Image HESS d'une paire binaire PSR B-1259-63 / SS 2883. Crédit d'image: HESS. Cliquez pour agrandir.
La paire binaire PSR B-1259-63 / SS 2883 est située à quelque 5 000 années-lumière de distance dans la direction générale de la constellation de l'hémisphère sud Crux (la croix du sud). Le duo se compose d'un pulsar (PSR B-1259) et d'un énorme géant bleu (SS 2883) enfermé dans une danse très oscillante qui répète des pas tous les 3,4 ans. L'orbite du pulsar du primaire le plus massif est si excentrique que la paire passe à moins de 100 millions de kilomètres à l'approche la plus proche et ils se séparent environ dix fois cette distance à leur point le plus éloigné. Lors de l'approche la plus proche, les signaux du pulsar chutent de manière significative car il est éclipsé par le géant bleu massif.
Les observateurs utilisant le système stéréoscopique à haute énergie (HESS) de 12,5 mètres ont enregistré la danse du couple pendant les nuits sans lune de février à avril 2004, et les ont chronométrées à mesure que le pulsar approchait et s'éloignait du point le plus proche du duo. Les astronomes ont découvert que les ondes radio du pulsar correspondaient à un rayonnement gamma ultra-élevé provenant de la région.
Selon Felix Aharonian du Max Plank Institute for Nuclear Physics, Heidelberg Allemagne, ce système binaire «permet une« surveillance en ligne »des processus MHD (magnétohydrodynamiques) extrêmement complexes de création et de terminaison du vent pulsar ultrarelativiste, ainsi que des particules accélération par ondes de choc relativistes, à travers l'étude des caractéristiques spectrales et temporelles du rayonnement gamma à haute énergie du système. À cet égard, le système binaire PSR B1259-63 est un laboratoire unique pour explorer la physique des vents pulsars. »
Le pulsar a été détecté pour la première fois par une équipe d'astronomes en 1992 à l'aide du radiotélescope Parkes en Australie. Son jet magnétique s'oriente vers la Terre 20 fois par seconde. En plus de l'émission radio, le pulsar diffuse des rayons X - à différents niveaux d'énergie - sur toute son orbite. On pense que ces rayons X sont le résultat d'un rayonnement qui se produit lorsque le champ magnétique du pulsar interagit avec les gaz libérés par le géant bleu compagnon.
Le géant bleu SS 2883 a été découvert pour la première fois comme un compagnon avec le pulsar en 1992. Il est dix fois la masse du Soleil, mais a des températures élevées et un moteur à fusion à combustion rapide. Il tourne très rapidement et éjecte de la matière de son équateur de façon sporadique. Selon le document «Discovery of the Binary Pulsar PSR B-1259-63… with H.E.S.S.», «Les étoiles Be sont connues pour avoir des vents stellaires non isotropes formant un disque équatorial avec un écoulement de masse amélioré.»
Le papier poursuit en disant que «les mesures de synchronisation suggèrent que le disque est incliné par rapport au plan orbital…» une telle inclinaison orbitale fait que le «pulsar traverse le disque deux fois près du périastron». Et c'est à ces croisements que les choses se gonflent vraiment lorsque le champ magnétique du pulsar commence à interagir avec des particules chargées dans la région de choc inverse de l'éjecta stellaire.
En conséquence, ce système est dit être un «plérion binaire» où «Le champ de photons intense fourni par l'étoile compagnon joue non seulement un rôle important dans le refroidissement des électrons relativistes, mais sert également de cible parfaite pour la production de hautes des rayons gamma d'énergie par diffusion Compton inverse (IC). » Felix approfondit cette notion en disant que «le pulsar n'est pas isolé, mais situé dans un système binaire proche d'une puissante étoile optique. Dans ce cas, en raison de l'interaction avec le vent stellaire sous haute pression de gaz, le vent pulsar se termine dans le système binaire où le champ magnétique est assez élevé (environ 1 G, soit 10000 à 100000 fois plus grand que dans les pléions standard). De plus, du fait de la présence de l’étoile optique, les électrons subissent de lourdes pertes lors des interactions (diffusion Compton) avec la lumière des étoiles. Cela rend la durée de vie des électrons très courte, 1 heure ou moins. Les rayons gamma de haute énergie peuvent également être produits par des interactions d'électrons (et peut-être aussi de protons) avec le gaz dense du disque stellaire (également à des échelles de temps assez courtes!). »
En tant que plériion binaire, le système stellaire affiche une signature énergétique de grande envergure basée sur l'orbite excentrique du pulsar et de larges variations de la densité de la matière circumstellaire autour de SS 2883 avec laquelle il interagit. Près du périastron, le vent pulsar «froid» interagissant avec le plasma ambiant, se termine par la création d'une onde de choc relativiste qui à son tour accélère les particules à des énergies extrêmement élevées, 1 TeV ou plus. La chaleur dans ces particules est ensuite «refroidie» lorsque les photons frappent des électrons et des positrons en mouvement rapide. Cet effet de diffusion Compton inverse emporte l'énergie en amplifiant les fréquences des photons de manière extravagante. En termes simples, les photons de «lumière visible» de faible énergie sont augmentés à des niveaux d'énergie beaucoup plus élevés - certains atteignant la région terraélectron volt du domaine des rayons gamma supérieurs / rayons cosmiques inférieurs.
Pendant ce temps, lorsque le pulsar s'éloigne du primaire stellaire, il rencontre de moins en moins de particules chargées, tandis que la densité des photons de lumière visible de l'étoile centrale diminue également. Lorsque cela se produit, la diffusion des photons est réduite et le rayonnement synchrotron commence à dominer. Pour cette raison, les rayons X de niveau de puissance inférieur commencent à dominer la signature énergétique du système alors que le pulsar ralentit et s'éloigne de l'étoile.
Enfin, il y a deux périodes dans l'orbite des pulsars où elle traverse le plan équatorial du disque circumstellaire du géant bleu. Ces points de transition peuvent entraîner la création de nombreux photons, électrons, positrons et même certains protons surexcités. Au fur et à mesure que les particules à accélération relativiste sont créées, elles interagissent à leur tour avec une région capable de générer une multitude d'autres particules capables de se décomposer en photons de haute énergie et autres particules.
D'après l'article publié le 13 juin 2005, "Jusqu'à présent, la compréhension théorique de ce système complexe, impliquant des pulsars et des vents stellaires interagissant les uns avec les autres, est assez limitée en raison du manque d'observations contraignantes." Mais maintenant, grâce aux IACTS (Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes) tels que H.E.S.S., les astronomes sont maintenant en mesure de résoudre de nombreuses nouvelles sources proches de points de rayons gamma de haute énergie à partir d'autres systèmes tels que le PSR B-1259-63 / SS 2883.
Dans le système PSR B-1259-63 / SS 2883, la nature semble avoir fourni aux astronomes - et aux physiciens - sa propre version d'un accélérateur de particules à très haute énergie - heureusement bien contenu et à une distance de sécurité de la Terre.
Écrit par Jeff Barbour
