso do disco estelar (também em escalas de tempo bastante curtas!). ”
Como uma plerião binária, o sistema estelar exibe uma assinatura de energia abrangente baseada na órbita excêntrica do pulsar e amplas variações na densidade da matéria circunstelar em torno da SS 2883 com a qual ele interage. Próximo ao periastron, o vento pulsar “frio” que interage com o plasma ambiente termina com a criação de uma onda de choque relativística que, por sua vez, acelera as partículas para energias extremamente altas, 1 TeV ou mais. O calor nessas partículas é então "resfriado" à medida que os fótons atingem elétrons e pósitrons em movimento rápido. Esse efeito inverso de dispersão de Compton retira energia amplificando as freqüências de fótons de maneira selvagem. Dito de forma simples, os fótons de “luz visível” de baixa energia são aumentados para níveis de energia muito mais altos - alguns atingindo a região de volt terra-elétron do domínio gama superior / raio cósmico inferior.
Enquanto o pulsar se afasta do primário estelar, ele encontra cada vez menos partículas carregadas, enquanto a densidade de fótons de luz visível da estrela central também diminui. Quando isso ocorre, a dispersão de fótons é reduzida e a radiação síncrotron começa a dominar. Por esse motivo, os raios X de baixo nível de potência começam a dominar a assinatura de energia do sistema, à medida que o pulsar diminui e se afasta da estrela.
Finalmente, existem dois períodos na órbita dos pulsares em que ele atravessa o plano equatorial do disco circunstelar do gigante azul. Esses pontos de transição podem resultar na criação de vários fótons, elétrons, pósitrons e até alguns prótons superenergizados. À medida que são criadas partículas relativisticamente aceleradas, elas interagem com uma região capaz de gerar uma infinidade de outras partículas capazes de se decompor em fótons de alta energia e outras partículas.
No artigo publicado em 13 de junho de 2005, “Até agora, a compreensão teórica desse sistema complexo, envolvendo ventos pulsares e estelares interagindo entre si, é bastante limitada devido à falta de observações restritivas”. Mas agora, devido ao IACTS (Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes), como o H.E.S.S., os astrônomos agora são capazes de resolver muitas novas fontes no ponto próximo de raios gama de alta energia de outros sistemas, como o PSR B-1259-63 / SS 2883.
No sistema PSR B-1259-63 / SS 2883, a natureza parece ter fornecido aos astrônomos - e físicos - sua própria versão de um acelerador de partículas com energia super alta - que é felizmente bem contido e a uma distância segura da Terra.
Escrito por Jeff Barbour
