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47 Tuc W: What's Hot?
New Chandra observations give the best information yet on why such neutron stars, called millisecond pulsars, are rotating so fast. The key, as in real estate, is location, location, location - in this case the crowded confines of the globular star cluster 47 Tucanae, where stars are less than a tenth of a light year apart. Almost two dozen millisecond pulsars are located there. This large sample is a bonanza for astronomers seeking to test theories for the origin of millisecond pulsars, and increases the chances that they will find a critical transitional object such 47 Tuc W.
47 Tuc W stands out from the crowd because it produces more high-energy X-rays than the others. This anomaly points to a different origin of the X-rays, namely a shock wave due to a collision between matter flowing from a companion star and particles racing away from the pulsar at near the speed of light. Regular variations in the optical and X-ray light corresponding to the 3.2-hour orbital period of the stars support this interpretation.
A team of astronomers from the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, MA pointed out that the X-ray signature and variability of the light from 47 Tuc W are nearly identical to those observed from an X-ray binary source known as J1808. They suggest that these similarities between a known millisecond pulsar and a known X-ray binary provide the long-sought link between these types of objects.
In theory, the first step toward producing a millisecond pulsar is the formation of a neutron star when a massive star goes supernova. If the neutron star is in a globular cluster, it will perform an erratic dance around the center of the cluster, picking up a companion star which it may later swap for another.
As on a crowded dance floor, the congestion in a globular cluster can cause the neutron star to move closer to its companion, or to swap partners to form an even tighter pair. When the pairing becomes close enough, the neutron star begins to pull matter away from its partner. As matter falls onto the neutron star, it gives off X-rays. An X-ray binary system has been formed, and the neutron star has made the crucial second step toward becoming a millisecond pulsar.
The matter falling onto the neutron star slowly spins it up, in the same way that a child's carousel can be spun up by pushing it every time it comes around. After 10 to 100 million years of pushing, the neutron star is rotating once every few milliseconds. Finally, due to the rapid rotation of the neutron star, or the evolution of the companion, the infall of matter stops, the X-ray emission declines, and the neutron star emerges as a radio-emitting millisecond pulsar.
It is likely that the companion star in 47 Tuc W - a normal star with a mass greater than about an eighth that of the Sun - is a new partner, rather than the companion that spun up the pulsar. The new partner, acquired fairly recently in an exchange that ejected the previous companion, is trying to dump on the already spun-up pulsar, creating the observed shock wave. In contrast, the X-ray binary J1808 is not in a globular cluster, and is very likely making do with its original companion, which has been depleted to a brown dwarf size with a mass less than 5% that of the Sun.
Most astronomers accept the binary spin-up scenario for creating millisecond pulsars because they have observed neutron stars speeding up in X-ray binary systems, and almost all radio millisecond pulsars are observed to be in binary systems. Until now, definitive proof has been lacking, because very little is known about transitional objects between the second and final steps.
That is why 47 Tuc W is hot. It links a millisecond pulsar with many of the properties of an X-ray binary, to J1808, an X-ray binary that behaves in many ways like a millisecond pulsar, thus providing a strong chain of evidence to support the theory.
Click here for more about this subject. -Ed.
En Francais (via Google)
47 Tuc W: Quel Est Chaud?
Les trouvailles de Chandra Long-Ont cherché le lien à l'origine des pulsars de milliseconde. Les nouvelles observations de Chandra fournissent la meilleure information pourtant dessus pourquoi de telles étoiles neutron, appelées les pulsars de milliseconde, tournent tellement rapidement. La clef, comme en immobiliers, est l'endroit, endroit, endroit - dans ce cas-ci les confins serrés du faisceau globulaire 47 Tucanae d'étoile, où les étoiles sont moins qu'un dixième d'une année légère distante. Presque deux pulsars de douzaine millisecondes sont localisés là. Ce grand échantillon est une aubaine pour des astronomes cherchant à examiner des théories pour l'origine des pulsars de milliseconde, et augmente les chances qu'ils trouveront un objet transitoire critique de tels 47 Tuc W. Illustration d'onde choc autour de pulsar de milliseconde. Dans les systèmes binaires d'étoile tels que 47 Tuc W, qui contiennent une étoile normale et une étoile neutron extrêmement rapidement tournante a appelé un pulsar de milliseconde (MSP), la matière est tirée de l'étoile normale par la traction subite de la gravité de l'étoile neutron plus massive. Contrairement aux systèmes binaires de rayon X, cette matière (flamme jaune dans l'illustration) ne forme pas un disque chaud autour de l'étoile neutron. Au lieu de cela, elle est repoussée par la pression d'un vent des particules rapides (bleues) produites par le pulsar. L'onde choc résultante (blanche) est une source des rayons X de grande énergie. (illustration: NASA/CfA/S.Bogdanov). 47 stands de Tuc W dehors de la foule parce qu'il produit des rayons X plus de grande énergie que les autres. Cette anomalie se dirige à une origine différente des rayons X, à savoir une onde choc due à une collision entre la matière découlant d'une étoile et des particules de compagnon emballant loin du pulsar à près de la vitesse de la lumière. Les variations régulières de la lumière optique et de rayon X correspondant à la période 3.2-hour orbitale des étoiles soutiennent cette interprétation. Une équipe d'astronomes du centre Harvard-Smithsonien pour l'astrophysique à Cambridge, mA a précisé que la signature de rayon X et la variabilité de la lumière de 47 Tuc W sont presque identiques à ceux observées d'une source binaire de rayon X connue sous le nom de J1808. Ils proposent que ces similitudes entre un pulsar connu de milliseconde et un rayon X connu binaires fournissent le lien long-cherché entre ces types d'objets. Dans la théorie, la première étape vers produire un pulsar de milliseconde est la formation d'une étoile neutron quand une étoile massive va supernova. Si l'étoile neutron est dans un faisceau globulaire, elle exécutera une danse erratique autour du centre du faisceau, sélectionnant vers le haut d'une étoile de compagnon qu'il peut plus tard permuter pour des autres. Comme sur un plancher serré de danse, la congestion dans un faisceau globulaire peut faire pour rapprocher son compagnon, ou pour permuter l'étoile neutron des associés pour former une paire encore plus serrée. Quand l'appareillement devient assez étroit, l'étoile neutron commence à tirer la matière loin de son associé. Pendant que la matière tombe sur l'étoile neutron, elle dégage des rayons X. Un système binaire de rayon X a été formé, et l'étoile neutron a fait la deuxième étape cruciale vers devenir un pulsar de milliseconde. La matière tombant sur l'étoile neutron la tourne lentement vers le haut, de la même manière cela que le carrousel d'un enfant peut être tourné vers le haut par la poussée de lui chaque fois qu'il vient autour. Après 10 à 100 millions d'ans de poussée, l'étoile neutron tourne une fois toutes les quelques millisecondes. En conclusion, en raison de la rotation rapide de l'étoile neutron, ou de l'évolution du compagnon, l'infall de la matière s'arrête, l'émission de rayon X diminue, et l'étoile neutron émerge comme pulsar d'radio-émission de milliseconde. Il est probable que l'étoile de compagnon dans 47 Tuc W - une étoile normale avec une masse plus grande qu'environ une huitième qui du soleil - soit un nouvel associé, plutôt que le compagnon qui a tourné vers le haut du pulsar. Le nouvel associé, acquis assez récemment dans un échange qui a éjecté le compagnon précédent, essaye de vider sur le pulsar déjà tourné-vers le haut, créant l'onde choc observée. En revanche, le rayon X J1808 binaire n'est pas dans un faisceau globulaire, et est très probable se contentant de son compagnon original, qui a été épuisé à une taille naine brune avec une masse moins de 5% qui du soleil. La plupart des astronomes acceptent le binaire tournent-vers le haut le scénario pour créer des pulsars de milliseconde parce qu'ils ont observé des étoiles neutron accélérant dans les systèmes binaires de rayon X, et on observe presque tous les pulsars par radio de milliseconde pour être dans les systèmes binaires. Jusqu'ici, la preuve définitive avait manqué, parce que très peu est connu au sujet des objets transitoires entre le deuxième et les étapes finales. C'est pourquoi 47 Tuc W est chaud. Il lie un pulsar de milliseconde avec plusieurs des propriétés d'un rayon X binaire, à J1808, un rayon X binaire qui se comporte de beaucoup de manières comme un pulsar de milliseconde, de ce fait fournissant une chaîne forte d'évidence à l'appui la théorie.
Click ici pour plus au sujet de ce sujet. - Ed.
Auf Deutsch (verwenden von Google)
47 Tuc W: Was Ist Heiß?
Entdeckungen Chandra Lang-Suchten Verbindung zum Ursprung von Millisekundenpulsars. Neue Beobachtungen Chandra geben die besten Informationen dennoch an, warum solche Neutronsterne, genannt Millisekundenpulsars, so sich schnell drehen. Der Schlüssel, wie in den Immobilien, Position, Position, Position - in diesem Fall die gedrängten Confines vom kugelförmigen Sternblock 47 Tucanae ist, in dem Sterne kleiner als ein zehntes eines hellen Jahres getrennt sind. Fast zwei Dutzend-Millisekunden-Pulsars werden dort lokalisiert. Diese große Probe ist eine Goldgrube für die Astronomen, die suchen, Theorien auf den Ursprung von Millisekundenpulsars zu prüfen und erhöht die Wahrscheinlichkeiten, daß sie einen kritischen Übergangsgegenstand solche 47 Tuc W finden. Abbildung der Stoßwelle um Millisekundenpulsar. In den binären Sternsystemen wie 47 Tuc W, die einen normalen Stern enthält und ein extrem schnell drehender Neutronstern einen Millisekundenpulsar (MSP) benannte, wird Angelegenheit vom normalen Stern durch den Gravitationsschlepper des massiveren Neutronsternes gezogen. Im Gegensatz zu binären Systemen des Röntgenstrahls bildet diese Angelegenheit (gelber Ausläufer in der Abbildung) eine heiße Scheibe nicht um den Neutronstern. Stattdessen wird sie zurück durch den Druck eines Winds der sich schnell bewegenden Partikel (blau) produziert durch den Pulsar gedrückt. Die resultierende Stoßwelle (weiß) ist eine Quelle der energiereichen Röntgenstrahlen. (Abbildung: NASA/CfA/S.Bogdanov). 47 Standplätze Tuc W heraus von der Masse, weil es energiereichere Röntgenstrahlen als die anderen produziert. Diese Abweichung zeigt auf einen anderen Ursprung der Röntgenstrahlen, nämlich eine Stoßwelle wegen eines Zusammenstoßes zwischen der Angelegenheit, die von einem Begleiterstern fließen und den Partikeln, die weg vom Pulsar mit nahe der Lichtgeschwindigkeit laufen. Regelmäßige Schwankungen des optischen und Röntgenstrahllichtes, das der Augenhöhlenperiode 3.2-hour der Sterne entspricht, stützen diese Deutung. Eine Mannschaft der Astronomen von der Harvard-Smithsonian Mitte für die Astrophysik in Cambridge, MA unterstrich, daß die Röntgenstrahlunterzeichnung und die Veränderlichkeit des Lichtes von 47 Tuc W zu denen fast identisch sind, die von einer binären Quelle des Röntgenstrahls beobachtet werden, die als J1808 bekannt ist. Sie schlagen vor, daß diese Ähnlichkeiten zwischen einem bekannten binären Millisekundenpulsar und einem bekannten Röntgenstrahl die lang-gesuchte Verbindung zwischen diesen Arten der Gegenstände liefern. In der Theorie ist der erste Schritt in Richtung zum Produzieren eines Millisekundenpulsar die Anordnung eines Neutronsternes, wenn ein massiver Stern Supernova geht. Wenn der Neutronstern in einem kugelförmigen Block ist, führt er einen erratischen Tanz um die Mitte des Blockes durch und wählt herauf einen Begleiterstern aus, den er für andere später austauschen kann. Wie auf einem gedrängten Tanzfußboden, kann die Ansammlung in einem kugelförmigen Block den Neutronstern veranlassen, um näeher an seinem Begleiter zu bewegen, oder Partner auszutauschen, um ein sogar festeres Paar zu bilden. Wenn die Paarung genug nah wird, fängt der Neutronstern an, Angelegenheit weg von seinem Partner zu ziehen. Während Angelegenheit auf den Neutronstern fällt, gibt sie Röntgenstrahlen ab. Ein binäres System des Röntgenstrahls ist gebildet worden, und der Neutronstern hat den entscheidenden zweiten Schritt in Richtung zum Werden ein Millisekundenpulsar gebildet. Die Angelegenheit, die auf den Neutronstern spinnt fällt ihn langsam, oben, in die gleiche Weise, daß das Karussell eines Kindes oben gesponnen werden kann, indem man sie drückt, jedesmal, das sie herum kommt. Nach 10 bis 100 Million Jahren Druck, dreht der Neutronstern einmal jede wenigen Millisekunden. Schließlich wegen der schnellen Umdrehung des Neutronsternes oder der Entwicklung des Begleiters, stoppt das infall der Angelegenheit, sinkt die Röntgenstrahlemission, und der Neutronstern taucht als Radio-ausstrahlender Millisekundenpulsar auf. Es ist wahrscheinlich, daß der Begleiterstern in 47 Tuc W - ein normaler Stern mit einem Massen ein grösser als ungefähr achter der von der Sonne - ein neuer Partner ist, anstatt der Begleiter, der herauf den Pulsar spann. Der neue Partner, ziemlich vor kurzem erworben in einem Austausch, der den vorhergehenden Begleiter ausstieß, versucht, auf den bereits gesponnenen-oben Pulsar zu entleeren und stellt die beobachtete Stoßwelle her. Demgegenüber ist der Röntgenstrahl binäres J1808 nicht in einem kugelförmigen Block, und ist sehr wahrscheinlich, mit seinem ursprünglichen Begleiter zufriedengebend, der zu einer braunen zwergartigen Größe mit einer Masse weniger als 5% verbraucht worden ist, die von der Sonne. Die meisten Astronomen nehmen das binäre spinnen-oben Drehbuch für das Herstellen von Millisekundenpulsars an, weil sie Neutronsterne beschleunigend in den binären Systemen des Röntgenstrahls beobachtet haben, und fast alle Radiomillisekundenpulsars werden beobachtet, um in den binären Systemen zu sein. Bis jetzt hat endgültiger Beweis ermangelt, weil sehr wenig über Übergangsgegenstände zwischen dem zweiten und den abschließenden Schritten bekannt. Das ist, warum 47 Tuc W heiß ist. Es verbindet einen Millisekundenpulsar mit vielen der Eigenschaften eines Röntgenstrahls, der, zu J1808 binär ist, ein binärer Röntgenstrahl, der in vielen Weisen wie einem Millisekundenpulsar sich benimmt und so stellt eine starke Kette des Beweises zur Unterstützung die Theorie zur Verfügung.
Click hier für mehr über dieses Thema. - Ed.
In Italiano (usando Google)
47 Tuc W: Che cosa È Caldo?
I ritrovamenti di Chandra Lungo-Hanno cercato il collegamento all'origine dei pulsars di millisecondo. Le nuove osservazioni di Chandra forniscono le informazioni migliori tuttavia sopra perchè tali stelle di neutrone, denominate pulsars di millisecondo, stanno ruotando così velocemente. La chiave, come nel bene immobile, è la posizione, la posizione, la posizione - in questo caso i confini ammucchiati della serie di ingranaggi globulare 47 Tucanae della stella, in cui le stelle sono di meno che i decimi di un anno chiaro diverso. Quasi due pulsars da dozzina millisecondi sono individuati là. Questo grande campione è la bonanza per gli astronomi che cercano di verificare le teorie ad origine dei pulsars di millisecondo ed aumenta le probabilità che troveranno un oggetto di transizione critico tali 47 Tuc W. Illustrazione dell'onda di scossa intorno al pulsar di millisecondo. Nei sistemi binari della stella come 47 Tuc il W, che contengono una stella normale e una stella di neutrone estremamente velocemente di rotazione ha denominato un pulsar di millisecondo (MSP), la materia è tirata dalla stella normale dalla tirata gravitazionale della stella di neutrone più voluminosa. Contrariamente ai sistemi binari dei raggi X, questa materia (fiamma gialla nell'illustrazione) non forma un disc caldo intorno alla stella di neutrone. Invece, è respinta dalla pressione di un vento delle particelle rapide (blu) prodotte dal pulsar. L'onda di scossa risultante (bianca) è una fonte dei raggi X ad alta energia. (illustrazione: NASA/CfA/S.Bogdanov). 47 basamenti di Tuc W fuori dalla folla perché produce i raggi X più ad alta energia che gli altri. Questa anomalia indica ad un'origine differente dei raggi X, vale a dire un'onda di scossa dovuto uno scontro fra la materia che scorre da una stella e dalle particelle del compagno che corrono via dal pulsar vicino alla velocità di luce. Le variazioni normali alla luce dei raggi X ed ottica che corrisponde al periodo orbitale 3.2-hour delle stelle sostengono questa interpretazione. Una squadra di astronomi dal centro Harvard-harvard-Smithsonian per astrofisica a Cambridge, mA ha precisato che la firma dei raggi X e la variabilità della luce da 47 Tuc W sono quasi identiche a quelle osservate da una fonte binaria dei raggi X conosciuta come J1808. Suggeriscono che queste somiglianze fra un pulsar conosciuto di millisecondo ed i raggi X conosciuti binari forniscono il collegamento lungo-cercato fra questi tipi di oggetti. Nella teoria, il primo punto verso produrre un pulsar di millisecondo è la formazione di una stella di neutrone quando una stella voluminosa va supernova. Se la stella di neutrone è in una serie di ingranaggi globulare, effettuerà un ballo difettoso intorno al centro della serie di ingranaggi, selezionante su una stella del compagno che può più successivamente scambiare per un altro. Come su un pavimento ammucchiato di ballo, la congestione in una serie di ingranaggi globulare può indurre la stella di neutrone per muoversi più vicino al relativo compagno, o per scambiare i soci per formare un accoppiamento ancora più stretto. Quando l'accoppiamento diventa abbastanza vicino, la stella di neutrone comincia a tirare la materia via dal relativo socio. Mentre la materia cade sulla stella di neutrone, emana i raggi X. Un sistema binario dei raggi X è stato formato e la stella di neutrone ha fatto il secondo punto cruciale verso transformarsi in un pulsar di millisecondo. La materia che cade sulla stella di neutrone la fila lentamente in su, nello stesso senso che il carosello del bambino può essere filato in su spingendolo sempre che viene intorno. Dopo 10 - 100 milione anni di spinta, la stella di neutrone sta ruotando una volta ogni pochi millisecondi. Per concludere, dovuto la rotazione veloce della stella di neutrone, o dello sviluppo del compagno, il infall della materia si arresta, l'emissione dei raggi X declina e la stella di neutrone emerge come pulsar d'emissione di millisecondo. È probabile che la stella del compagno in 47 Tuc il W - una stella normale con un totale più notevolmente circa un'ottava che del sole - è un nuovo socio, piuttosto che il compagno che ha filato sul pulsar. Il nuovo socio, acquistato ragionevolmente recentemente in uno scambio che ha espulso il compagno precedente, sta provando a fare uscire sul pulsar già filato -in su, generante l'onda di scossa osservata. In opposizione, i raggi X J1808 binario non sono in una serie di ingranaggi globulare e sono molto probabili accontentandosi del relativo compagno originale, che è stato esaurito ad un formato nano marrone con una massa più meno di 5% che del sole. La maggior parte dei astronomi accettano il binario filano -in su il piano d'azione per la generazione dei pulsars di millisecondo perché hanno osservato le stelle di neutrone che accelerano nei sistemi binari dei raggi X e quasi tutti i pulsars radiofonici di millisecondo sono osservati per essere nei sistemi binari. Finora, la prova definitiva sta difettando di, perché pochissimo è conosciuto circa gli oggetti di transizione fra i secondi ed i punti finali. Ecco perchè 47 Tuc W sono caldi. Collega un pulsar di millisecondo con molte delle proprietà dei raggi X binari, a J1808, i raggi X binari che si comportano in molti sensi come un pulsar di millisecondo, così fornendo una catena forte di prova al supporto la teoria.
Click qui per più circa questo oggetto. - Ed.
En Español (usando Google)
47 Tuc W: ¿Cuál Es Caliente?
Los hallazgos de Chandra Largo-Buscaron acoplamiento al origen de los pulsars del milisegundo. Las nuevas observaciones de Chandra dan la mejor información con todo encendido porqué tales estrellas de neutrón, llamadas los pulsars del milisegundo, están rotando tan rápidamente. La llave, como en propiedades inmobiliarias, está la localización, localización, localización - en este caso los límites apretados del racimo globular 47 Tucanae de la estrella, donde están menos las estrellas que décimos de un año ligero separado. Casi dos pulsars de docena milisegundos se localizan allí. Esta muestra grande es una bonanza para los astrónomos que intentan probar las teorías para el origen de los pulsars del milisegundo, y aumenta las ocasiones que encontrarán un objeto transitorio crítico tales 47 Tuc W. Ilustración de la onda expansiva alrededor del pulsar del milisegundo. En sistemas binarios de la estrella tales como 47 Tuc W, que contiene una estrella normal y una estrella de neutrón extremadamente rápidamente que rotaba llamó un pulsar del milisegundo (MSP), la materia es tirada de la estrella normal por el tirón gravitacional de la estrella de neutrón más masiva. En el contraste para radiografiar sistemas binarios, esta materia (flámula amarilla en la ilustración) no forma un disco caliente alrededor de la estrella de neutrón. En lugar, es empujada detrás por la presión de un viento de las partículas rápidas (azules) producidas por el pulsar. La onda expansiva que resulta (blanca) es una fuente de radiografías de gran energía. (ilustración: NASA/CfA/S.Bogdanov). 47 soportes de Tuc W hacia fuera de la muchedumbre porque produce radiografías más de gran energía que las otras. Esta anomalía señala a un diverso origen de las radiografías, a saber una onda expansiva debido a una colisión entre la materia que fluye de una estrella y de las partículas del compañero que compiten con lejos del pulsar cerca de la velocidad de la luz. Las variaciones regulares en la luz óptica y de la radiografía que corresponde al período orbital 3.2-hour de las estrellas apoyan esta interpretación. Un equipo de astrónomos del centro Harvard-harvard-Smithsonian para la astrofísica en Cambridge, mA precisó que la firma de la radiografía y la variabilidad de la luz a partir del 47 Tuc W son casi idénticas a ésas observadas de una fuente binaria de la radiografía conocida como J1808. Sugieren que estas semejanzas entre un pulsar sabido del milisegundo y una radiografía sabida binarios proporcionen el acoplamiento largo-buscado entre estos tipos de objetos. En teoría, el primer paso hacia producir un pulsar del milisegundo es la formación de una estrella de neutrón cuando va una estrella masiva supernova. Si la estrella de neutrón está en un racimo globular, realizará una danza errática alrededor del centro del racimo, escogiendo encima de una estrella del compañero que pueda intercambiar más adelante por otra. Como en un piso apretado de la danza, la congestión en un racimo globular puede hacer la estrella de neutrón para moverse más cercano a su compañero, o para intercambiar a socios para formar un par incluso más apretado. Cuando el apareamiento llega a estar bastante cercano, la estrella de neutrón comienza a tirar de la materia lejos de su socio. Mientras que la materia cae sobre la estrella de neutrón, emite radiografías. Se ha formado un sistema binario de la radiografía, y la estrella de neutrón ha hecho el segundo paso crucial hacia convertirse en un pulsar del milisegundo. La materia que cae sobre la estrella de neutrón la hace girar lentamente para arriba, de la misma manera que el carrusel de un niño puede ser hecho girar para arriba empujándolo que viene cada vez alrededor. Después de 10 a 100 millones de años de empujar, la estrella de neutrón está rotando una vez cada pocos milisegundos. Finalmente, debido a la rotación rápida de la estrella de neutrón, o de la evolución del compañero, el infall de la materia para, la emisión de la radiografía declina, y la estrella de neutrón emerge como pulsar del milisegundo radio-que emite. Es probable que la estrella del compañero en 47 Tuc W - una estrella normal con un total mayor que alrededor de una octava que del sol - sea un nuevo socio, más bien que el compañero que hizo girar encima del pulsar. El nuevo socio, adquirido bastante recientemente en un intercambio que expulsó a compañero anterior, está intentando descargar en el pulsar ya hecho girar-para arriba, creando la onda expansiva observada. En contraste, la radiografía J1808 binario no es en un racimo globular, y es muy probable conformando con a su compañero original, que se ha agotado a un tamaño enano marrón con una masa menos el de 5% que del sol. La mayoría de los astrónomos aceptan el binario hacen girar-para arriba el panorama para crear pulsars del milisegundo porque han observado las estrellas de neutrón que aceleraban en sistemas binarios de la radiografía, y casi todos los pulsars de radio del milisegundo se observan para estar en sistemas binarios. Hasta este momento, la prueba definitiva ha estado careciendo, porque muy poco se sabe sobre objetos transitorios entre los segundos y los pasos finales. Ése es porqué 47 Tuc W es calientes. Liga un pulsar del milisegundo a muchas de las características de una radiografía binaria, a J1808, una radiografía binaria que se comporte de muchas maneras como un pulsar del milisegundo, así proporcionando una cadena fuerte de la evidencia a la ayuda la teoría.
Click aquí para más sobre este tema. - Ed.
47 Tuc W stands out from the crowd because it produces more high-energy X-rays than the others. This anomaly points to a different origin of the X-rays, namely a shock wave due to a collision between matter flowing from a companion star and particles racing away from the pulsar at near the speed of light. Regular variations in the optical and X-ray light corresponding to the 3.2-hour orbital period of the stars support this interpretation.
A team of astronomers from the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, MA pointed out that the X-ray signature and variability of the light from 47 Tuc W are nearly identical to those observed from an X-ray binary source known as J1808. They suggest that these similarities between a known millisecond pulsar and a known X-ray binary provide the long-sought link between these types of objects.
In theory, the first step toward producing a millisecond pulsar is the formation of a neutron star when a massive star goes supernova. If the neutron star is in a globular cluster, it will perform an erratic dance around the center of the cluster, picking up a companion star which it may later swap for another.
As on a crowded dance floor, the congestion in a globular cluster can cause the neutron star to move closer to its companion, or to swap partners to form an even tighter pair. When the pairing becomes close enough, the neutron star begins to pull matter away from its partner. As matter falls onto the neutron star, it gives off X-rays. An X-ray binary system has been formed, and the neutron star has made the crucial second step toward becoming a millisecond pulsar.
The matter falling onto the neutron star slowly spins it up, in the same way that a child's carousel can be spun up by pushing it every time it comes around. After 10 to 100 million years of pushing, the neutron star is rotating once every few milliseconds. Finally, due to the rapid rotation of the neutron star, or the evolution of the companion, the infall of matter stops, the X-ray emission declines, and the neutron star emerges as a radio-emitting millisecond pulsar.
It is likely that the companion star in 47 Tuc W - a normal star with a mass greater than about an eighth that of the Sun - is a new partner, rather than the companion that spun up the pulsar. The new partner, acquired fairly recently in an exchange that ejected the previous companion, is trying to dump on the already spun-up pulsar, creating the observed shock wave. In contrast, the X-ray binary J1808 is not in a globular cluster, and is very likely making do with its original companion, which has been depleted to a brown dwarf size with a mass less than 5% that of the Sun.
Most astronomers accept the binary spin-up scenario for creating millisecond pulsars because they have observed neutron stars speeding up in X-ray binary systems, and almost all radio millisecond pulsars are observed to be in binary systems. Until now, definitive proof has been lacking, because very little is known about transitional objects between the second and final steps.
That is why 47 Tuc W is hot. It links a millisecond pulsar with many of the properties of an X-ray binary, to J1808, an X-ray binary that behaves in many ways like a millisecond pulsar, thus providing a strong chain of evidence to support the theory.
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47 Tuc W: Quel Est Chaud?
Les trouvailles de Chandra Long-Ont cherché le lien à l'origine des pulsars de milliseconde. Les nouvelles observations de Chandra fournissent la meilleure information pourtant dessus pourquoi de telles étoiles neutron, appelées les pulsars de milliseconde, tournent tellement rapidement. La clef, comme en immobiliers, est l'endroit, endroit, endroit - dans ce cas-ci les confins serrés du faisceau globulaire 47 Tucanae d'étoile, où les étoiles sont moins qu'un dixième d'une année légère distante. Presque deux pulsars de douzaine millisecondes sont localisés là. Ce grand échantillon est une aubaine pour des astronomes cherchant à examiner des théories pour l'origine des pulsars de milliseconde, et augmente les chances qu'ils trouveront un objet transitoire critique de tels 47 Tuc W. Illustration d'onde choc autour de pulsar de milliseconde. Dans les systèmes binaires d'étoile tels que 47 Tuc W, qui contiennent une étoile normale et une étoile neutron extrêmement rapidement tournante a appelé un pulsar de milliseconde (MSP), la matière est tirée de l'étoile normale par la traction subite de la gravité de l'étoile neutron plus massive. Contrairement aux systèmes binaires de rayon X, cette matière (flamme jaune dans l'illustration) ne forme pas un disque chaud autour de l'étoile neutron. Au lieu de cela, elle est repoussée par la pression d'un vent des particules rapides (bleues) produites par le pulsar. L'onde choc résultante (blanche) est une source des rayons X de grande énergie. (illustration: NASA/CfA/S.Bogdanov). 47 stands de Tuc W dehors de la foule parce qu'il produit des rayons X plus de grande énergie que les autres. Cette anomalie se dirige à une origine différente des rayons X, à savoir une onde choc due à une collision entre la matière découlant d'une étoile et des particules de compagnon emballant loin du pulsar à près de la vitesse de la lumière. Les variations régulières de la lumière optique et de rayon X correspondant à la période 3.2-hour orbitale des étoiles soutiennent cette interprétation. Une équipe d'astronomes du centre Harvard-Smithsonien pour l'astrophysique à Cambridge, mA a précisé que la signature de rayon X et la variabilité de la lumière de 47 Tuc W sont presque identiques à ceux observées d'une source binaire de rayon X connue sous le nom de J1808. Ils proposent que ces similitudes entre un pulsar connu de milliseconde et un rayon X connu binaires fournissent le lien long-cherché entre ces types d'objets. Dans la théorie, la première étape vers produire un pulsar de milliseconde est la formation d'une étoile neutron quand une étoile massive va supernova. Si l'étoile neutron est dans un faisceau globulaire, elle exécutera une danse erratique autour du centre du faisceau, sélectionnant vers le haut d'une étoile de compagnon qu'il peut plus tard permuter pour des autres. Comme sur un plancher serré de danse, la congestion dans un faisceau globulaire peut faire pour rapprocher son compagnon, ou pour permuter l'étoile neutron des associés pour former une paire encore plus serrée. Quand l'appareillement devient assez étroit, l'étoile neutron commence à tirer la matière loin de son associé. Pendant que la matière tombe sur l'étoile neutron, elle dégage des rayons X. Un système binaire de rayon X a été formé, et l'étoile neutron a fait la deuxième étape cruciale vers devenir un pulsar de milliseconde. La matière tombant sur l'étoile neutron la tourne lentement vers le haut, de la même manière cela que le carrousel d'un enfant peut être tourné vers le haut par la poussée de lui chaque fois qu'il vient autour. Après 10 à 100 millions d'ans de poussée, l'étoile neutron tourne une fois toutes les quelques millisecondes. En conclusion, en raison de la rotation rapide de l'étoile neutron, ou de l'évolution du compagnon, l'infall de la matière s'arrête, l'émission de rayon X diminue, et l'étoile neutron émerge comme pulsar d'radio-émission de milliseconde. Il est probable que l'étoile de compagnon dans 47 Tuc W - une étoile normale avec une masse plus grande qu'environ une huitième qui du soleil - soit un nouvel associé, plutôt que le compagnon qui a tourné vers le haut du pulsar. Le nouvel associé, acquis assez récemment dans un échange qui a éjecté le compagnon précédent, essaye de vider sur le pulsar déjà tourné-vers le haut, créant l'onde choc observée. En revanche, le rayon X J1808 binaire n'est pas dans un faisceau globulaire, et est très probable se contentant de son compagnon original, qui a été épuisé à une taille naine brune avec une masse moins de 5% qui du soleil. La plupart des astronomes acceptent le binaire tournent-vers le haut le scénario pour créer des pulsars de milliseconde parce qu'ils ont observé des étoiles neutron accélérant dans les systèmes binaires de rayon X, et on observe presque tous les pulsars par radio de milliseconde pour être dans les systèmes binaires. Jusqu'ici, la preuve définitive avait manqué, parce que très peu est connu au sujet des objets transitoires entre le deuxième et les étapes finales. C'est pourquoi 47 Tuc W est chaud. Il lie un pulsar de milliseconde avec plusieurs des propriétés d'un rayon X binaire, à J1808, un rayon X binaire qui se comporte de beaucoup de manières comme un pulsar de milliseconde, de ce fait fournissant une chaîne forte d'évidence à l'appui la théorie.
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47 Tuc W: Was Ist Heiß?
Entdeckungen Chandra Lang-Suchten Verbindung zum Ursprung von Millisekundenpulsars. Neue Beobachtungen Chandra geben die besten Informationen dennoch an, warum solche Neutronsterne, genannt Millisekundenpulsars, so sich schnell drehen. Der Schlüssel, wie in den Immobilien, Position, Position, Position - in diesem Fall die gedrängten Confines vom kugelförmigen Sternblock 47 Tucanae ist, in dem Sterne kleiner als ein zehntes eines hellen Jahres getrennt sind. Fast zwei Dutzend-Millisekunden-Pulsars werden dort lokalisiert. Diese große Probe ist eine Goldgrube für die Astronomen, die suchen, Theorien auf den Ursprung von Millisekundenpulsars zu prüfen und erhöht die Wahrscheinlichkeiten, daß sie einen kritischen Übergangsgegenstand solche 47 Tuc W finden. Abbildung der Stoßwelle um Millisekundenpulsar. In den binären Sternsystemen wie 47 Tuc W, die einen normalen Stern enthält und ein extrem schnell drehender Neutronstern einen Millisekundenpulsar (MSP) benannte, wird Angelegenheit vom normalen Stern durch den Gravitationsschlepper des massiveren Neutronsternes gezogen. Im Gegensatz zu binären Systemen des Röntgenstrahls bildet diese Angelegenheit (gelber Ausläufer in der Abbildung) eine heiße Scheibe nicht um den Neutronstern. Stattdessen wird sie zurück durch den Druck eines Winds der sich schnell bewegenden Partikel (blau) produziert durch den Pulsar gedrückt. Die resultierende Stoßwelle (weiß) ist eine Quelle der energiereichen Röntgenstrahlen. (Abbildung: NASA/CfA/S.Bogdanov). 47 Standplätze Tuc W heraus von der Masse, weil es energiereichere Röntgenstrahlen als die anderen produziert. Diese Abweichung zeigt auf einen anderen Ursprung der Röntgenstrahlen, nämlich eine Stoßwelle wegen eines Zusammenstoßes zwischen der Angelegenheit, die von einem Begleiterstern fließen und den Partikeln, die weg vom Pulsar mit nahe der Lichtgeschwindigkeit laufen. Regelmäßige Schwankungen des optischen und Röntgenstrahllichtes, das der Augenhöhlenperiode 3.2-hour der Sterne entspricht, stützen diese Deutung. Eine Mannschaft der Astronomen von der Harvard-Smithsonian Mitte für die Astrophysik in Cambridge, MA unterstrich, daß die Röntgenstrahlunterzeichnung und die Veränderlichkeit des Lichtes von 47 Tuc W zu denen fast identisch sind, die von einer binären Quelle des Röntgenstrahls beobachtet werden, die als J1808 bekannt ist. Sie schlagen vor, daß diese Ähnlichkeiten zwischen einem bekannten binären Millisekundenpulsar und einem bekannten Röntgenstrahl die lang-gesuchte Verbindung zwischen diesen Arten der Gegenstände liefern. In der Theorie ist der erste Schritt in Richtung zum Produzieren eines Millisekundenpulsar die Anordnung eines Neutronsternes, wenn ein massiver Stern Supernova geht. Wenn der Neutronstern in einem kugelförmigen Block ist, führt er einen erratischen Tanz um die Mitte des Blockes durch und wählt herauf einen Begleiterstern aus, den er für andere später austauschen kann. Wie auf einem gedrängten Tanzfußboden, kann die Ansammlung in einem kugelförmigen Block den Neutronstern veranlassen, um näeher an seinem Begleiter zu bewegen, oder Partner auszutauschen, um ein sogar festeres Paar zu bilden. Wenn die Paarung genug nah wird, fängt der Neutronstern an, Angelegenheit weg von seinem Partner zu ziehen. Während Angelegenheit auf den Neutronstern fällt, gibt sie Röntgenstrahlen ab. Ein binäres System des Röntgenstrahls ist gebildet worden, und der Neutronstern hat den entscheidenden zweiten Schritt in Richtung zum Werden ein Millisekundenpulsar gebildet. Die Angelegenheit, die auf den Neutronstern spinnt fällt ihn langsam, oben, in die gleiche Weise, daß das Karussell eines Kindes oben gesponnen werden kann, indem man sie drückt, jedesmal, das sie herum kommt. Nach 10 bis 100 Million Jahren Druck, dreht der Neutronstern einmal jede wenigen Millisekunden. Schließlich wegen der schnellen Umdrehung des Neutronsternes oder der Entwicklung des Begleiters, stoppt das infall der Angelegenheit, sinkt die Röntgenstrahlemission, und der Neutronstern taucht als Radio-ausstrahlender Millisekundenpulsar auf. Es ist wahrscheinlich, daß der Begleiterstern in 47 Tuc W - ein normaler Stern mit einem Massen ein grösser als ungefähr achter der von der Sonne - ein neuer Partner ist, anstatt der Begleiter, der herauf den Pulsar spann. Der neue Partner, ziemlich vor kurzem erworben in einem Austausch, der den vorhergehenden Begleiter ausstieß, versucht, auf den bereits gesponnenen-oben Pulsar zu entleeren und stellt die beobachtete Stoßwelle her. Demgegenüber ist der Röntgenstrahl binäres J1808 nicht in einem kugelförmigen Block, und ist sehr wahrscheinlich, mit seinem ursprünglichen Begleiter zufriedengebend, der zu einer braunen zwergartigen Größe mit einer Masse weniger als 5% verbraucht worden ist, die von der Sonne. Die meisten Astronomen nehmen das binäre spinnen-oben Drehbuch für das Herstellen von Millisekundenpulsars an, weil sie Neutronsterne beschleunigend in den binären Systemen des Röntgenstrahls beobachtet haben, und fast alle Radiomillisekundenpulsars werden beobachtet, um in den binären Systemen zu sein. Bis jetzt hat endgültiger Beweis ermangelt, weil sehr wenig über Übergangsgegenstände zwischen dem zweiten und den abschließenden Schritten bekannt. Das ist, warum 47 Tuc W heiß ist. Es verbindet einen Millisekundenpulsar mit vielen der Eigenschaften eines Röntgenstrahls, der, zu J1808 binär ist, ein binärer Röntgenstrahl, der in vielen Weisen wie einem Millisekundenpulsar sich benimmt und so stellt eine starke Kette des Beweises zur Unterstützung die Theorie zur Verfügung.
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47 Tuc W: Che cosa È Caldo?
I ritrovamenti di Chandra Lungo-Hanno cercato il collegamento all'origine dei pulsars di millisecondo. Le nuove osservazioni di Chandra forniscono le informazioni migliori tuttavia sopra perchè tali stelle di neutrone, denominate pulsars di millisecondo, stanno ruotando così velocemente. La chiave, come nel bene immobile, è la posizione, la posizione, la posizione - in questo caso i confini ammucchiati della serie di ingranaggi globulare 47 Tucanae della stella, in cui le stelle sono di meno che i decimi di un anno chiaro diverso. Quasi due pulsars da dozzina millisecondi sono individuati là. Questo grande campione è la bonanza per gli astronomi che cercano di verificare le teorie ad origine dei pulsars di millisecondo ed aumenta le probabilità che troveranno un oggetto di transizione critico tali 47 Tuc W. Illustrazione dell'onda di scossa intorno al pulsar di millisecondo. Nei sistemi binari della stella come 47 Tuc il W, che contengono una stella normale e una stella di neutrone estremamente velocemente di rotazione ha denominato un pulsar di millisecondo (MSP), la materia è tirata dalla stella normale dalla tirata gravitazionale della stella di neutrone più voluminosa. Contrariamente ai sistemi binari dei raggi X, questa materia (fiamma gialla nell'illustrazione) non forma un disc caldo intorno alla stella di neutrone. Invece, è respinta dalla pressione di un vento delle particelle rapide (blu) prodotte dal pulsar. L'onda di scossa risultante (bianca) è una fonte dei raggi X ad alta energia. (illustrazione: NASA/CfA/S.Bogdanov). 47 basamenti di Tuc W fuori dalla folla perché produce i raggi X più ad alta energia che gli altri. Questa anomalia indica ad un'origine differente dei raggi X, vale a dire un'onda di scossa dovuto uno scontro fra la materia che scorre da una stella e dalle particelle del compagno che corrono via dal pulsar vicino alla velocità di luce. Le variazioni normali alla luce dei raggi X ed ottica che corrisponde al periodo orbitale 3.2-hour delle stelle sostengono questa interpretazione. Una squadra di astronomi dal centro Harvard-harvard-Smithsonian per astrofisica a Cambridge, mA ha precisato che la firma dei raggi X e la variabilità della luce da 47 Tuc W sono quasi identiche a quelle osservate da una fonte binaria dei raggi X conosciuta come J1808. Suggeriscono che queste somiglianze fra un pulsar conosciuto di millisecondo ed i raggi X conosciuti binari forniscono il collegamento lungo-cercato fra questi tipi di oggetti. Nella teoria, il primo punto verso produrre un pulsar di millisecondo è la formazione di una stella di neutrone quando una stella voluminosa va supernova. Se la stella di neutrone è in una serie di ingranaggi globulare, effettuerà un ballo difettoso intorno al centro della serie di ingranaggi, selezionante su una stella del compagno che può più successivamente scambiare per un altro. Come su un pavimento ammucchiato di ballo, la congestione in una serie di ingranaggi globulare può indurre la stella di neutrone per muoversi più vicino al relativo compagno, o per scambiare i soci per formare un accoppiamento ancora più stretto. Quando l'accoppiamento diventa abbastanza vicino, la stella di neutrone comincia a tirare la materia via dal relativo socio. Mentre la materia cade sulla stella di neutrone, emana i raggi X. Un sistema binario dei raggi X è stato formato e la stella di neutrone ha fatto il secondo punto cruciale verso transformarsi in un pulsar di millisecondo. La materia che cade sulla stella di neutrone la fila lentamente in su, nello stesso senso che il carosello del bambino può essere filato in su spingendolo sempre che viene intorno. Dopo 10 - 100 milione anni di spinta, la stella di neutrone sta ruotando una volta ogni pochi millisecondi. Per concludere, dovuto la rotazione veloce della stella di neutrone, o dello sviluppo del compagno, il infall della materia si arresta, l'emissione dei raggi X declina e la stella di neutrone emerge come pulsar d'emissione di millisecondo. È probabile che la stella del compagno in 47 Tuc il W - una stella normale con un totale più notevolmente circa un'ottava che del sole - è un nuovo socio, piuttosto che il compagno che ha filato sul pulsar. Il nuovo socio, acquistato ragionevolmente recentemente in uno scambio che ha espulso il compagno precedente, sta provando a fare uscire sul pulsar già filato -in su, generante l'onda di scossa osservata. In opposizione, i raggi X J1808 binario non sono in una serie di ingranaggi globulare e sono molto probabili accontentandosi del relativo compagno originale, che è stato esaurito ad un formato nano marrone con una massa più meno di 5% che del sole. La maggior parte dei astronomi accettano il binario filano -in su il piano d'azione per la generazione dei pulsars di millisecondo perché hanno osservato le stelle di neutrone che accelerano nei sistemi binari dei raggi X e quasi tutti i pulsars radiofonici di millisecondo sono osservati per essere nei sistemi binari. Finora, la prova definitiva sta difettando di, perché pochissimo è conosciuto circa gli oggetti di transizione fra i secondi ed i punti finali. Ecco perchè 47 Tuc W sono caldi. Collega un pulsar di millisecondo con molte delle proprietà dei raggi X binari, a J1808, i raggi X binari che si comportano in molti sensi come un pulsar di millisecondo, così fornendo una catena forte di prova al supporto la teoria.
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47 Tuc W: ¿Cuál Es Caliente?
Los hallazgos de Chandra Largo-Buscaron acoplamiento al origen de los pulsars del milisegundo. Las nuevas observaciones de Chandra dan la mejor información con todo encendido porqué tales estrellas de neutrón, llamadas los pulsars del milisegundo, están rotando tan rápidamente. La llave, como en propiedades inmobiliarias, está la localización, localización, localización - en este caso los límites apretados del racimo globular 47 Tucanae de la estrella, donde están menos las estrellas que décimos de un año ligero separado. Casi dos pulsars de docena milisegundos se localizan allí. Esta muestra grande es una bonanza para los astrónomos que intentan probar las teorías para el origen de los pulsars del milisegundo, y aumenta las ocasiones que encontrarán un objeto transitorio crítico tales 47 Tuc W. Ilustración de la onda expansiva alrededor del pulsar del milisegundo. En sistemas binarios de la estrella tales como 47 Tuc W, que contiene una estrella normal y una estrella de neutrón extremadamente rápidamente que rotaba llamó un pulsar del milisegundo (MSP), la materia es tirada de la estrella normal por el tirón gravitacional de la estrella de neutrón más masiva. En el contraste para radiografiar sistemas binarios, esta materia (flámula amarilla en la ilustración) no forma un disco caliente alrededor de la estrella de neutrón. En lugar, es empujada detrás por la presión de un viento de las partículas rápidas (azules) producidas por el pulsar. La onda expansiva que resulta (blanca) es una fuente de radiografías de gran energía. (ilustración: NASA/CfA/S.Bogdanov). 47 soportes de Tuc W hacia fuera de la muchedumbre porque produce radiografías más de gran energía que las otras. Esta anomalía señala a un diverso origen de las radiografías, a saber una onda expansiva debido a una colisión entre la materia que fluye de una estrella y de las partículas del compañero que compiten con lejos del pulsar cerca de la velocidad de la luz. Las variaciones regulares en la luz óptica y de la radiografía que corresponde al período orbital 3.2-hour de las estrellas apoyan esta interpretación. Un equipo de astrónomos del centro Harvard-harvard-Smithsonian para la astrofísica en Cambridge, mA precisó que la firma de la radiografía y la variabilidad de la luz a partir del 47 Tuc W son casi idénticas a ésas observadas de una fuente binaria de la radiografía conocida como J1808. Sugieren que estas semejanzas entre un pulsar sabido del milisegundo y una radiografía sabida binarios proporcionen el acoplamiento largo-buscado entre estos tipos de objetos. En teoría, el primer paso hacia producir un pulsar del milisegundo es la formación de una estrella de neutrón cuando va una estrella masiva supernova. Si la estrella de neutrón está en un racimo globular, realizará una danza errática alrededor del centro del racimo, escogiendo encima de una estrella del compañero que pueda intercambiar más adelante por otra. Como en un piso apretado de la danza, la congestión en un racimo globular puede hacer la estrella de neutrón para moverse más cercano a su compañero, o para intercambiar a socios para formar un par incluso más apretado. Cuando el apareamiento llega a estar bastante cercano, la estrella de neutrón comienza a tirar de la materia lejos de su socio. Mientras que la materia cae sobre la estrella de neutrón, emite radiografías. Se ha formado un sistema binario de la radiografía, y la estrella de neutrón ha hecho el segundo paso crucial hacia convertirse en un pulsar del milisegundo. La materia que cae sobre la estrella de neutrón la hace girar lentamente para arriba, de la misma manera que el carrusel de un niño puede ser hecho girar para arriba empujándolo que viene cada vez alrededor. Después de 10 a 100 millones de años de empujar, la estrella de neutrón está rotando una vez cada pocos milisegundos. Finalmente, debido a la rotación rápida de la estrella de neutrón, o de la evolución del compañero, el infall de la materia para, la emisión de la radiografía declina, y la estrella de neutrón emerge como pulsar del milisegundo radio-que emite. Es probable que la estrella del compañero en 47 Tuc W - una estrella normal con un total mayor que alrededor de una octava que del sol - sea un nuevo socio, más bien que el compañero que hizo girar encima del pulsar. El nuevo socio, adquirido bastante recientemente en un intercambio que expulsó a compañero anterior, está intentando descargar en el pulsar ya hecho girar-para arriba, creando la onda expansiva observada. En contraste, la radiografía J1808 binario no es en un racimo globular, y es muy probable conformando con a su compañero original, que se ha agotado a un tamaño enano marrón con una masa menos el de 5% que del sol. La mayoría de los astrónomos aceptan el binario hacen girar-para arriba el panorama para crear pulsars del milisegundo porque han observado las estrellas de neutrón que aceleraban en sistemas binarios de la radiografía, y casi todos los pulsars de radio del milisegundo se observan para estar en sistemas binarios. Hasta este momento, la prueba definitiva ha estado careciendo, porque muy poco se sabe sobre objetos transitorios entre los segundos y los pasos finales. Ése es porqué 47 Tuc W es calientes. Liga un pulsar del milisegundo a muchas de las características de una radiografía binaria, a J1808, una radiografía binaria que se comporte de muchas maneras como un pulsar del milisegundo, así proporcionando una cadena fuerte de la evidencia a la ayuda la teoría.
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