En utilisant le télescope de modulation à rayons X dur (HXMT), les astronomes chinois ont observé un système binaire à rayons X désignés IGR J19294 + 1816. En conséquence, ils ont découvert plusieurs oscillations quasi-périodiques aux rayons X dans cette source. La conclusion a été signalée dans un article publié le 6 juin sur le arxiv serveur de pré-imprimé.
En général, les binaires aux rayons X sont des systèmes composés d'une étoile normale ou d'une naine blanche transférant la masse sur une étoile à neutrons compacts ou un trou noir. Compte tenu de la masse de l'étoile complémentaire dans XRBS, les astronomes les divisent en binaires de rayons X à faible masse (LMXB) et des binaires de rayons X à haute masse (HMXB).
Le plus grand sous-groupe de HMXBS est connu sous le nom de binaires BE / Rays X (BEXRBS). Ils sont composés d'étoiles Be et, généralement, d'étoiles à neutrons, y compris des pulsars. La plupart de ces binaires présentent une faible émission de rayons X persistants interrompue par des explosions d'une durée de plusieurs semaines.
IGR J19294 + 1816 est un BEXRB à une distance d'environ 36 000 années-lumière, découverte lors d'une explosion en 2009. Il présente des pulsations avec une période de 12,4 secondes et une variabilité de flux à long terme avec une période orbitale d'environ 117,2 jours.
Afin de mieux comprendre les propriétés de l'IGR J19294 + 1816, Wen Yang et Wei Wang de l'Université de Wuhan en Chine ont décidé de l'enquêter avec HXMT. Les observations ont entraîné la détection d'oscillations quasi-périodiques (QPO) de ce système.
En général, les QPO sont censés découler de l'interaction de la matière dans le disque d'accrétion avec la magnétosphère d'un objet compact tel qu'une étoile à neutrons ou un trou noir.
Les astronomes rapportent qu'une caractéristique QPO significative a été identifiée à environ 30,2 MHz dans la bande de 10 à 50 keV, avec l'amplitude de la carré à moyennes (RMS) augmentant avec l'énergie. De plus, ils ont détecté deux QPOS à la fréquence d'environ 51,1 MHz et 113,7 MHz dans 25 à 50 keV, présentant une amplitude RMS d'environ 12%.
« La caractéristique QPO ∼30 MHz avec ∼10% RMS et un facteur de qualité de ∼8 est détectée dans les spectres de densité de puissance et les spectres de puissance en ondelettes, et deux QPOS à ∼50MHz et 110 MHz ont un facteur de qualité de ∼5 et ∼3 respectivement », ont écrit les chercheurs dans le papier.
Selon l'étude, le QPO apparaît dans les 100 premières secondes et réapparaît après 200 secondes dans les bandes à faible énergie. Le QPO MHz dans les bandes d'énergie moyenne, avec une fréquence constante près de 30 MHz, persiste sur toute la durée du bon intervalle de temps (GTI).
Les astronomes ajoutent que pour les bandes à haute énergie, il y a aussi un QPO près de 30 MHz d'une durée d'environ 600 secondes au début et une autre oscillation de 200 secondes dans la phase ultérieure.
Essayant d'expliquer l'origine des QPOS dans IGR J19294 + 1816, les auteurs de l'article prennent en compte plusieurs hypothèses. L'un d'eux qu'ils trouvent le plus plausible d'expliquer des QPO MHz à basse fréquence est le modèle de précession du disque magnétique.
« Dans ce scénario, la région intérieure du disque d'accrétion connaît des couples magnétiques qui peuvent induire la déformation et la précession du disque. Dans des conditions typiques dans les pulsars aux rayons X, ces couples peuvent surmonter l'amortissement visqueux, permettant à l'instabilité précessionnelle de se développer et potentiellement de donner naissance à MHZ QPOS », selon les scientifiques.
Écrit pour vous par notre auteur Tomasz Nowakowski, édité par Sadie Harley, et vérifié et examiné par Robert Egan – cet article est le résultat d'un travail humain minutieux. Nous comptons sur des lecteurs comme vous pour garder le journalisme scientifique indépendant en vie. Si ce rapport vous importe, veuillez considérer un don (surtout mensuel). Vous obtiendrez un sans publicité compte comme un remerciement.
