Astronomie

Signatures électromagnétiques stellaires

Signatures électromagnétiques stellaires


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En utilisant uniquement la signature électromagnétique d'une étoile, une étoile pourrait-elle être distinguée avec une précision fiable de toute autre étoile ?
Pour élaborer un peu, disons que nous avons une collection d'environ 200 000 étoiles. En utilisant le spectre EM seul (et tout moyen d'analyse, comme l'analyse spectrale), et en marquant chaque étoile avec sa signature EM correspondante, pourrait-il y avoir des similitudes trop proches pour ne pas faire la distinction entre deux étoiles ou plus ?

Maintenant, bien sûr, je sais qu'une telle chose est possible. Je ne demande pas si c'est possible. Je veux juste connaître les chances d'un tel manque de distinction, compte tenu de tous les facteurs de l'évolution stellaire. C'est soit dans le stade ou pas.


Le spectre d'une étoile est presque certainement une empreinte digitale unique. Même si les étoiles naissent en amas, formés à partir de l'environnement chimiquement homogène d'un nuage moléculaire géant, il est probable qu'il y ait petit différences dans leur environnement local. De plus, leurs environnements de formation, et les étoiles elles-mêmes à des moments ultérieurs, peuvent être pollués par des événements externes (par exemple, des supernovae proches). Même si leurs abondances chimiques étaient identiques, leurs spectres ne seraient pas dus à des différences de masse, de rotation et donc de températures.

Mais, les différences entre les étoiles peuvent être inférieures à la précision de mesure, rendant leurs spectres effectivement indiscernables.

Pour donner une réponse définitive, il faut définir quels types d'étoiles sont observés, leur température, leur gravité et leur dispersion d'abondance chimique, à quelle résolution spectrale et avec quel rapport signal/bruit dans quelle bande d'ondes.

Pour le moment je dirais que c'est impossible pour n'importe quelle étoile de notre Galaxie. Les différences dans les spectres entre une étoile et sa "jumelle" la plus similaire (le mot pourrait être approprié ici, car elles sont probablement nées dans la même pépinière stellaire) sont loin plus petit que ce que nous pouvons distinguer avec les données et les techniques actuelles.


Même le spectre optique à lui seul a de nombreux avantages.

En plus de l'abondance chimique, de la taille et d'autres propriétés externes des raies d'émission et d'absorption, vous pouvez obtenir le taux de rotation à partir du profil doppler d'une raie étroite et des informations de spectroscopie très précises sur les modes vibrationnels de l'étoile grâce à l'astérosismologie spectrale.

De plus, la plupart des étoiles font partie de systèmes à étoiles multiples, donc la spectroscopie à distance fournira des informations sur chaque étoile et donc même si deux étoiles différentes sont à peine différenciables, il y a de fortes chances que leurs compagnes ne le soient pas aussi ! Cela donne également une différenciation potentielle supplémentaire par rapport aux vitesses relatives, mais cela dépend de la durée d'observation et de la connaissance de l'orientation.


Variabilité stellaire et détection d'exoplanètes

Décalages apparents de la position du soleil sur le ciel dus aux taches solaires et aux plages de 1996-2007. Ce sont des mouvements apparents dans la direction perpendiculaire à l'équateur du Soleil s'il était vu de côté et sont mesurés en microsecondes d'arc (1/3 600 000 de degré). D'après la figure 1 de Lagrange et al. 2011.

Comprendre les incertitudes impliquées dans les techniques utilisées pour détecter les exoplanètes est un aspect important de la recherche de la vie au-delà de la Terre, en particulier à la lumière de la récente controverse sur la signification statistique des détections de planètes. Considérons par exemple Kepler, le télescope spatial de 1,4 m de la NASA qui passera au moins 3,5 ans à observer 100 000 étoiles. Il recherche des exoplanètes en transit, qui bloquent une partie de la lumière de leur étoile hôte si elles passent devant notre champ de vision. Nous pouvons détecter ces transits et déduire les propriétés de la planète en surveillant de minuscules creux dans la courbe de lumière (luminosité au fil du temps) de l'étoile. Mais que se passe-t-il si l'étoile s'assombrit pour une autre raison, cela interférerait-il avec notre capacité à détecter une planète ?

On sait depuis des siècles que certains types d'étoiles se dilatent et changent de température périodiquement (provoquant des changements périodiques de luminosité et de couleur), et en effet Kepler a été conçu en partie pour étudier la variabilité stellaire. Les exemples classiques de variabilité stellaire sont énormes et assez faciles à distinguer des signatures d'une planète, mais certaines étoiles (par exemple, le Soleil) présentent des changements plus subtils qui posent des défis importants à la détection des planètes.

Les auteurs étudient si nous pourrions ou non réussir à détecter la Terre si nous observions un jumeau du système solaire vu de face à 10 pc (1 parsec = 3,26 années-lumière). Dans cet article, le troisième de leur série, ils abordent les conséquences des taches et plages stellaires sur les campagnes de détection astrométrique.

Les taches sont des régions sombres et à basse température qui se produisent dans les photosphères stellaires (la surface d'où provient la majeure partie de la lumière que nous voyons). Leur formation est liée à de fortes concentrations de lignes de champ magnétique verticales. De même, les plages et les structures en réseau sont des régions à émission Halpha brillante qui apparaissent dans la chromosphère (juste au-dessus de la photosphère). Parce que les taches et les plages ont tendance à être périodiques sur une échelle d'années, elles peuvent ressembler aux effets périodiques des planètes en orbite.

La technique astrométrique de détection d'exoplanètes est une alternative à la technique de transit utilisée par Kepler. Au lieu de rechercher des changements de luminosité, l'astrométrie recherche un changement de position apparente alors que l'étoile et ses planètes orbitent autour d'un centre de masse commun (“oscillation” dans le ciel). Les taches (sombres) et les plages (brillantes) affectent évidemment la luminosité de l'étoile, mais elles affectent également son emplacement apparent en modifiant la distribution de luminosité pondérée en position du disque stellaire.

Pour simuler les observations du système solaire, les auteurs utilisent >10 ans de mesures satellitaires, consistant en

21 000 groupes de taches solaires et

1,8 million de plages solaires et d'ouvrages en réseau. Ils constatent que la variabilité astrométrique du Soleil au cours de cette période est environ cinq fois inférieure à la signature astrométrique de la Terre. Les auteurs commentent qu'une autre technique de détection d'exoplanètes, les mesures de vitesse radiale (s'appuyant sur le décalage Doppler du spectre d'une étoile lorsqu'elle orbite autour du centre de masse) est plus sensible au bruit introduit par les taches solaires et les plages. Ils soutiennent donc l'utilisation de l'astrométrie pour détecter les planètes de masse terrestre dans les zones habitables des étoiles actives semblables au Soleil.


Signatures électromagnétiques stellaires - Astronomie

Instituto de Física, Universidad Nacional Autónoma de México, Ciudad de México, Mexique

Copyright © 2016 par l'auteur et Scientific Research Publishing Inc.

Ce travail est sous licence Creative Commons Attribution International License (CC BY).

Reçu le 16 janvier 2016 accepté le 27 mars 2016 publié le 31 mars 2016

La détection possible d'ondes gravitationnelles par des observations interférométriques de sources lumineuses distantes est étudiée. Il est montré qu'une onde gravitationnelle affecte le modèle interférométrique de la lumière stellaire d'une manière particulière. Les interféromètres de Michelson et Hanbury Brown-Twiss sont considérés, et il est montré que ce dernier est le plus adéquat pour une telle détection.

Ondes gravitationnelles, spectroscopie

Une onde gravitationnelle (GW) pourrait être détectée indirectement par son interaction avec la lumière émise par les objets astronomiques. Ainsi, par exemple, le passage d'un GW produit un retard temporel dans le signal reçu de sources distantes (Estabrook et Wahlquist [1] ). De même, la présence d'un fond stochastique de GW peut être déduite d'une analyse statistique de la synchronisation des pulsars (Hellings et Downs [2] ). Les GW peuvent également interagir avec la polarisation des ondes électromagnétiques (Hacyan [3] [4] ).

Dans cet article, nous étudions l'effet des GW sur l'interférométrie de la lumière stellaire. Deux types de dispositifs interférométriques de base utilisés en astronomie sont considérés : les interféromètres de Michelson (voir, par exemple, [5] ) et de Hanbury Brown-Twiss [6]. Le premier utilise l'interférence entre deux signaux, et le second utilise l'interférence entre les intensités lumineuses. Un interféromètre d'intensité présente, en général, certains avantages par rapport à un interféromètre de Michelson. On montrera par la suite que le passage d'un GW pourrait être plus facilement détecté par interférométrie d'intensité.

La section 2 du présent article est consacrée à l'analyse d'une onde électromagnétique en présence d'un GW à front plan. L'analyse est basée sur des travaux antérieurs (Hacyan [3] [4] ) dans lesquels la forme du champ électromagnétique est déduite à l'aide d'une approximation de la longueur d'onde courte. Une formule générale pour la corrélation des champs électriques est obtenue et le résultat est appliqué à l'analyse interférométrique dans la section 3, des cas particuliers sont élaborés.

2. Le champ électromagnétique

La métrique d'un plan GW dans la limite de champ faible est

/>(1)

où les deux degrés de polarisation du GW sont donnés par les potentiels /> et />, qui ne sont fonctions que de u. La relation avec les coordonnées de Minkowski t et z est

Dans ce qui suit, les termes d'ordre quadratique et supérieur dans f et g sont négligés, et nous posons />.

La direction d'un rayon lumineux en l'absence de GW est k, avec />, la fréquence de l'onde (monochromatique). Nous fixons

définissant ainsi les angles /> et />. Dans la suite, il conviendra de définir les fonctions

/>(2)

/>(3)

Dans l'approximation de la longueur d'onde courte, le potentiel électromagnétique est pris comme

où S est la fonction eikonale satisfaisant l'équation />. Alors, /> est un vecteur nul définissant la direction de propagation de l'onde électromagnétique, et /> est un quadrivecteur tel que />.

Le vecteur électromagnétique est [4]

/>(4)

où /> est un quadrivecteur semblable au temps et /> est la fréquence mesurée par un détecteur avec /> tangente à sa ligne d'univers. En choisissant />, il s'ensuit que

/>(5)

et la fonction eikonale est

Comme dans Réf. [4] , pour une onde plane on utilise une jauge telle que />, ce qui équivaut à

où /> est le vecteur unitaire dans la direction de propagation du GW.

Les quatre vecteurs /> dépendent de la coordonnée u à travers les fonctions /> et />. Avec la jauge />, une solution particulière est [4]

/>(6)

où /> et /> sont des constantes définissant une onde électromagnétique plane en l'absence de GW.

Utilisons une tétrade /> telle que />, où /> est la matrice de Minkowski. Alors, si />, la tétrade est définie par

/>(7)

En conséquence, les composants tétrades de /> et /> sont

/>(8)

/>(9)

Notez en particulier que />, et />, comme il se doit.

Le champ électrique dans les composants tétrades est

/>(10)

et bien sûr />.

Pour une onde électromagnétique plane de vecteur d'onde />, on trouve après quelques algèbres longues mais simples (en ne gardant que les termes du premier ordre)

/>(11)

sont des paramètres de Stokes ( /> pour les polarisations linéaires et /> pour les polarisations circulaires).

Considérons deux détecteurs avec des coordonnées spatio-temporelles /> et />, chacun recevant deux ondes électromagnétiques planes avec des vecteurs d'onde /> et />, et utilisez la notation abrégée

/>(12)

/>(13)

/>(14)

les sous-indices a, b et j renvoient aux repères 1 et 2 de x et k.

Un interféromètre de Michelson permet de mesurer l'intensité moyenne

/>(15)

où le deuxième terme est le terme d'interférence.

Un interféromètre Hanbury Brown-Twiss permet de mesurer l'interférence entre intensités :

/>(16)

où le second terme est l'interférence entre les deux intensités.

Avec cette notation, on a pour un interféromètre de Michelson :

/>(17)

et pour un interféromètre Hanbury Brown-Twiss :

/>(18)

Définir aussi les fonctions complexes

/>(19)

/>(20)

En l'absence de GW, />, et

ce qui implique que /> est indépendant du temps. Il s'ensuit que la variation temporelle de /> est entièrement due à la présence d'un GW. Cette dépendance temporelle peut être rendue explicite en définissant

où />, />, /> et /> sont de petits termes dus au GW. Ceci implique que les termes /> et /> sont de premier ordre dans les potentiels f et g du GW.

Il est à noter que le champ corrélation /> contient des termes tels que />, qui sont

fortement oscillatoire et entravent une mesure précise avec un interféromètre de Michelson. En revanche, de tels termes n'apparaissent pas dans la corrélation des intensités :

/>(21)

La dépendance temporelle n'est incluse que dans les termes /> et />, qui sont entièrement dus au passage du GW. Le terme avec /> n'est pas présent dans cette dernière formule.

Comme application particulière des formules ci-dessus, nous pouvons calculer la cohérence temporelle d'un seul signal en présence d'un GW. Cela peut être obtenu en définissant />, /> et />. Alors /> et en conséquence

/>(22)

/>(23)

Explicitement, dans ce cas particulier,

(24)

qui est le seul terme pertinent pour la corrélation temporelle de la corrélation d'intensité, et est entièrement dû au GW.

3.2. Ondes sinusoïdales et impulsions

Dans le cas particulier d'une GW monochromatique sinusoïdale de fréquence, nous pouvons définir

(25)

est une constante complexe et une phase constante.

Quant à une impulsion de GW, elle peut être approchée par une fonction delta :. Dans ce cas, seulement est modifié après. On a

(26)

est une fonction telle que si et autrement. Ainsi, une impulsion d'onde gravitationnelle produirait un changement à la fois dans et.

La principale conclusion des présents résultats est que le passage d'un GW produit une perturbation dépendante du temps dans l'interférence d'intensité d'une source lumineuse distante, une interférence qui aurait autrement un

modèle statique. Ainsi, une variation temporelle de désignera le passage d'une onde gravitationnelle. Un effet similaire serait plus difficile à observer avec, un interféromètre à signal direct, en raison de la présence de termes fortement oscillants, comme indiqué ci-dessus.

Shahen Hacyan, (2016) Signature des ondes gravitationnelles en spectroscopie stellaire. Journal de physique moderne,07,552-557. doi: 10.4236/jmp.2016.76058


Signature spectrale

Signature spectrale est la variation de réflectance ou d'émittance d'un matériau par rapport aux longueurs d'onde (c'est-à-dire, réflectance/émissivité en fonction de la longueur d'onde). [1] La signature spectrale des étoiles indique la composition de l'atmosphère stellaire. La signature spectrale d'un objet est fonction de la longueur d'onde EM incidente et de l'interaction matérielle avec cette section du spectre électromagnétique.

Les mesures peuvent être effectuées avec divers instruments, y compris un spectromètre spécifique à une tâche, bien que la méthode la plus courante soit la séparation de la partie rouge, verte, bleue et proche infrarouge du spectre EM telle qu'elle est acquise par les appareils photo numériques. Des signatures spectrales d'étalonnage sous illumination spécifique sont collectées afin d'appliquer une correction aux images numériques d'imagerie aéroportée ou satellitaire.

L'utilisateur d'un type de spectroscope regarde à travers lui un tube de gaz ionisé. L'utilisateur voit des lignes de couleur spécifiques tomber sur une échelle graduée. Chaque substance aura son propre modèle unique de raies spectrales.

La plupart des applications de télédétection traitent les images numériques pour extraire des signatures spectrales à chaque pixel et les utilisent pour diviser l'image en groupes de pixels similaires (segmentation) en utilisant différentes approches. Dans une dernière étape, ils attribuent une classe à chaque groupe (classification) en comparant avec des signatures spectrales connues. Selon la résolution du pixel, un pixel peut représenter de nombreuses signatures spectrales "mélangées" - c'est pourquoi de nombreuses analyses de télédétection sont effectuées pour "démixer les mélanges". En fin de compte, une correspondance correcte de la signature spectrale enregistrée par le pixel de l'image avec la signature spectrale des éléments existants conduit à une classification précise en télédétection.


Contenu

L'imagerie Doppler a d'abord été utilisée pour cartographier les particularités chimiques à la surface des étoiles Ap. Pour cartographier les taches stellaires, il a été utilisé pour la première fois par Steven Vogt et Donald Penrod en 1983, lorsqu'ils ont démontré que les signatures des taches stellaires étaient observables dans les profils de ligne de l'étoile binaire active HR 1099 (V711 Tau) à partir de là, ils pouvaient dériver une image de l'étoile surface.

Afin de pouvoir utiliser la technique d'imagerie Doppler, l'étoile doit remplir certains critères spécifiques.

    La rotation stellaire doit être l'effet dominant élargissant les raies spectrales, V sin ⁡ i = 10 − 100 km s − 1 < extstyle Vsin i=10-100

>,>^<-1>> . Si la vitesse est plus faible, la résolution spatiale est dégradée, mais les variations du profil de la ligne peuvent toujours donner des informations sur les zones avec des vitesses plus élevées. Pour des vitesses très élevées , V sin ⁡ i > 100 km s − 1

Dans le cas le plus simple, les taches stellaires sombres diminuent la quantité de lumière provenant d'une région spécifique, ce qui provoque un creux ou une encoche dans la raie spectrale. Au fur et à mesure que l'étoile tourne, l'encoche apparaîtra d'abord du côté de la courte longueur d'onde lorsqu'elle deviendra visible vers l'observateur. Ensuite, il se déplacera sur le profil de la ligne et augmentera en taille angulaire puisque la tache est vue plus de face, le maximum est lorsque la tache passe le méridien de l'étoile. L'inverse se produit lorsque la tache se déplace de l'autre côté de l'étoile. Le spot a son décalage Doppler maximum pour

je est la latitude et L est la longitude. Ainsi, les signatures des points situés à des latitudes plus élevées seront limitées aux centres des raies spectrales, ce qui se produira également lorsque l'axe de rotation n'est pas perpendiculaire à la ligne de visée. Si le point est situé à une latitude élevée, il est possible qu'il soit toujours visible, auquel cas la distorsion dans le profil de la ligne se déplacera d'avant en arrière et seule la quantité de distorsion changera.

L'imagerie Doppler peut également être réalisée pour modifier les abondances chimiques à travers la surface stellaire. Celles-ci peuvent ne pas donner lieu à des encoches dans le profil de la ligne car elles peuvent être plus lumineuses que le reste de la surface, produisant plutôt un creux dans le profil de la ligne.

L'imagerie Zeeman-Doppler est une variante de la technique d'imagerie Doppler, en utilisant des informations de polarisation circulaire et linéaire pour voir les petits décalages dans les formes de longueur d'onde et de profil qui se produisent lorsqu'un champ magnétique est présent.

Une autre façon de déterminer et de voir l'étendue des taches stellaires est d'étudier les étoiles binaires. Ensuite, le problème avec je =90° est réduit et la cartographie de la surface stellaire peut être améliorée. Lorsqu'une des étoiles passe devant l'autre, il y aura une éclipse, et les taches stellaires sur l'hémisphère éclipsé provoqueront une distorsion dans la courbe de l'éclipse, révélant l'emplacement et la taille des taches. Cette technique peut être utilisée pour trouver des points sombres (froids) et lumineux (chauds).


Signatures électromagnétiques stellaires - Astronomie

Nous employons un modèle d'effondrement final stellaire gravitationnel efficace qui contient la physique pertinente impliquée dans ce phénomène complexe : chute radicale sphérique dans la métrique de Schwarzschild du noyau homogène d'une étoile avancée, moment dipolaire magnétique géant, réponse du matériau magnétohydrodynamique et équations d'état réalistes ( EOS). L'impulsion électromagnétique est calculée à la fois pour les noyaux de taille moyenne subissant un rebond hydrodynamique et les noyaux de grande taille subissant la formation de trous noirs. Nous montrons clairement qu'il doit exister deux classes d'étoiles à neutrons, séparées par des masses maximales admissibles : celles qui se sont effondrées en étoiles solitaires (limite de masse dynamique) et celles qui se sont effondrées en systèmes binaires permettant l'accrétion de masse (masse d'étoile à neutrons statique). Nos résultats montrent que le spectre d'impulsions électromagnétiques associé à la formation de trous noirs est une signature universelle, indépendante de l'EOS nucléaire. Nos résultats prédisent également qu'il doit exister des trous noirs dont les masses sont inférieures à la limite de stabilité statique des étoiles à neutrons.


[email protected] 2010 : Signatures par ondes gravitationnelles et électromagnétiques de binaires de trous noirs massifs et d'inspirales à rapport de masse extrême

pour les ondes gravitationnelles et les signatures électromagnétiques des binaires de trous noirs massifs (MBHB) et des inspirales à rapport de masse extrême/intermédiaire (EMRI/IMRI). Organisé par Pau Amaro-Seoane et Ed Porter.

Lorsque LISA volera, cela nous fournira l'opportunité de détecter les ondes gravitationnelles provenant de sources à fort décalage vers le rouge (z

20). Les observations des MBHB pourraient fournir des informations inestimables sur les modèles de formation des galaxies, tandis que les observations EMRI pourraient fournir des informations sur le régime de champ fort autour d'un trou noir Kerr. Comme LISA sera un outil de précision pour déterminer quand une éventuelle fusion peut avoir lieu, il est important que les communautés d'astrophysique et d'analyse de données travaillent main dans la main. Dans cette optique, les principaux sujets d'intérêt de la réunion seront

  1. Modélisation astrophysique des sources EM/GW
  2. Modélisation de sources de champs forts en Relativité Générale
  3. Analyse des données LISA
  4. Alerte précoce d'éventuelles fusions soit à partir de l'analyse des données, soit par détection EM

pour les MBHB, les EMRI et les IMRI.

PARTICIPANTS : 67

Tal Alexander, Pau Amaro-Seoane, Phil Armitage, Gerard Auger, Theocharis Apostolatos, Stas Babak, John Baker, Leor Barack, Ben Baror, Deepak Baskaran, Berit Behnke, Matt Benacquista, Emanuele Berti, Pierre Binetruy, Tamara Bogdanovic, Paul Callanan, Jerome Carre, Monica Colpi, Françoise Combes, Neil Cornish, Roberto Capuzzo, Melvyn Davies, Bernadetta Devecchi, Massimo Dotti, Steve Drasco, Guillaume Faye, Jonathan Gair, Reinhard Genzel, Xuefei Gong, Philippe Jetzer, Oliver Jennrich, Andrew King, Antoine Klein , Stefanie Komossa, Julian Krolik, Ryan Lang, Pablo Laguna, Tyson Littenberg, Giuseppe Lodato, Ann-Marie Madigan, Michela Mapelli, Kristen Menou, David Merritt, Cole Miller, Priya Natarajan, Antoine Petiteau, Eric Plagnol, Eduardo Portero, Miguel Preto , Luciano Rezzolla, Constanze Rödig, Nadeen Sabha, Justus Schneider, Bernard Schutz, Alberto Sesana, George Smoot, Carlos Sopuerta, Jonathan Thornburg, Alexandre Le Tiec, Michele Vallisneri, Francesca Valsecchi, Murli Manohar, Marta Vo lonteri, Shengnian Xu, Nico Yunes, Mohammad Zamaninasab, Olindo Zanotti

Abordé et élaboré partiellement dans les sessions satellites. Télécharger ici.

DIAPOSITIVES ET FILMS DES DISCOURS

Pau Amaro-Seoane et Ed Porter : “De quoi s'agit-il ? Un mode d'emploi pour la réunion”

George Smoot : “Cartographier l'univers et son histoire” (pas de diapositives)

Olivier Jennrich : “Entre les avis – d'Astro2010 à Cosmic Vision” (pas de diapositives)

Bernard Schutz : “Entendre, c'est croire : LISA en tant que moniteur de trou noir” (diapositives)

Nadeen Sabha : “Résultats du centre galactique et implications pour la science LISA sur les noyaux extragalactiques” (diapositives)

Françoise Combes : “Examen des preuves d'observation des binaires supermassifs des trous noirs” (diapositives)

Julien Krolik : “Hydrodynamique et émission de photons du gaz très près d'une fusion de trous noirs” (diapositives)

Pierre Binetruy : “Physique fondamentale avec LISA” (diapositives)

Priya Natarajan : “La formation et l'évolution des graines massives de trous noirs” (diapositives)

Andrew King : “Supermassive Black Hole Binaries” (diapositives)

Luciano Rezzolla : “Apprentissage de la fusion des trous noirs binaires : formes d'onde, homologues EM et effets non linéaires” (diapositives)

Tamara Bogdanovic : Signatures “EM et GW issues de simulations relativistes de la coalescence de trous noirs supermassifs” (diapositives)

Marta Volonteri : “Observer l'évolution des trous noirs avec les ondes gravitationnelles” (diapositives)

Reinhard Genzel : “Observations du centre galactique : un aperçu des résultats récents” (diapositives)

Phil Armitage : “Controverses électromagnétiques des fusions en disques minces” (diapositives)

Giuseppe Lodato : “Le dernier problème de 0,1 parsec” (diapositives)

Melvyn Davies : “L'amas stellaire central et son rôle dans la croissance des trous noirs” (diapositives)

Kristen Menou : “Radiation électromagnétique et gravitationnelle coïncidente de White Dwarf Inspirals dans des trous noirs massifs” (diapositives)

Pablo Laguna : “Signatures multi-messagers des perturbations de marée des nains blancs par Massive Black Holes” (diapositives)

Léor Barack : “Une mise à jour sur les calculs d'auto-force pour les applications EMRI” (diapositives)

Stefanie Komossa : “AGN, fusions et reculs de BH : signaux électromagnétiques” (diapositives)

David Merritt : “Introduire des choses dans des trous noirs” (diapositives)

Monique Colpi : “Croissance de paires de trous noirs massives lors de fusions mineures de disques de galaxies” (pas de diapositives)

Tal Alexandre : “La dynamique stellaire des EMRI” (diapositives)

Michèle Vallisneri : “Test de GR avec LISA : aspects d'analyse des données” (diapositives)

Miguel Preto : “Étoiles, disques et trous noirs” (diapositives)

Cole Miller : “Processus dynamiques dans la production des EMRI” (diapositives)

Neil Cornouailles : “Test de la relativité générale avec l'astronomie des ondes gravitationnelles” (diapositives)

John Baker : “Résumé du satellite A (binaires des trous noirs supermassifs)” (diapositives)

Nico Yunes : “Résumé du satellite B (EMRI)” (diapositives)

Matt Benacquista : “Résumé du satellite C (IMRI)” (diapositives)

En plus de ces conférences, nous avons également eu un certain nombre de conférences sur le tableau noir données par : Roberto Capuzzo-Dolcetta (Infalling globular clusters and central galactic massive blackholes evolution) , Alberto Sesana / Massimo Dotti (SMBH binaires avec LISA), Nico Yunes et Carlos Sopuerta (Un nouveau schéma pour construire des formes d'onde EMRI approximatives)


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T1 - Signatures électromagnétiques de binaires de trous noirs massifs

N1 - Copyright : Copyright 2011 Elsevier B.V., Tous droits réservés.

N2 - Nous modélisons les signatures d'émission électromagnétique de binaires de trous noirs massifs (MBHB) avec une composante gazeuse associée. La méthode comprend des simulations numériques de binaires relativistes et de gaz couplées à des calculs des propriétés physiques du gaz émetteur. Nous calculons les courbes de lumière UV/X et Hα alimentées par accrétion et les profils des raies d'émission Hα. Les simulations ont été réalisées avec une version modifiée de l'arbre parallèle SPH code Gadget. Les processus de chauffage, de refroidissement et de rayonnement pour le gaz de métallicité solaire ont été calculés avec le code de photoionisation Cloudy. Nous étudions des binaires sub-parsec liés gravitationnellement qui ne sont pas encore entrés dans la phase de rayonnement gravitationnel. Les résultats de la première série de calculs, effectués pour un disque coplanaire binaire et gazeux, suggèrent que les bouffées dans la courbe de lumière X sont prononcées lors des passages péricentriques et peuvent servir d'empreinte pour ce type de binaires si des bouffées périodiques sont une signature de longue durée du binaire. Les profils des raies d'émission Hα offrent également de fortes indications d'une présence binaire et peuvent être utilisés comme critère de sélection des candidats MBHB pour une surveillance plus poussée à partir des données d'archives existantes. La période orbitale et le rapport de masse d'un binaire pourraient être déterminés à partir des courbes de lumière Hα et des profils de candidats soigneusement surveillés. Bien que les systèmes avec les périodes orbitales étudiées ici ne soient pas dans la bande de fréquence de l'antenne spatiale de l'interféromètre laser (LISA), leur découverte est importante pour comprendre les taux de fusion des MBHB et l'évolution de ces binaires à travers le dernier parsec et vers le détectable. fenêtre d'onde gravitationnelle.

AB - Nous modélisons les signatures d'émission électromagnétique de binaires de trous noirs massifs (MBHB) avec une composante gazeuse associée. La méthode comprend des simulations numériques de binaires relativistes et de gaz couplées à des calculs des propriétés physiques du gaz émetteur. Nous calculons les courbes de lumière UV/X et Hα alimentées par accrétion et les profils des raies d'émission Hα. Les simulations ont été réalisées avec une version modifiée de l'arbre parallèle SPH code Gadget. Les processus de chauffage, de refroidissement et de rayonnement du gaz de métallicité solaire ont été calculés avec le code de photoionisation Cloudy. Nous étudions des binaires sub-parsec liés gravitationnellement qui ne sont pas encore entrés dans la phase de rayonnement gravitationnel. Les résultats de la première série de calculs, effectués pour un disque coplanaire binaire et gazeux, suggèrent que les bouffées dans la courbe de lumière X sont prononcées lors des passages péricentriques et peuvent servir d'empreinte pour ce type de binaires si des bouffées périodiques sont une signature de longue durée du binaire. Les profils des raies d'émission Hα offrent également de fortes indications d'une présence binaire et peuvent être utilisés comme critère de sélection des candidats MBHB pour une surveillance plus poussée à partir des données d'archives existantes. La période orbitale et le rapport de masse d'un binaire pourraient être déterminés à partir des courbes de lumière Hα et des profils de candidats soigneusement surveillés. Bien que les systèmes avec les périodes orbitales étudiées ici ne soient pas dans la bande de fréquence de l'antenne spatiale de l'interféromètre laser (LISA), leur découverte est importante pour comprendre les taux de fusion des MBHB et l'évolution de ces binaires à travers le dernier parsec et vers le détectable. fenêtre d'onde gravitationnelle.


Pris en flagrant délit: le télescope MeerKAT espionne une éruption stellaire

Crédit : South African Radio Astronomy Observatory (SARAO)

Des scientifiques utilisant le radiotélescope MeerKAT ont découvert une éruption d'émission radio unique et inédite d'une étoile binaire de notre galaxie.

Le radiotélescope MeerKAT au Cap Nord de l'Afrique du Sud a découvert un objet qui s'est rapidement éclairci de plus d'un facteur trois sur une période de trois semaines. Il s'agit de la première nouvelle source transitoire découverte avec MeerKAT et les scientifiques espèrent que ce n'est que la pointe d'un iceberg d'événements transitoires à découvrir avec le télescope.

Les astronomes appellent un événement astronomique « transitoire » lorsqu'il apparaît ou disparaît, ou devient plus faible ou plus brillant au fil des secondes, des jours ou même des années. Ces événements sont importants car ils donnent un aperçu de la façon dont les étoiles vivent, évoluent et meurent. À l'aide d'un assortiment de télescopes dans le monde entier, les chercheurs ont déterminé que la source de l'éruption est un système binaire, où deux objets tournent l'un autour de l'autre environ tous les 22 jours.

Bien que la cause de l'évasement et la nature exacte des étoiles qui composent le système soient encore incertaines, on pense qu'elle est associée à une couronne active, la partie la plus chaude de l'étoile la plus brillante.

La source de l'activité observée est située dans la constellation australe d'Ara et s'est avérée coïncider avec une étoile géante environ deux fois plus massive que le Soleil. La période orbitale a été déterminée à l'aide d'observations optiques avec le Southern African Large Telescope (SALT). Par chance, l'étoile est suffisamment brillante pour avoir également été surveillée par des télescopes optiques au cours des 18 dernières années et sa luminosité varie toutes les trois semaines, correspondant à la période orbitale.

"Cette source a été découverte quelques semaines seulement après avoir rejoint l'équipe, c'était incroyable que les premières images MeerKAT sur lesquelles j'ai travaillé contiennent une source aussi intéressante. Une fois que nous avons découvert que les éruptions radio coïncidaient avec une étoile, nous avons découvert que l'étoile émet sur presque tout le spectre électromagnétique, des rayons X aux UV en passant par les longueurs d'onde radio." a déclaré Laura Driessen, doctorante. étudiant à l'Université de Manchester qui a dirigé ce travail.

Patrick Woudt, professeur et chef du département d'astronomie de l'Université du Cap, a déclaré : « Depuis l'inauguration en juillet 2018 du radiotélescope sud-africain MeerKAT, le projet ThunderKAT sur MeerKAT surveille des parties du ciel austral pour étudier la variable émission radio d'étoiles binaires compactes connues, telles que l'accrétion de trous noirs.

"L'excellente sensibilité et le large champ de vision du télescope MeerKAT, combinés aux observations répétées de ThunderKAT de diverses parties du ciel austral, nous permettent de rechercher dans le ciel de nouveaux phénomènes célestes qui présentent une émission radio variable ou de courte durée."

Professor Ben Stappers from The University of Manchester said: "The properties of this system don't easily fit into our current knowledge of binary or flaring stars and so may represent an entirely new source class."

The MeerKAT telescope is sweeping the sky for sources that vary on timescales from milliseconds to years, and will significantly improve human understanding of the variable radio sky. The discovery of this new transient with MeerKAT demonstrates how powerful this telescope will be in the search for further new transient events.

Rob Adam, Director of the South African Radio Astronomy Observatory (SARAO) said: "Once again we see the potential of the MeerKAT telescope in finding interesting and possibly new astrophysical phenomena, as well as the power of the multi-wavelength approach to the analysis of observations."

Dr. David Buckley from the South African Astronomical Observatory, who leads the SALT (Southern African Large Telescope) transient follow-up programme, commented: "This is a perfect example of where coordinated observations across different wavelengths were combined to give a holistic view of a newly discovered object.

"This study was one of the first to involve coordination between two of South Africa's major astronomy facilities and shows the way for future such work."


Title: The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. IV. Detection of Near-infrared Signatures of r-process Nucleosynthesis with Gemini-South

Here, we present a near-infrared spectral sequence of the electromagnetic counterpart to the binary neutron star merger GW170817 detected by Advanced Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO)/Virgo. Our data set comprises seven epochs of J+H spectra taken with FLAMINGOS-2 on Gemini-South between 1.5 and 10.5 days after the merger. In the initial epoch, the spectrum is dominated by a smooth blue continuum due to a high-velocity, lanthanide-poor blue kilonova component. Starting the following night, all of the subsequent spectra instead show features that are similar to those predicted in model spectra of material with a high concentration of lanthanides, including spectral peaks near 1.07 and 1.55 μm. Our fiducial model with 0.04 M ⊙ of ejecta, an ejection velocity of v = 0.1c, and a lanthanide concentration of X lan = 10 –2 provides a good match to the spectra taken in the first five days, although it over-predicts the late-time fluxes. We also explore models with multiple fitting components, in each case finding that a significant abundance of lanthanide elements is necessary to match the broad spectral peaks that we observe starting at 2.5 days after the merger. These data provide direct evidence that binary neutron star mergers are significant productionmore » sites of even the heaviest r-process elements. « moins



Commentaires:

  1. Pwyll

    Oui, c'est sûr

  2. Mikalkree

    Je m'excuse, mais, à mon avis, vous commettez une erreur. Discutons-en. Écrivez-moi en MP, on en parlera.

  3. Cottus

    En elle quelque chose est. Maintenant, tout est clair, merci pour l'aide dans cette affaire.

  4. Kurihi

    Oui c'est la science-fiction

  5. Duzragore

    Je n'aime pas ça.



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