Un astrophysicien professionnel et un astronome amateur se sont associés pour révéler des détails surprenants sur un système binaire inhabituel de pulsar milliseconde (MSP) comprenant l'un des pulsars les plus rapides de notre galaxie et son unique étoile compagnon.

leurs observations, à paraître dans le Journal d'astrophysique en décembre, sont les premiers à identifier des « spots étoilés » sur l'étoile compagnon d'un MSP. Plus, les observations montrent que le compagnon a un fort champ magnétique, et fournir des indices sur les raisons pour lesquelles les pulsars de certains binaires MSP s'allument et s'éteignent.

Jean Antoniadis, un Dunlap Fellow avec le Dunlap Institute for Astronomy &Astrophysics, Université de Toronto, et André van Staden, un astronome amateur d'Afrique du Sud, analysé les observations de la luminosité de l'étoile compagne faites par van Staden sur une période de 15 mois, avec son télescope réflecteur de 30 cm et sa caméra CCD dans son observatoire d'arrière-cour à Western Cape. L'analyse a révélé une augmentation et une diminution inattendues de la luminosité de l'étoile.

Dans un binaire MSP typique, la gravité du pulsar déforme la forme de l'étoile compagne, en le tirant en forme de larme. Comme il fait le tour du pulsar, nous voyons une augmentation et une diminution cycliques de la luminosité du compagnon. Le compagnon est le plus brillant à deux points de son orbite, quand on voit son large, profil en forme de larme; il est le plus faible à mi-chemin entre ces deux points, quand on voit son plus petit, profil circulaire. Naturellement, la courbe lumineuse mesurant la luminosité monte et descend au rythme de la période orbitale du compagnon.

Mais les observations d'Antoniadis et van Staden ont révélé que la luminosité du compagnon n'était pas synchronisée avec sa période orbitale de 15 heures; au lieu de cela, les pics de luminosité de l'étoile se produisent progressivement plus tard par rapport à la position orbitale du compagnon.

Antoniadis et van Staden ont conclu que cela était causé par des "spots stellaires", l'équivalent des taches solaires de notre Soleil, et que les taches diminuaient la luminosité de l'étoile. Quoi de plus, les taches étaient beaucoup plus grandes par rapport au diamètre de l'étoile compagne que les taches solaires de notre Soleil.

Ils ont également réalisé que l'étoile compagne n'est pas liée au pulsar en raison de la marée, comme la lune l'est à la Terre. Au lieu, ils ont conclu que la période de rotation du compagnon est légèrement plus courte que sa période orbitale, résultant en la courbe de lumière inattendue.

La présence de taches stellaires a également conduit les collaborateurs à déduire que l'étoile a un fort champ magnétique, une condition préalable de tels spots.

Astronome non professionnel dévoué depuis de nombreuses années, van Staden s'intéresse particulièrement aux pulsars et est tombé en 2014 sur le site Web de recherche d'Antoniadis répertoriant les binaires MSP avec des compagnons optiques.

"J'ai noté que le système binaire MSP J1723-2837 est bien adapté pour l'observation depuis l'Afrique du Sud, " dit van Staden, "et qu'une courbe de lumière n'avait pas encore été déterminée pour ce système particulier."

"Je me suis aussi rendu compte que les observations étaient rares car les professionnels n'ont pas le luxe d'utiliser des instruments professionnels pour des observations en continu. En revanche, les non-professionnels peuvent faire ces observations à long terme.

"L'ensemble de données ne ressemblait à rien de ce que j'avais jamais vu, " dit Antoniadis en recevant les données de van Staden, "à la fois en termes de qualité et de durée. Et j'ai exhorté André à continuer à observer le plus longtemps possible."

Des observations telles que celles de van Staden sont essentielles pour répondre aux questions sur l'évolution et la relation complexe entre le MSP et son compagnon dans les binaires « veuve noire » et « redback », des paires d'étoiles dans lesquelles le pulsar, comme son homonyme arachnide, dévore son compagnon.

Dans un scénario typique, une étoile à neutrons nouvellement formée se nourrit de gaz tiré gravitationnellement du compagnon. Au fur et à mesure que le pulsar prend de la masse, il gagne également un moment angulaire et tourne plus vite.

Finalement, l'étoile à neutrons tourne des centaines de fois par seconde. À ce point, il entre dans la phase suivante de son évolution. L'étoile à neutrons commence à émettre des faisceaux de rayonnement intense que nous voyons comme un signal à pulsations rapides :un pulsar est né.

À ce point, le pulsar commence également à émettre un rayonnement gamma intense et un fort vent stellaire qui arrête le flux de matière de son voisin. Le compagnon n'est plus cannibalisé par le pulsar, mais il n'a échangé que les moyens par lesquels il est consommé. Maintenant, le rayonnement et le vent du pulsar sont si intenses qu'ils commencent à éroder l'étoile condamnée.

Aussi complexes que soient ces systèmes binaires MSP, ils sont devenus encore plus perplexes ces dernières années avec des observations selon lesquelles les pulsars s'éteignent et retournent à un état dans lequel ils se nourrissent du matériel de leur compagnon - et qu'ils peuvent effectuer cette transition plusieurs fois.

Il a été suggéré que le vent et le rayonnement stellaire du pulsar pourraient être à l'origine de la transition. Mais un résultat supplémentaire des observations d'Antoniadis et van Staden est que le vent stellaire du pulsar n'affecte pas le compagnon.

Typiquement, le vent stellaire fort d'un pulsar et la sortie de rayonnement intense créent un "point chaud" du côté du pulsar du compagnon. C'est comme si la star avait un côté "jour" et "nuit". Mais la présence du hotspot n'était pas détectable dans les données. Cela pourrait signifier que le vent est soit totalement absent, soit souffle dans une direction autre que vers l'étoile.

Dans les deux cas, cela suggère que le champ magnétique du compagnon - et non le vent et le rayonnement stellaire du pulsar - peut être le mécanisme qui éteint les pulsars.