Un team internazionale di astrofisici tra cui scienziati russi dell'Istituto di ricerca spaziale dell'Accademia delle scienze russa (RAS), MIPT, e l'Osservatorio Pulkovo di RAS ha rilevato una brusca diminuzione della luminosità delle pulsar a seguito di esplosioni giganti. Il fenomeno è associato al cosiddetto "effetto propulsore, " che era stato previsto più di 40 anni fa. Tuttavia, questo è il primo studio ad osservare in modo affidabile la transizione delle due pulsar a raggi X 4U 0115+63 e V 0332+53 al "regime dell'elica". I risultati delle osservazioni, le conclusioni raggiunte dai ricercatori, e i relativi calcoli sono stati pubblicati in Astronomia e astrofisica .

Le due fonti studiate, 4U 0115+63 e V 0332+53, appartengono a una classe piuttosto speciale di pulsar a raggi X transitori. Queste stelle agiscono alternativamente come deboli sorgenti di raggi X, subire esplosioni gigantesche, e scomparire completamente dalla vista. Le transizioni delle pulsar tra i diversi stati forniscono preziose informazioni sul loro campo magnetico e sulla temperatura della materia circostante. Tali informazioni sono indispensabili, poiché i campi magnetici immensamente forti e le temperature estremamente elevate rendono impossibili le misurazioni dirette in un laboratorio sulla Terra.

Il nome di una pulsar è preceduto da una lettera che designa il primo osservatorio a scoprirla, che è seguito da un codice numerico contenente le coordinate della pulsar. La "V" si riferisce a Vela 5B, un satellite militare statunitense lanciato per spiare i sovietici. Per quanto riguarda il "4U" nell'altro nome, sta per il quarto catalogo Uhuru, compilato dal primo osservatorio in orbita dedicato specificamente all'astronomia a raggi X. Dopo la scoperta della prima pulsar, originariamente era conosciuto come "LGM-1" (per "omini verdi"), perché era una fonte di impulsi radio regolari, portando gli scienziati a credere di aver ricevuto un segnale da extraterrestri intelligenti.

Una pulsar a raggi X è una stella di neutroni in rapida rotazione con un forte campo magnetico. Una stella di neutroni può far parte di un sistema binario. In un processo che gli astrofisici chiamano accrescimento, la stella di neutroni può incanalare il gas dalla sua normale compagna. Il gas attratto si muove a spirale verso la stella di neutroni, formando un disco di accrescimento, che viene interrotto nel raggio della magnetosfera. Durante l'accrescimento, la materia penetra in una certa misura nella magnetosfera, "si gela dentro, " e scorre lungo le linee del campo magnetico verso i poli magnetici della stella di neutroni. Cadendo verso i poli, il gas viene riscaldato a diverse centinaia di milioni di gradi, che provoca l'emissione di raggi X. Se l'asse magnetico di una stella di neutroni è inclinato rispetto al suo asse di rotazione, i raggi X che emette ruotano in un modo che ricorda il modo in cui funzionano i beacon. Per un osservatore "onshore", la sorgente sembra inviare segnali a intervalli regolari che vanno da frazioni di secondo a diversi minuti.

Una stella di neutroni è uno dei possibili resti lasciati da una supernova. Può formarsi alla fine dell'evoluzione stellare, se la stella originale fosse abbastanza massiccia da consentire alla gravitazione di comprimere la materia stellare abbastanza da far combinare gli elettroni con i protoni producendo neutroni. Il campo magnetico di una stella di neutroni può essere più di 10 ordini di grandezza più forte di qualsiasi campo magnetico che potrebbe essere raggiunto sulla Terra.

In un sistema binario, una pulsar a raggi X viene osservata quando la stella di neutroni sta accumulando materia dalla sua normale compagna stellare, spesso una gigante o una supergigante caratterizzata da un forte vento stellare (espulsione di materia nello spazio). In alternativa, può essere una stella più piccola come il nostro sole che ha riempito il suo lobo di Roche, la regione oltre la quale non è in grado di trattenere la materia attratta dalla gravità della stella compagna di neutroni.

Le pulsar 4U 0115+63 e V 0332+53 sono sorgenti di raggi X irregolari (transitori), a causa del fatto che i loro compagni stellari appartengono alla classe piuttosto insolita Be star. La rotazione assiale di una stella Be è così rapida che occasionalmente inizia a "rigonfiarsi" all'equatore, e intorno ad esso si forma un disco di gas, riempiendo il lobo di Roche. La stella di neutroni inizia ad accumulare rapidamente il gas dalla sua compagna "donatrice", causando un forte aumento dell'emissione di raggi X chiamato esplosione di raggi X. Ad un certo punto, dopo che la materia nel rigonfiamento equatoriale inizia a esaurirsi, il disco di accrescimento si esaurisce, e il gas non può più cadere sulla stella di neutroni per l'influenza del campo magnetico e della forza centrifuga. Ciò dà origine a un fenomeno noto come "effetto elica":la pulsar entra in uno stato in cui non si verifica l'accrescimento, e la sorgente di raggi X non viene più osservata.

Gli astronomi usano il termine "luminosità" per riferirsi alla quantità totale di energia emessa da un corpo celeste per unità di tempo. La linea rossa nel diagramma rappresenta la luminosità di soglia per la pulsar 4U 0115+63. Le osservazioni dell'altra fonte (V 0332+53) hanno prodotto risultati simili. The blue lines mark the moments in time when the distance between the pulsar and the companion was at a minimum. This proximity of the companion star might cause the neutron star to go into overdrive and resume emission (see diagram), provided that sufficient amounts of matter are still available for accretion.

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. Però, 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. Primo, the neutron star surface could become an additional source of X-rays, as it cools down following an outburst. Secondo, the propeller effect could leave some room for matter transfer between the two stars, as opposed to sealing the neutron star off completely. In altre parole, 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. Però, 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, infatti, "black out." Inoltre, 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, Commenti, "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. Facendo questo, it is possible to estimate the contribution of the other, higher-order components in the field structure."