En utilisant le satellite AstroSat, Des astronomes indiens ont détecté de fortes pulsations de rayons X à partir d'un pulsar binaire à rayons X connu sous le nom de 3A 0726-260. La découverte, présenté dans un article publié le 26 avril sur le référentiel de pré-impression arXiv, éclaire davantage la nature de cet objet mal étudié.

Les pulsars à rayons X (également appelés pulsars à accrétion) sont des sources affichant des variations périodiques strictes de l'intensité des rayons X, consistant en une étoile à neutrons magnétisée en orbite avec un compagnon stellaire normal. Dans ces systèmes binaires, l'émission de rayons X est alimentée par la libération d'énergie potentielle gravitationnelle lorsque le matériau est accrété à partir d'un compagnon massif. Les pulsars à rayons X sont parmi les objets les plus lumineux du ciel à rayons X.

Situé à une vingtaine, à 000 années-lumière, 3A 0726-260 (autre désignation 4U 0728-25) est l'un des pulsars binaires à rayons X les moins étudiés, bien qu'il soit un émetteur de rayons X persistant à un niveau de luminosité d'environ 100 décillions d'ergs/s pendant ses états non étincelants. Le système a une période orbitale d'environ 34,55 jours et contient un pulsar à rayons X avec une période de spin d'environ 103 secondes.

Une équipe d'astronomes dirigée par Jayashree Roy de l'Université de Mumbai, Inde, étudié 3A 0726-260 en détail. Leur étude était basée sur les données du compteur proportionnel à rayons X à grande surface (LAXPC) et du télescope à rayons X doux (SXT) d'AstroSat.

"Nous présentons les résultats de l'étude à large bande (0,3-40 keV) de la source en utilisant les données des observations AstroSat avec les détecteurs SXT et LAXPC, " ont écrit les astronomes dans le journal.

Les observations ont détecté une forte pulsation des rayons X avec une période de 103,144 secondes. Cela suggère qu'il n'y a eu qu'un changement marginal dans la période de spin du pulsar depuis les dernières mesures effectuées en 1997. De plus, de faibles pulsations de la source dans la gamme 20-40 keV ont été détectées pour la première fois dans les données LAXPC.

En général, le profil d'impulsion de 3A 0726-260 s'est avéré être dépendant de l'énergie. Il semble que la forme de l'impulsion change à partir d'une seule impulsion large, jusqu'à 5,0 keV, à une double impulsion à plus haute énergie (environ 5,0 keV). Les chercheurs proposent deux hypothèses qui pourraient expliquer un tel comportement.

"Le changement du profil d'impulsion d'un seul pic à une faible structure à double pic peut s'expliquer par un changement intrinsèque se produisant dans le modèle de rayonnement d'un faisceau crayon à un faisceau en éventail, ce qui fait que le faisceau s'éloigne de notre champ de vision ( ...) Le changement du profil d'impulsion peut également être attribué à une transition dans le schéma d'accrétion d'un flux d'accrétion lisse à basse énergie à plusieurs flux d'accrétion étroits à haute énergie qui sont verrouillés en phase avec l'étoile à neutrons, ", lit-on dans le journal.

L'étude a également détecté la présence d'un large 1,06 keV, raie K-alpha du fer à environ 6,3 keV. Les astronomes ont ajouté que 3A 0726-260 s'accréte à un taux d'accrétion presque constant sans aucune indication d'une instabilité qui pourrait déclencher des explosions de cette source.

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