Astronomie

Les étoiles à neutrons ont-elles une ergosphère ?

Les étoiles à neutrons ont-elles une ergosphère ?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Les ergosphères sont une propriété des trous noirs, et les étoiles à neutrons l'ont-elles ? Si oui, pourquoi l'article mentionne-t-il rarement cela ? si non, pourquoi les étoiles à neutrons n'ont-elles pas cette composante ergosphère ?


Les étoiles à neutrons ne sont généralement pas assez compactes pour avoir une ergosphère. Typiquement, le rayon d'une étoile à neutrons est plusieurs fois le rayon de Schwarzschild correspondant à sa masse. L'ergosphère commence cependant au rayon de Schwarzschild.


Les étoiles à neutrons et leurs similitudes avec les trous noirs

Pour les astrophysiciens, les étoiles à neutrons sont des objets astronomiques extrêmement complexes. Des recherches menées avec la collaboration de SISSA et publiées dans la revue Physical Review Letters démontrent qu'à certains égards, ces étoiles peuvent au contraire être décrites très simplement et qu'elles présentent des similitudes avec les trous noirs.

De combien de manières peut-on décrire un objet ? Prenons une pomme : rien qu'en la regardant on peut facilement estimer son poids, sa forme et sa couleur mais on est incapable de la décrire à un autre niveau, par exemple, pour évaluer la composition chimique de sa chair. Quelque chose de similaire s'applique également aux objets astronomiques : jusqu'à aujourd'hui, l'un des défis auxquels les scientifiques étaient confrontés était de décrire les étoiles à neutrons au niveau de la physique nucléaire. La matière dont sont constituées ces étoiles est en fait extrêmement complexe, et plusieurs équations d'état compliquées ont été proposées. Cependant, à ce jour, il n'y a pas d'accord quant à savoir lequel est le bon (ou le meilleur). Une étude théorique menée par SISSA (International School for Advanced Studies of Trieste), en collaboration avec l'Université d'Athènes, a démontré que les étoiles à neutrons peuvent également être décrites en termes relativement simples, en observant la structure de l'espace-temps qui les entoure.

« Les étoiles à neutrons sont des objets complexes en raison de la matière qui les compose. On peut les imaginer comme d'énormes noyaux atomiques d'une dizaine de kilomètres de rayon », explique Georgios Pappas, premier auteur de l'étude menée à SISSA. "Une étoile à neutrons est ce qui reste de l'effondrement d'une étoile massive : la matière à l'intérieur est extrêmement dense et constituée principalement de neutrons."

« La physique nucléaire nécessaire pour comprendre la nature de la matière contenue dans ces objets astronomiques rend généralement leur description très compliquée et difficile à formuler », poursuit Pappas. "Ce que nous avons démontré, en utilisant des méthodes numériques, c'est qu'il existe des propriétés qui peuvent fournir une description de certains aspects des étoiles à neutrons et de l'espace-temps environnant d'une manière simple, similaire à la description utilisée pour les trous noirs."

Les trous noirs sont des objets vraiment uniques : ils ont perdu toute matière et ne sont constitués que d'espace et de temps. Tout comme les étoiles à neutrons, elles sont le résultat de l'effondrement d'une étoile plus grosse (dans ce cas bien plus grosse que les étoiles donnant naissance aux étoiles à neutrons) et dans l'implosion toute la matière a été emportée. « Ils sont considérés comme les objets les plus parfaits de l'Univers et l'expression « glabre » inventée par John Archibald Wheeler pour indiquer leur simplicité est devenue célèbre. Selon nos calculs, même les étoiles à neutrons peuvent être représentées de manière très similaire. »

Les scientifiques utilisent des « moments multipolaires » comme paramètres pour décrire les objets. Les moments nécessaires pour décrire un trou noir sont deux, la masse et le moment angulaire (la vitesse à laquelle il tourne autour de son axe.) Pour les étoiles à neutrons, trois moments sont nécessaires : la masse, le moment angulaire et le moment quadripolaire, c'est-à-dire un coefficient qui décrit la déformation de l'objet produite par sa rotation.

« Nos calculs ont révélé deux résultats inattendus. Premièrement, nous avons découvert que ces trois paramètres sont suffisants puisque les moments de niveaux supérieurs ne sont pas indépendants et peuvent être dérivés des trois premiers », explique Pappas. « Le deuxième résultat surprenant est que la description basée sur ces paramètres est indépendante de l'équation d'état, ou plutôt : on n'a même pas besoin de savoir quelle est l'équation d'état.

En pratique, on peut avoir une description d'une étoile à neutrons indépendante de la matière qui la forme. "Cela a des implications majeures", conclut Pappas. "En fait, en utilisant les données collectées avec des observations astrophysiques par exemple, le rayonnement émis par une étoile à neutrons, ou des informations sur des objets gravitant autour de l'étoile ou d'autres informations, nous pouvons reconstruire les caractéristiques d'une étoile à neutrons."

Publication: Accepté pour publication dans Physical Review Letters


Pourquoi les étoiles à neutrons, et non les trous noirs, montrent l'avenir de l'astronomie des ondes gravitationnelles

Dans les derniers instants de la fusion, deux étoiles à neutrons n'émettent pas simplement des ondes gravitationnelles, mais un . [+] explosion catastrophique qui résonne à travers le spectre électromagnétique.

Université de Warwick / Mark Garlick

Le 17 août, les signaux de deux étoiles à neutrons fusionnant ont atteint la Terre après un voyage de 130 millions d'années-lumière. Après une danse de 11 milliards d'années, ces restes d'étoiles bleues autrefois massives qui sont mortes dans des supernovae il y a si longtemps se sont spiralées les unes dans les autres après avoir émis suffisamment de rayonnement gravitationnel pour voir leurs orbites se désintégrer. Au fur et à mesure que chacun se déplace dans l'espace-temps changeant créé par le champ gravitationnel et le mouvement de l'autre, son élan change, obligeant les deux masses à orbiter plus étroitement au fil du temps. Finalement, ils se rencontrent, et quand ils le font, ils subissent une réaction catastrophique : une kilonova. Pour la première fois, nous avons enregistré l'inspiration et la fusion dans le ciel des ondes gravitationnelles, en les remarquant dans les trois détecteurs (LIGO Livingston, LIGO Hanford et Virgo), ainsi que dans le ciel électromagnétique, depuis les rayons gamma jusqu'au bout. à travers l'optique et dans la radio. Enfin, l'astronomie des ondes gravitationnelles fait désormais partie de l'astronomie.

Depuis le tout premier système d'étoiles à neutrons binaires jamais découvert, nous savions que le rayonnement gravitationnel . [+] emportait de l'énergie. Ce n'était qu'une question de temps avant que nous trouvions un système en phase finale d'inspiration et de fusion.

NASA (L), Institut Max Planck de radioastronomie / Michael Kramer

Nous savions que cela devait finir par arriver. Les étoiles à neutrons ont des masses très importantes, estimées à plus de la masse du Soleil chacune, et de très petites tailles. Imaginez un noyau atomique qui ne contiendrait pas une poignée, quelques dizaines, voire quelques centaines de protons et de neutrons à l'intérieur, mais plutôt la valeur d'une étoile : 10 57 d'entre eux. Ces objets incroyables plongent dans l'espace, de plus en plus vite, alors que le tissu de l'espace lui-même se plie et rayonne en raison de leur présence mutuelle. Les pulsars dans les systèmes binaires fusionnent et, dans les toutes dernières étapes de l'inspiration, la contrainte qu'ils imposent à un détecteur même à une centaine de millions d'années-lumière peut être détectable. Nous avons vu la preuve indirecte pendant des décennies : la désintégration de leurs orbites mutuelles. Mais la preuve directe, désormais disponible, change tout.

La contrainte sur les détecteurs, de l'inspiration des deux étoiles à neutrons, peut être clairement vu même . [+] visiblement depuis les deux détecteurs LIGO. Le détecteur Virgo, moins sensible, fournit également des informations de localisation incroyablement précises.

B.P. Abbott et al., PRL 119, 161101 (2017)

Chaque fois que ces ondes traversent votre détecteur, elles provoquent une légère expansion et contraction des bras laser. Parce que le système d'étoiles à neutrons est si parfaitement prévisible, se désintégrant à la vitesse prédite par les équations d'Einstein, nous savons exactement comment la fréquence et l'amplitude de l'inspiration devraient se comporter. Contrairement aux systèmes de trous noirs de masses plus élevées, la fréquence de ces systèmes de faible masse tombe dans la plage détectable des détecteurs LIGO et Virgo pendant des périodes beaucoup plus longues. Alors que l'écrasante majorité des fusions trou noir-trou noir enregistrées dans les détecteurs LIGO pendant seulement une fraction de seconde, ces étoiles à neutrons, même à une distance de plus de 100 millions d'années-lumière, ont vu leurs signaux détectés pendant près d'une demi-minute !

Cette figure montre des reconstructions des quatre confiants et un candidat (LVT151012) gravitationnel. [+] signaux d'ondes détectés par LIGO et Virgo à ce jour, y compris la détection de trou noir la plus récente GW170814 (qui a été observée dans les trois détecteurs).

LIGO/Vierge/B. Farr (Université de l'Oregon)

Cette fois, le satellite à rayons gamma Fermi a détecté un sursaut transitoire, conforme aux kilonovae précédemment observés, à peine 1,7 seconde après l'arrivée du dernier "chirp" du signal d'onde gravitationnelle. Au bout de 11 heures, l'équipe LIGO/Virgo avait localisé une zone dans le ciel d'à peine 28 degrés carrés : la plus petite région localisée jamais vue. Même si le signal de l'étoile à neutrons était bien moins intense que les signaux des trous noirs, le fait que les détecteurs aient capté autant d'orbites a donné à l'équipe le signal le plus fort à ce jour : un rapport signal/bruit de plus de 32!

En ajoutant les données du détecteur Virgo, même si le rapport signal sur bruit était faible, nous . [+] ont pu effectuer la détection la plus précise d'une source d'ondes gravitationnelles de tous les temps.

B.P. Abbott et al., PRL 119, 161101 (2017)

En sachant où se trouvait ce signal, nous pouvions alors entraîner nos plus grands télescopes optiques, infrarouges et radio sur ce site dans le ciel, où se trouvait la galaxie NGC 4993 (à la bonne distance). Au cours des deux semaines suivantes, nous avons vu une contrepartie électromagnétique de la source d'ondes gravitationnelles et la rémanence du sursaut gamma que Fermi a vu. Pour la première fois, nous avions observé une fusion d'étoiles à neutrons dans les ondes gravitationnelles et à travers le spectre lumineux, confirmant de façon spectaculaire ce que les théoriciens avaient soupçonné : que c'est de là que proviennent la majorité des éléments les plus lourds de l'Univers.

Quelques heures seulement après l'arrivée du signal des ondes gravitationnelles, les télescopes optiques ont pu se concentrer sur . [+] la galaxie qui abrite la fusion, en regardant le site de l'explosion s'éclaircir et s'estomper pratiquement en temps réel.

P.S. Cowperthwaite / E. Berger / DECam

Mais également codés dans cette fusion sont quelques faits incroyables que vous ne réalisez peut-être pas, des faits qui ouvrent la voie à l'avenir de l'astronomie des ondes gravitationnelles.

1.) Les étoiles à neutrons binaires tournent à peine ! Isolées, les étoiles à neutrons peuvent être parmi les objets qui tournent le plus rapidement dans l'Univers, jusqu'à un pourcentage important de la vitesse de la lumière. Les plus rapides tournent plus de 700 fois par seconde. mais pas dans un système binaire ! La présence proche d'une autre grande masse signifie que les forces de marée sont importantes, et donc le frottement d'un corps en rotation sur un autre les fait tous les deux ralentir. Au moment où ils fusionnent, aucun des deux ne peut tourner à une vitesse appréciable, ce qui nous permet de contraindre les paramètres orbitaux du signal des ondes gravitationnelles de manière extrêmement stricte.

Certains des paramètres les plus importants de la fusion du système d'ondes gravitationnelles ont été signalés assez . [+] précisément, en raison de la nature non rotative du système étoile à neutrons-étoile à neutrons.

B.P. Abbott et al., PRL 119, 161101 (2017)

2.) Au moins 28 masses de Jupiter ont été converties en énergie via E = mc 2 . Nous n'avons jamais vu auparavant de fusions d'étoiles à neutrons et d'étoiles à neutrons dans les ondes gravitationnelles. Dans les systèmes trou noir-trou noir de masse équivalente, jusqu'à 5% de la masse totale est convertie en énergie. Dans les systèmes d'étoiles à neutrons, on s'attend à ce que ce soit moins, car la collision se produit entre les noyaux, pas entre les singularités que les deux masses ne peuvent pas se rapprocher. Pourtant, au moins 1% de la masse totale a été convertie en énergie pure via l'équivalence masse-énergie d'Einstein, une quantité d'énergie très impressionnante et importante !

Toutes les particules sans masse voyagent à la vitesse de la lumière, y compris le photon, le gluon et la gravitation. [+] ondes, qui portent respectivement les interactions électromagnétiques, nucléaires fortes et gravitationnelles.

NASA/Université d'État de Sonoma/Aurore Simonnet

3.) Les ondes gravitationnelles se déplacent exactement à la vitesse de la lumière ! Avant cette détection, nous n'avions jamais eu une onde gravitationnelle et un signal lumineux simultanément identifiables pour se comparer. Après un voyage de 130 millions d'années-lumière, le premier signal électromagnétique de cette détection est arrivé à peine 1,7 seconde après le pic du signal des ondes gravitationnelles. Cela signifie, au plus, que la différence entre la vitesse de la gravité et la vitesse de la lumière est d'environ 0,12 microns-par seconde, ou 0,000000000000004%. On s'attend à ce que ces deux vitesses soient exactement égales, et le retard du signal lumineux vient du fait que les réactions productrices de lumière dans l'étoile à neutrons mettent une seconde ou deux pour atteindre la surface.

La galaxie NGC 4993, située à 130 millions d'années-lumière, avait été imagée plusieurs fois auparavant. Mais . [+] juste après la détection d'ondes gravitationnelles le 17 août 2017, une nouvelle source de lumière transitoire a été aperçue : la contrepartie optique d'une fusion étoile à neutrons-étoile à neutrons.

PAQUET. Blanchard / E. Berger / Pan-STARRS / DECam

4.) Un temps de réponse plus rapide est possible ! Au moment où nous avons localisé pour la première fois l'endroit tridimensionnel dans le ciel où se trouvait le signal électromagnétique, douze heures s'étaient écoulées. Bien sûr, nous avons pu observer immédiatement la contrepartie optique, mais il aurait mieux valu entrer au rez-de-chaussée. Au fur et à mesure que l'analyse automatisée s'améliorera, ainsi que la synchronisation des trois détecteurs, mieux nous ferons. Au cours des prochaines années, LIGO deviendra légèrement plus sensible, Virgo fera mieux et deux détecteurs supplémentaires de type LIGO, KAGRA au Japon et LIGO-Inde, seront mis en ligne. Au lieu d'une demi-journée, nous parlerons peut-être bientôt de temps de réponse en quelques minutes, voire quelques secondes.

Au sol, un « problème » de bruit dans le détecteur LIGO Livingston signifiait que le logiciel automatisé . [+] n'a pas réussi à extraire le signal, nécessitant une intervention manuelle.

B.P. Abbott et al., PRL 119, 161101 (2017)

5.) Aller dans l'espace sera le summum de l'observation des ondes gravitationnelles. Ici au sol, une partie de la raison pour laquelle il a fallu si longtemps pour trouver l'emplacement était qu'à Livingston, LA, il y avait un problème de "bruit": quelque chose a fait vibrer le détecteur au sol. En conséquence, le logiciel automatisé n'a pas pu extraire le vrai signal et une intervention manuelle a été nécessaire. L'équipe LIGO-Virgo a fait un travail incroyable, mais si ces détecteurs étaient dans l'espace, cela n'aurait même pas été un problème en premier lieu. Il n'y a pas de bruit sismique dans l'abîme de l'espace interplanétaire.

Les étoiles à neutrons, lorsqu'elles fusionnent, peuvent présenter des ondes gravitationnelles et des signaux électromagnétiques. [+] simultanément, contrairement aux trous noirs.

Dana Berry / Skyworks Digital, Inc.

Contrairement à la fusion des trous noirs, à l'inspiration et à la fusion d'étoiles à neutrons :

  • Peut être vu beaucoup plus longtemps, en raison de leurs faibles masses,
  • Émettra des contreparties électromagnétiques, permettant d'unifier les cieux gravitationnels et électromagnétiques,
  • Sont beaucoup plus nombreux, la seule raison pour laquelle nous avons vu plus de trous noirs est leur portée accrue,
  • Et peut être utilisé pour apprendre des informations sur l'Univers, telles que la vitesse de la gravité, que les trous noirs ne peuvent pas nous enseigner.

Le délai d'environ 11 heures entre la fusion et les premières signatures optiques et infrarouges n'est pas dû à la physique, mais à nos propres limitations instrumentales ici. Au fur et à mesure que nos techniques d'analyse s'améliorent et que de plus en plus d'événements sont découverts, nous apprendrons exactement combien de temps il faut avant que les signatures lumineuses visibles soient créées par les fusions étoile à neutrons-étoile à neutrons.

Enfin, l'origine des éléments lourds est confirmée, la vitesse de la gravité est définitivement connue et l'onde gravitationnelle et le ciel électromagnétique ne font qu'un. Tous ceux qui doutent de LIGO ont maintenant la confirmation indépendante qu'ils réclament, et il ne reste aucune ambiguïté. L'avenir de l'astronomie comprend les ondes gravitationnelles, et cet avenir est là, aujourd'hui. Félicitations à tous. Aujourd'hui, toute la Terre est le bénéficiaire de cette incroyable connaissance.


Les astronomes ont repéré des étoiles à neutrons en collision qui pourraient avoir formé un magnétar

Un éclat de lumière gamma dans une autre galaxie (montré dans l'illustration d'un artiste) laisse entendre que la collision d'étoiles à neutrons a produit un magnétar.

Partagez ceci :

1er décembre 2020 à 8h00

Une explosion cosmique étonnamment brillante aurait pu marquer la naissance d'un magnétar. Si tel est le cas, ce serait la première fois que des astronomes assistent à la formation de ce type de cadavre stellaire extrêmement magnétisé et en rotation rapide.

Cet éclat de lumière éblouissant a été produit lorsque deux étoiles à neutrons sont entrées en collision et ont fusionné en un seul objet massif, rapportent les astronomes dans un prochain numéro du Journal d'astrophysique. Bien que la lumière particulièrement vive puisse signifier qu'un magnétar a été produit, d'autres explications sont possibles, selon les chercheurs.

L'astrophysicien Wen-fai Fong de l'Université Northwestern à Evanston, dans l'Illinois, et ses collègues ont repéré pour la première fois le site de l'écrasement de l'étoile à neutrons comme une rafale de rayons gamma détectée par l'observatoire Neil Gehrels Swift de la NASA le 22 mai. Observations de suivi dans Les longueurs d'onde des rayons X, visibles et infrarouges de la lumière ont montré que les rayons gamma étaient accompagnés d'une lueur caractéristique appelée kilonova.

On pense que les kilonovas se forment après que deux étoiles à neutrons, les noyaux ultradenses d'étoiles mortes, entrent en collision et fusionnent. La fusion pulvérise du matériau riche en neutrons « invisible nulle part ailleurs dans l'univers » autour du site de collision, dit Fong. Ce matériau produit rapidement des éléments lourds instables, et ces éléments se désintègrent rapidement, chauffant le nuage de neutrons et le faisant briller dans la lumière optique et infrarouge (N.D. : 23/10/19).

Les astronomes pensent que des kilonovas se forment à chaque fois qu'une paire d'étoiles à neutrons fusionne. Mais les fusions produisent également une autre lumière plus brillante, qui peut submerger le signal kilonova. En conséquence, les astronomes n'ont vu qu'une seule kilonova définitive auparavant, en août 2017, bien qu'il existe d'autres candidats potentiels (NS : 16/10/17).

La lueur que l'équipe de Fong a vue, cependant, a fait honte à la kilonova de 2017. "C'est potentiellement la kilonova la plus lumineuse que nous ayons jamais vue", dit-elle. "Cela brise fondamentalement notre compréhension des luminosités et des éclats que les kilonovae sont censées avoir."

La plus grande différence de luminosité était dans la lumière infrarouge, mesurée par le télescope spatial Hubble environ 3 et 16 jours après le sursaut gamma. Cette lumière était 10 fois plus brillante que la lumière infrarouge observée lors des précédentes fusions d'étoiles à neutrons.

"Ce fut le vrai moment révélateur, et c'est à ce moment-là que nous nous sommes précipités pour trouver une explication", a déclaré Fong. "Nous devions trouver une source supplémentaire [d'énergie] qui boostait cette kilonova."

Son explication préférée est que le crash a produit un magnétar, qui est un type d'étoile à neutrons. Normalement, lorsque les étoiles à neutrons fusionnent, la mégaétoile à neutrons qu'elles produisent est trop lourde pour survivre. Presque immédiatement, l'étoile succombe à des forces gravitationnelles intenses et produit un trou noir.

Mais si l'étoile à neutrons supermassive tourne rapidement et est hautement chargée magnétiquement (en d'autres termes, est un magnétar), elle pourrait éviter de s'effondrer. Le soutien de sa propre rotation et le déversement d'énergie, et donc de masse, dans le nuage riche en neutrons environnant pourraient empêcher l'étoile de se transformer en trou noir, suggèrent les chercheurs. Cette énergie supplémentaire à son tour ferait en sorte que le nuage dégage plus de lumière – la lueur infrarouge supplémentaire que Hubble a repérée.

Inscrivez-vous pour les dernières de Actualités scientifiques

Titres et résumés des dernières Actualités scientifiques articles, livrés dans votre boîte de réception

Mais il y a d'autres explications possibles à la lumière extra-brillante, dit Fong. Si les étoiles à neutrons en collision produisaient un trou noir, ce trou noir aurait pu lancer un jet de plasma chargé se déplaçant presque à la vitesse de la lumière (NS : 22/02/19). Les détails de la façon dont le jet interagit avec le matériau riche en neutrons entourant le site de collision pourraient également expliquer la lueur supplémentaire de kilonova, dit-elle.

Si un magnétar était produit, "cela pourrait nous renseigner sur la stabilité des étoiles à neutrons et sur leur masse", dit Fong. « Nous ne connaissons pas la masse maximale des étoiles à neutrons, mais nous savons que dans la plupart des cas, elles s'effondreraient dans un trou noir [après une fusion]. Si une étoile à neutrons a survécu, cela nous indique dans quelles conditions une étoile à neutrons peut exister.

Trouver un bébé magnétar serait passionnant, déclare l'astrophysicien Om Sharan Salafia de l'Institut national italien d'astrophysique à Merate, qui n'était pas impliqué dans la nouvelle recherche. « Une nouvelle étoile à neutrons hautement magnétisée et hautement rotative qui se forme à partir de la fusion de deux étoiles à neutrons n'a jamais été observée auparavant », dit-il.

Mais il convient qu'il est trop tôt pour exclure d'autres explications. De plus, des simulations informatiques récentes suggèrent qu'il pourrait être difficile de voir un nouveau-né magnétar même s'il se formait, dit-il. "Je ne dirais pas que c'est réglé."

L'observation du comportement de la lumière de l'objet au cours des quatre prochains mois à six ans, ont calculé Fong et ses collègues, prouvera si oui ou non un magnétar est né.

Fong elle-même prévoit de continuer à suivre l'objet mystérieux avec les observatoires existants et futurs pendant longtemps. "Je vais suivre cela jusqu'à ce que je sois vieille et grise, probablement", dit-elle. « Je formerai mes élèves à le faire et leurs élèves. »

Des questions ou des commentaires sur cet article ? Écrivez-nous à [email protected]

Une version de cet article paraît dans le numéro du 19 décembre 2020 de Actualités scientifiques.


Alerte précoce

Sachdev et ses collaborateurs analysent les performances de GstLAL, un pipeline de détection d'ondes gravitationnelles d'alerte précoce pour LIGO/Virgo qui recherche les signaux de binaires d'étoiles à neutrons approchant de la fusion.

Distributions cumulatives des localisations célestes des signaux de fusion d'étoiles à neutrons binaires injectés récupérés par le pipeline des auteurs. Les résultats montrent qu'au moins un événement par an sera détecté avant la fusion et localisé à 100 degrés près.
Sachdev et al. 2020

En injectant des signaux de fusion dans un ensemble de données simulé, les auteurs montrent que le pipeline est capable de récupérer bon nombre de ces signaux 10 à 60 secondes avant la fusion. Ces détections précoces sont rendues possibles lorsque des fusions se produisent à proximité, de sorte qu'un grand rapport signal/bruit peut s'accumuler lorsque les étoiles à neutrons inspirent lors de leurs dernières collisions.


Les étoiles à neutrons sont très, très étranges – et nous venons d'apprendre un nouveau détail fascinant à leur sujet

Par Matthieu Rozsa
Publié le 30 avril 2021 à 08h00 (HAE)

Étoile à neutrons rotative hautement magnétisée (Getty Images/Pitris)

Actions

Imaginez qu'une étoile massive, bien plus grosse que notre propre soleil, soit morte. Il y a d'abord une explosion spectaculaire, suivie de ce qui reste. Parfois, il s'agit d'un trou noir, qui peut être fascinant en soi, et à d'autres occasions, nous nous retrouvons avec un noyau effondré super dense de l'étoile autrefois magnifique. Ces objets sont connus sous le nom d'étoiles à neutrons – et les scientifiques pensent qu'ils viennent peut-être de trouver un moyen d'en savoir plus sur ces corps extrêmement étranges et lointains.

Pour ce faire, cependant, ils ont examiné quelque chose de très, très petit : le noyau des atomes, ou la plus petite unité de matière ordinaire qui peut former un élément chimique. Comme le système solaire lui-même, les atomes contiennent un centre massif avec des objets plus petits tournant autour de lui. Dans le cas de notre système solaire, le centre est le soleil et les objets plus petits sont diverses planètes et autres corps célestes. Dans le cas d'un atome, le centre est un noyau composé de parties appelées protons et neutrons, qui sont à leur tour entourés d'électrons en rotation.

"Si vous revenez à l'époque où nous avons commencé à examiner les noyaux [atomiques], nous avons utilisé des électrons pour cartographier la taille du noyau", a déclaré le Dr Kent Paschke, professeur de physique expérimentale nucléaire et des particules à l'Université de Virginie et co -auteur de la nouvelle étude, a déclaré Salon. "Nous avons en quelque sorte fait une nouvelle image du noyau pour expliquer non seulement où se trouvent les protons, mais où se trouve toute la matière dans le noyau. Ce que nous avons appris, c'est la densité moyenne à l'intérieur du noyau de plomb. des détails sur la structure nucléaire que nous n'avions jamais auparavant, c'est-à-dire à quel point il est difficile de créer de la matière dense et riche en neutrons."

Quel est le rapport avec les étoiles à neutrons ? En termes simples, ces nouvelles informations pourraient nous aider à en savoir plus sur leur taille et leurs propriétés physiques.

"Fondamentalement, la physique est la même", a expliqué Paschke. "Les types d'interactions sont les mêmes. Nous pensons que nous pouvons traduire la situation à l'intérieur du petit noyau à la situation à l'intérieur de l'étoile. Et c'est quelque chose que les physiciens aiment faire, ils aiment avoir une règle générale qui s'applique à beaucoup de systèmes différents ."

Il a ajouté que ce qu'ils ont appris, en particulier, c'est "l'épaisseur de la peau de neutrons du noyau de plomb. C'est donc un système différent de celui d'une étoile à neutrons. puis les implications pour la taille totale de l'étoile à neutrons."

Il est important de noter que les étoiles à neutrons ne ressemblent à rien de ce que nous pouvons imaginer ici sur Terre. Selon le Dr Jorge Piekarewicz, physicien à la Florida State University qui a co-écrit une étude complémentaire à la recherche sur les étoiles à neutrons, elles proviennent d'étoiles très différentes de notre soleil. Les étoiles comme notre soleil créent de l'énergie grâce à des réactions thermonucléaires et, lorsqu'elles meurent, deviennent des étoiles « naines blanches ». Une étoile à neutrons, en revanche, est créée lorsqu'une étoile beaucoup, beaucoup plus grande que le soleil s'éteint.

"Comme son nom l'indique, les étoiles à neutrons sont principalement constituées de neutrons, contrairement à notre soleil qui est en grande partie constitué d'hydrogène primordial créé pendant le Big Bang", a déclaré Piekarewicz à Salon par courrier électronique. "Les étoiles à neutrons sont aussi lourdes que notre soleil mais ont un rayon environ 100 000 fois plus petit. En tant que telles, ce sont les objets les plus denses de l'univers. Un morceau de sucre de matière d'étoile à neutrons pèse autant que la population entière du monde. "

Piekarewicz a ajouté que les étoiles à neutrons sont inhabituelles - pour nous sur Terre, c'est-à-dire parce qu'elles contiennent des matériaux qui ne peuvent pas être fabriqués sur notre planète, ont des champs magnétiques exponentiellement plus forts que le champ magnétique de notre planète et sont également exponentiellement plus denses que l'eau.

"L'étude est remarquable car elle relie des objets aussi petits que le noyau atomique (avec des tailles de quelques femtomètres) avec des objets astronomiques aussi gros qu'une étoile à neutrons (avec des dimensions d'environ 10 kilomètres)", a expliqué Piekarewicz. "L'étude suggère que les étoiles à neutrons sont plus grosses que prévu, un fait qui est tout à fait cohérent avec les observations récentes de la mission NICER à bord de la Station spatiale internationale. Ainsi, l'étude établit un lien convaincant entre les expériences terrestres et les observations astronomiques - un partenariat qui devenir encore plus fort dans la nouvelle ère de l'astronomie des ondes gravitationnelles."

Matthieu Rozsa

Matthew Rozsa est rédacteur pour Salon. Il est titulaire d'une maîtrise en histoire de l'Université Rutgers de Newark et est ABD dans son programme de doctorat en histoire à l'Université Lehigh. Son travail a été publié dans Mic, Quartz et MSNBC.


Les références

  1. K. Yagi et N. Yunes, « Relations universelles approximatives pour les étoiles à neutrons et les étoiles à quarks », Phys. représentant 681, 1 (2017).
  2. D. D. Doneva et G. Pappas, « Relations universelles et théories alternatives de la gravité », Astrophys. Espace Sci. Libr. 457, 737 (2018).
  3. H. O. Silva et al., « Implications en astrophysique et en physique théorique des observations d'étoiles à neutrons multimessagers », Phys. Rév. Lett. 126, 181101 (2021).
  4. K. Yagi et N. Yunes, « I-Love-Q : relations universelles inattendues pour les étoiles à neutrons et les étoiles à quarks », Science 341, 365 (2013).
  5. M. Bauböck et al., "Relations entre les paramètres des étoiles à neutrons dans l'approximation Hartle-Thorne", Astrophys. J. 777, 68 (2013).
  6. C. Breu et L. Rezzolla, « Masse maximale, moment d'inertie et compacité des étoiles relativistes », Mon. Pas. Roy. Astron. Soc. 459, 646 (2016).
  7. T.E. Riley et al., "Une vue plus agréable du PSR J0030 + 0451: estimation des paramètres du pulsar en millisecondes", Astrophys. J. Lett 887, L21 (2019).
  8. M.C. Miller et al., « Masse et rayon du PSR J0030 + 0451 à partir des données NICER et implications pour les propriétés de la matière des étoiles à neutrons », Astrophys. J. Lett. 887, L24 (2019).
  9. J. M. Lattimer et B. F. Schutz, « Contraindre l'équation d'état avec des mesures de moment d'inertie », Astrophys. J. 629, 979 (2005).
  10. M. Kramer et N. Wex, « Le système à double pulsar : un laboratoire unique pour la gravité », Class. Quant. Grav. 26, 073001 (2009).

L'impact

Les collisions d'étoiles à neutrons nous renseignent sur la nature de la matière la plus dense de l'Univers. Les propriétés de cette matière peuvent être comprises en partie en mesurant les rayons des étoiles à neutrons. Jusqu'à récemment, les observateurs déduisaient que les rayons typiques des étoiles à neutrons allaient de 10 à 14 km avec de grandes incertitudes. Le présent travail détermine le rayon de l'étoile à neutrons de manière indépendante et plus précise. Les contraintes améliorées auront des implications pour l'interprétation des futures observations d'étoiles à neutrons et aideront les scientifiques à mieux comprendre l'univers.


Des scientifiques ont trouvé une similitude étrange entre les cellules humaines et les étoiles à neutrons

Si vous vous comparez à une étoile à neutrons, vous ne trouverez probablement pas beaucoup de points communs. Après tout, les étoiles à neutrons – des corps célestes dotés de champs magnétiques extrêmement puissants – sont constituées de noyaux d'étoiles effondrés, se trouvent à des années-lumière de la Terre et ne regardent même pas Netflix.

Mais, selon de nouvelles recherches, nous partageons au moins une similitude : la géométrie de la matière qui nous fait.

Les chercheurs ont découvert que la « croûte » (ou couches externes) d'une étoile à neutrons a la même forme que nos membranes cellulaires. Cela pourrait signifier que, bien qu'étant fondamentalement différents, les humains et les étoiles à neutrons sont contraints par la même géométrie.

"Voir des formes très similaires dans des systèmes si différents suggère que l'énergie d'un système peut dépendre de sa forme d'une manière simple et universelle", a déclaré l'un des chercheurs, l'astrophysicien Charles Horowitz, de l'Université d'Indiana, Bloomington.

Pour comprendre cette découverte, nous devons rapidement plonger dans le monde étrange de la matière nucléaire, que les chercheurs appellent « pâtes nucléaires » parce qu'elles ressemblent beaucoup à des spaghettis et des lasagnes. Voir par vous-même:

D.K. Berry et al.

Ces pâtes nucléaires se forment dans la croûte dense d'une étoile à neutrons grâce à des forces répulsives à longue portée rivalisant avec ce qu'on appelle la force forte, qui est la force qui lie les quarks entre eux.

En d'autres termes, deux forces puissantes travaillent l'une contre l'autre, forçant la matière - qui se compose de diverses particules - à se structurer à la manière d'un échafaudage (pâtes).

Comme l'un des membres de l'équipe, Greg Huber, un physicien biologiste de l'Université de Californie à Santa Barbara, explique :

"Lorsque vous avez une collection dense de protons et de neutrons comme vous le faites à la surface d'une étoile à neutrons, la force nucléaire forte et les forces électromagnétiques conspirent pour vous donner des phases de la matière que vous ne seriez pas en mesure de prédire si vous aviez juste regardé à ces forces opérant sur de petites collections de neutrons et de protons."

Maintenant, il s'avère que ces structures ressemblant à des pâtes ressemblent beaucoup aux structures à l'intérieur des cellules biologiques, même si elles sont très différentes.

Cette étrange similitude a été découverte pour la première fois en 2014, lorsque Huber étudiait les formes uniques de notre réticulum endoplasmique (RE) - le petit organite de nos cellules qui fabrique des protéines et des lipides.

Au début, Huber pensait que ces structures sur l'ER - qu'il appelait "garages de stationnement", ou plus formellement, rampes Terasaki - étaient quelque chose qui ne se produisait qu'à l'intérieur de la matière molle.

But the he saw Horowitz's models of neutron stars, and was surprised to find that the structures of the ER looked a heck of a lot like the structures inside neutron stars.

"I called Chuck [Horowitz] and asked if he was aware that we had seen these structures in cells and had come up with a model for them," Huber said. "It was news to him, so I realised then that there could be some fruitful interaction."

You can see the ER structures (left) compared to the neutron stars (right) below:

University of California, Santa Barbara

The discovery brought both of the scientists together to compare and contrast the differences between the structures, such as the conditions required for them to form.

Normally, matter is characterised by a phase – sometimes called its state – such as gas, solid, liquid Different phases are usually influenced by a plethora of various conditions, like how hot the matter is, how much pressure it’s under, and how dense it is.

These factors change wildly between soft matter (the stuff inside cells) and neutron stars (nuclear matter). After all, neutron stars form after supernovae explosions, and cells form within living things. With that in mind, it’s quite easy to see that the two things are very different.

"For neutron stars, the strong nuclear force and the electromagnetic force create what is fundamentally a quantum mechanical problem," Huber said.

"In the interior of cells, the forces that hold together membranes are fundamentally entropic and have to do with the minimisation of the overall free energy of the system. At first glance, these couldn't be more different."

While the similarity is cool, and makes us feel connected to the cosmos in a strange way, the differences signify the importance of the discovery, because they hint that two very different things – cells and neutron stars – might be guided by the same geometric rules that we're only just beginning to understand.

It will take further research to really figure out what's going on here, but it’s a starting point that could help us understand something fundamental about how matter is structured, and we're excited to see where that leads.


The origin of neutron stars

When a star that is between about three to eight times as massive as the Sun dies, it goes in spectacular fashion. The star's core temperature is in excess of half a billion degrees kelvin, and must remain this hot for thermonuclear fusion reactions involving its last reserves of fuel to take place.

Then the fuel runs out. No longer able to produce fusion reactions to sustain it, the star collapses. The core—a few million trillion trillion tons of it—falls in on itself, and in the ensuing cataclysm the star's outer layers are flung outward in a supernova explosion.

Intuition might tell you that the collapsing core will keep falling, squeezing itself together until it becomes so dense that it can fall no farther. This is like when you crumple a sheet of paper into a ball. You can only squeeze it to a certain point, after which it is too tightly packed to reduce its size any further.

In the case of a collapsing star, a law of la physique known as the Pauli exclusion principle describes this phenomenon. Atoms are composed of a nucleus surrounded by electrons. Electrons do not "orbit" the nuclei in the sense that planets orbite the Sun rather, electrons exist in what are called "energy states," meaning that they have only certain amounts of energy . The Pauli Exclusion Principle states that two identical electrons may not share the same energy state. It is therefore possible for the energy levels of an atom to become completely filled with electrons, in the same way that an auditorium can only hold as many people as it has seats. Matter with its energy levels filled like this is called dégénérer.

The Pauli exclusion principle will come into play when the Sun dies and its core collapses. le carbon et oxygène atoms will become squeezed together until the atomic levels are filled and the whole core becomes a ball of degenerate matter. At this point, the resistance of the electrons to gravity, or electron degeneracy pressure, will halt the contraction. This ball of hot, degenerate, carbon and oxygen atoms is called a white dwarf , and it is the fate of the Sun.

If the collapsing core is between 1.4 and about 2.5 times the mass of the Sun, however, the gravity will be so strong that the electron degeneracy pressure will fail. Unable to resist the weight of their own gravity, the atoms will be crushed into a ball made mainly of neutrons about 32,810 ft (10 km) across. This object is called a neutron star.


A new way to see Inside Neutron Stars

Imagine trying to study an object light-years away that is less than 20 kilometers in diameter. The object is so dense that it’s made of material that can’t exist naturally on Earth. This is the challenge astronomers face when studying neutron stars, so they have to devise ingenious ways to do it. Recently a team figured out how to study them by using the power of resonance.

Resonance occurs when energy is given to a system near the natural oscillation frequency of an object. For example, if you want to make a swing go high, you can’t just pump your legs at any speed. You have to time things so that you are in sync with the natural motion of the swing. Do it right, and you can really get the swing going. Resonance is used in all kinds of things, from the receiver on your mobile phone to amusement park wave pools.

The incomparable Ella Fitzgerald sings a note to shatter glass in a 1970s advertisement. Credit: Memorex at 50

Perhaps the most famous demonstration of resonance is the 1970s Memorex commercial where jazz singer Ella Fitzgerald sang a high C so loud and pure that she could shatter a wine glass. Ella’s note was close enough to the natural frequency of the glass that it vibrated strongly enough for the glass to shatter. This is essentially the method the team used, but instead of sound, the study relied on gravitational waves to do the shattering.

When two neutron stars orbit each other closely, the gravitational attraction between them can cause the surface of these stars to flex slightly. If the rate of this flexing is in sync with a natural frequency of the star, the flexing builds to the point that the surface of the neutron star cracks, similar to the way a wine glass shatters. When the surface cracks, the star emits a bright burst of gamma rays. The effect is known as a Resonant Shattering Flare. We can observe these gamma-ray flares every time the surface shatters.

Close orbiting neutron stars create gravitational waves. Credit: R. Hurt/Caltech-JPL

Of course, neutron stars can emit gamma-ray flares for other reasons as well. So to determine which flares are from resonance, the team proposes looking at gravitational waves as well. Closely orbiting neutron stars emit gravitational waves as they spiral ever closer together. The frequency of these gravitational waves could tell astronomers the frequency at which the neutron star surface is being flexed. The combination of gamma-ray and gravitational wave observations would allow astronomers to determine the resonant frequency of the neutron star.

As the team points out, this would allow astronomers to understand what’s known as the symmetry energy of nuclear material. This relates to the ratio of protons and neutrons in the nucleus of an atom, and by studying symmetry energy astronomers could better understand the interiors of neutron stars.

Reference: Neill, Duncan, William G. Newton, and David Tsang. “Resonant Shattering Flares as Multimessenger Probes of the Nuclear Symmetry Energy.” Avis mensuels de la Royal Astronomical Society (2021): stab764.



Commentaires:

  1. Moore

    Je pense que vous n'avez pas raison. Je peux le prouver. Écrivez-moi dans PM, nous allons le gérer.

  2. Tyndareus

    Pour ma part, tu n'as pas raison. Je suis assuré. Discutons. Écrivez-moi dans PM, nous parlerons.

  3. Eblis

    Il y a quelque chose dans ce domaine. Maintenant, tout est clair, merci pour l'information.

  4. Shaktimi

    Et vous pouvez le périphraser?

  5. Lancdon

    À mon avis, vous faites une erreur. Je peux défendre ma position. Envoyez-moi un courriel à PM, nous parlerons.

  6. Khairy

    Quelque chose de spécial.

  7. Northclyf

    Je suis désolé, mais, à mon avis, des erreurs sont commises. Essayons de discuter de cela. Écrivez-moi dans PM, parlez.

  8. Alba

    Est absolument d'accord avec vous. Dans ce quelque chose, c'est une excellente idée, il est d'accord avec vous.



Écrire un message