Une équipe internationale d'astrophysiciens comprenant des scientifiques russes de l'Institut de recherche spatiale de l'Académie des sciences de Russie (RAS), MIPT, et l'observatoire Pulkovo du RAS a détecté une diminution brutale de la luminosité du pulsar à la suite d'explosions géantes. Le phénomène est associé à ce qu'on appelle "l'effet d'hélice, " qui a été prédit il y a plus de 40 ans. Cependant, il s'agit de la première étude à observer de manière fiable le passage des deux pulsars à rayons X 4U 0115+63 et V 0332+53 au « régime hélice ». Les résultats des observations, les conclusions des chercheurs, et les calculs correspondants ont été publiés dans Astronomie &Astrophysique .

Les deux sources étudiées, 4U 0115+63 et V0332+53, appartiennent à une classe assez spéciale de pulsars à rayons X transitoires. Ces étoiles agissent alternativement comme des sources de rayons X faibles, subir des explosions géantes, et disparaissent complètement de la vue. Les transitions des pulsars entre différents états fournissent des informations précieuses sur leur champ magnétique et la température de la matière environnante. Ces informations sont indispensables, car les champs magnétiques immensément puissants et les températures extrêmement élevées rendent les mesures directes impossibles dans un laboratoire sur Terre.

Le nom d'un pulsar est précédé d'une lettre désignant le premier observatoire à le découvrir, qui est suivi d'un code numérique contenant les coordonnées du pulsar. Le "V" fait référence à Vela 5B, un satellite militaire américain qui a été lancé pour espionner les Soviétiques. Quant au "4U" de l'autre nom, il représente le quatrième catalogue Uhuru, compilé par le premier observatoire en orbite dédié spécifiquement à l'astronomie des rayons X. Suite à la découverte du premier pulsar, il était à l'origine connu sous le nom de "LGM-1" (pour "petits hommes verts"), parce que c'était une source d'impulsions radio régulières, conduisant les scientifiques à croire qu'ils pourraient avoir reçu un signal d'extraterrestres intelligents.

Un pulsar à rayons X est une étoile à neutrons en rotation rapide avec un fort champ magnétique. Une étoile à neutrons peut faire partie d'un système binaire. Dans un processus que les astrophysiciens appellent accrétion, l'étoile à neutrons peut canaliser le gaz de son compagnon stellaire normal. Le gaz attiré spirale vers l'étoile à neutrons, former un disque d'accrétion, qui est perturbé au rayon de la magnétosphère. Lors de l'accrétion, la matière pénètre dans une certaine mesure dans la magnétosphère, " se fige dedans, " et coule le long des lignes du champ magnétique vers les pôles magnétiques de l'étoile à neutrons. Tombant vers les pôles, le gaz est chauffé à plusieurs centaines de millions de degrés, qui provoque l'émission de rayons X. Si l'axe magnétique d'une étoile à neutrons est asymétrique par rapport à son axe de rotation, les faisceaux de rayons X qu'il émet tournent d'une manière qui ressemble au fonctionnement des balises. Pour un observateur « onshore », la source semble envoyer des signaux à intervalles réguliers allant de quelques fractions de seconde à plusieurs minutes.

Une étoile à neutrons est l'un des restes possibles laissés par une supernova. Il peut se former à la fin de l'évolution stellaire, si l'étoile d'origine était suffisamment massive pour permettre à la gravitation de comprimer suffisamment la matière stellaire pour que les électrons se combinent avec les protons produisant des neutrons. Le champ magnétique d'une étoile à neutrons peut être plus de 10 ordres de grandeur plus fort que n'importe quel champ magnétique qui pourrait être atteint sur Terre.

Dans un système binaire, un pulsar à rayons X est observé lorsque l'étoile à neutrons accrète de la matière provenant de son compagnon stellaire normal, souvent une géante ou une supergéante caractérisée par un vent stellaire fort (éjection de matière dans l'espace). Alternativement, il peut s'agir d'une étoile plus petite comme notre propre soleil qui a rempli son lobe de Roche, région au-delà de laquelle il est incapable de retenir la matière attirée par la gravité de l'étoile à neutrons compagne.

Les pulsars 4U 0115+63 et V 0332+53 sont des sources de rayons X irrégulières (transitoires), en raison du fait que leurs compagnons stellaires appartiennent à la classe d'étoiles Be plutôt inhabituelle. La rotation axiale d'une étoile Be est si rapide qu'elle commence parfois à "gonfler" à l'équateur, et un disque de gaz se forme autour d'elle, remplissage du lobe de Roche. L'étoile à neutrons commence à accréter rapidement le gaz de son compagnon "donneur", provoquant une forte augmentation de l'émission de rayons X appelée explosion de rayons X. A un moment donné, après que la matière dans le renflement équatorial commence à s'épuiser, le disque d'accrétion s'épuise, et le gaz ne peut plus tomber sur l'étoile à neutrons en raison de l'influence du champ magnétique et de la force centrifuge. Cela donne lieu à un phénomène connu sous le nom de « effet hélice » :le pulsar entre dans un état dans lequel l'accrétion ne se produit pas, et la source de rayons X n'est plus observée.

Les astronomes utilisent le terme « luminosité » pour désigner la quantité totale d'énergie émise par un corps céleste par unité de temps. La ligne rouge dans le diagramme représente la luminosité de seuil pour le pulsar 4U 0115+63. Les observations de l'autre source (V 0332+53) ont produit des résultats similaires. Les lignes bleues marquent les moments dans le temps où la distance entre le pulsar et le compagnon était au minimum. Cette proximité de l'étoile compagne pourrait amener l'étoile à neutrons à passer en surmultipliée et à reprendre l'émission (voir schéma), 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. Cependant, 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. D'abord, the neutron star surface could become an additional source of X-rays, as it cools down following an outburst. Seconde, the propeller effect could leave some room for matter transfer between the two stars, as opposed to sealing the neutron star off completely. En d'autres termes, 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. Cependant, 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, En effet, "black out." De plus, 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, commentaires, "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. En faisant cela, it is possible to estimate the contribution of the other, higher-order components in the field structure."