Astronomie

Un objet de Thorne-Żytkow peut-il être l'ancêtre d'une quasi-étoile moderne ?

Un objet de Thorne-Żytkow peut-il être l'ancêtre d'une quasi-étoile moderne ?

Je lisais des articles de Wikipédia sur l'astronomie et je suis tombé sur une ligne intéressante :

L'étoile à neutrons peut également accumuler suffisamment de matière pour s'effondrer dans un trou noir.


Maintenant, voici ma théorie :

Si une étoile supergéante massive ($>20 M_dot$) a une étoile à neutrons en son cœur, l'étoile à neutrons finira par dépasser la limite TOV, s'effondrant dans un trou noir. Donc, si le nouveau trou noir est toujours dans le noyau de l'étoile et que l'enveloppe extérieure n'est pas éjectée, une quasi-étoile moderne se formera-t-elle ? Si oui, combien de temps vivrait-il ?


Objet Thorne–Żytkow

Un objet Thorne-Żytkow (TŻO ou TZO), également connu sous le nom d'étoile hybride, est un type d'étoile conjecturé dans lequel une géante rouge ou une supergéante rouge contient une étoile à neutrons en son cœur, formée à partir de la collision de la géante avec l'étoile à neutrons . De tels objets ont été émis par Kip Thorne et Anna Żytkow en 1977.[1] En 2014, il a été découvert que l'étoile HV 2112 était un candidat fort[2] mais cela a depuis été remis en question.[3]

Un objet Thorne–Żytkow se forme lorsqu'une étoile à neutrons entre en collision avec une autre étoile, généralement une géante rouge ou une supergéante. Les objets en collision peuvent simplement être des étoiles errantes. Cela n'est susceptible de se produire que dans des amas globulaires extrêmement encombrés. Alternativement, l'étoile à neutrons pourrait se former dans un système binaire après que l'une des deux étoiles soit devenue une supernova. Parce qu'aucune supernova n'est parfaitement symétrique, et parce que l'énergie de liaison du binaire change avec la masse perdue dans la supernova, l'étoile à neutrons restera avec une certaine vitesse par rapport à son orbite d'origine. Ce coup de pied peut provoquer l'intersection de sa nouvelle orbite avec son compagnon ou, si son compagnon est une étoile de la séquence principale, il peut être englouti lorsque son compagnon évolue en géante rouge.[4]

Une fois que l'étoile à neutrons pénètre dans la géante rouge, la traînée entre l'étoile à neutrons et les couches diffuses externes de la géante rouge provoque la désintégration de l'orbite du système stellaire binaire, et l'étoile à neutrons et le noyau de la géante rouge se rapprochent l'un de l'autre. Selon leur séparation initiale, ce processus peut prendre des centaines d'années. Lorsque les deux entreront finalement en collision, l'étoile à neutrons et le noyau de la géante rouge fusionneront. Si leur masse combinée dépasse la limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff, les deux s'effondreront dans un trou noir. Sinon, les deux fusionneront en une seule étoile à neutrons.

Si une étoile à neutrons et une naine blanche fusionnent, cela pourrait former un objet Thorne-Żytkow avec les propriétés d'une variable R Coronae Borealis.[5]
Propriétés

La surface de l'étoile à neutrons est très chaude, avec des températures dépassant 109 K : plus chaudes que le cœur de toutes les étoiles sauf les plus massives. Cette chaleur est dominée soit par la fusion nucléaire dans le gaz d'accrétion, soit par la compression du gaz par la gravité de l'étoile à neutrons.[6][7] En raison de la température élevée, des processus nucléaires inhabituels peuvent avoir lieu lorsque l'enveloppe de la géante rouge tombe sur la surface de l'étoile à neutrons. L'hydrogène peut fusionner pour produire un mélange d'isotopes différent de celui de la nucléosynthèse stellaire ordinaire, et certains astronomes ont proposé que la nucléosynthèse rapide des protons qui se produit dans les sursauts de rayons X ait également lieu à l'intérieur des objets Thorne-Żytkow.[8]

D'un point de vue observationnel, un objet Thorne-Żytkow peut ressembler à une supergéante rouge,[9] ou, s'il fait assez chaud pour souffler les couches superficielles riches en hydrogène, à une étoile Wolf-Rayet riche en azote (type WN8).[10]

Un TŻO a une durée de vie estimée de 105 à 106 ans. Compte tenu de cette durée de vie, il est possible qu'entre 20 et 200 objets Thorne-Żytkow existent actuellement dans la Voie lactée.[11]
Dissolution

Il a été théorisé que la perte de masse finira par mettre fin à l'étape TŻO, l'enveloppe restante étant convertie en disque, entraînant la formation d'une étoile à neutrons avec un disque d'accrétion massif.[12] Ces étoiles à neutrons pourraient former la population de pulsars isolés avec des disques d'accrétion.[12] Le disque d'accrétion massif peut également entraîner l'effondrement d'une étoile, devenant un compagnon stellaire de l'étoile à neutrons. L'étoile à neutrons peut également accumuler suffisamment de matière pour s'effondrer dans un trou noir.[13]
Historique des observations

En 2014, le candidat le plus récent, l'étoile HV 2112, avait des propriétés inhabituelles suggérant qu'il pourrait s'agir d'un objet Thorne-Żytkow. L'équipe de découverte, avec Emily Levesque étant l'auteur principal, a noté que HV 2112 affiche certaines caractéristiques chimiques qui ne correspondent pas tout à fait aux modèles théoriques, mais souligne que les prédictions théoriques pour un objet Thorne-Żytkow sont assez anciennes et des améliorations théoriques ont été apportées. depuis qu'il a été conceptualisé à l'origine.[9]

Un article de 2018 réévaluant les propriétés de HV 2112, cependant, a fait valoir qu'il est peu probable que cette étoile soit un objet Thorne-Żytkow, et qu'il s'agisse plus probablement d'une étoile AGB de masse intermédiaire.[3]
Liste des candidats TŻO
Candidat Droite Ascension Déclinaison Emplacement Découverte Notes Réfs
HV 11417 2019 [14]
HV 2112 01h 10m 03.87s −72° 36′ 52.6″ Petit nuage de Magellan 2014 Cette étoile était auparavant cataloguée comme une étoile à branche de géante asymptotique, mais d'un point de vue observationnel, elle correspond mieux au statut de supergéante rouge. [9]
V595 Cassiopée 01h 43m 02.72s +56° 30′ 46.02″ Cassiopée 2002 [15]
IO Persei 03h 06m 47.27s +55° 43′ 59.35″ Persée 2002 [16]
KN Cassiopée 00h 09m 36.37s +62° 40′ 04.12″ Cassiopée 2002 [17]
U Verseau 22h 03m 19,69s −16° 37′ 35,2″ Verseau 1999 Cette étoile a été cataloguée comme une variable R Coronae Borealis. [5]
VZ Sagittarii 18h 15m 08.58s −29° 42′ 29.6″ Sagittaire 1999 Cette étoile a été cataloguée comme une variable R Coronae Borealis. [5]
Liste des anciens TŻO candidats
Candidat ancien TŻO Ascension Droite Déclinaison Emplacement Découverte Notes Réfs
GRO J1655-40 16h 54m 00.14s −39° 50′ 44.9″ Scorpius 1995 L'ancêtre de l'étoile compagne et du trou noir dans ce système est supposé avoir été un TŻO. [13]
Voir également


Voir également

L'Etude de formation et évolution des galaxies s'intéresse aux processus qui ont formé un univers hétérogène à partir d'un début homogène, la formation des premières galaxies, la façon dont les galaxies changent au fil du temps et les processus qui ont généré la variété de structures observées dans les galaxies proches. La formation des galaxies est supposée se produire à partir des théories de la formation des structures, à la suite de minuscules fluctuations quantiques à la suite du Big Bang. Le modèle le plus simple en accord général avec les phénomènes observés est le modèle Lambda-CDM, c'est-à-dire que le regroupement et la fusion permettent aux galaxies d'accumuler de la masse, déterminant à la fois leur forme et leur structure.

UNE quasar est un noyau galactique actif extrêmement lumineux (AGN), dans lequel un trou noir supermassif avec une masse allant de millions à des milliards de fois la masse du Soleil est entouré d'un disque d'accrétion gazeux. Lorsque le gaz dans le disque tombe vers le trou noir, de l'énergie est libérée sous forme de rayonnement électromagnétique, qui peut être observé à travers le spectre électromagnétique. La puissance rayonnée par les quasars est énorme, les quasars les plus puissants ont des luminosités des milliers de fois supérieures à celles d'une galaxie comme la Voie lactée. Habituellement, les quasars sont classés comme une sous-classe de la catégorie plus générale des AGN. Les décalages vers le rouge des quasars sont d'origine cosmologique.

Évolution stellaire est le processus par lequel une étoile change au cours du temps. Selon la masse de l'étoile, sa durée de vie peut aller de quelques millions d'années pour la plus massive à des milliards d'années pour la moins massive, ce qui est considérablement plus long que l'âge de l'univers. Le tableau montre les durées de vie des étoiles en fonction de leurs masses. Toutes les étoiles sont formées à partir de nuages ​​de gaz et de poussière qui s'effondrent, souvent appelés nébuleuses ou nuages ​​moléculaires. Au cours de millions d'années, ces protoétoiles s'installent dans un état d'équilibre, devenant ce que l'on appelle une étoile à séquence principale.

Formation d'étoiles est le processus par lequel les régions denses au sein des nuages ​​moléculaires dans l'espace interstellaire, parfois appelées « pépinières stellaires » ou « régions de formation d'étoiles », s'effondrent et forment des étoiles. En tant que branche de l'astronomie, la formation des étoiles comprend l'étude du milieu interstellaire (ISM) et des nuages ​​​​moléculaires géants (GMC) en tant que précurseurs du processus de formation des étoiles, et l'étude des protoétoiles et des jeunes objets stellaires en tant que produits immédiats. Elle est étroitement liée à la formation des planètes, une autre branche de l'astronomie. La théorie de la formation des étoiles, ainsi que la prise en compte de la formation d'une seule étoile, doivent également tenir compte des statistiques des étoiles binaires et de la fonction de masse initiale. La plupart des étoiles ne se forment pas isolément mais dans le cadre d'un groupe d'étoiles appelé amas d'étoiles ou associations stellaires.

UNE objet halo compact astrophysique massif (MACHO) est une sorte de corps astronomique qui pourrait expliquer la présence apparente de matière noire dans les halos des galaxies. Un MACHO est un corps qui émet peu ou pas de rayonnement et dérive dans l'espace interstellaire sans être associé à aucun système planétaire. Comme les MACHO ne sont pas lumineux, ils sont difficiles à détecter. Les candidats MACHO incluent les trous noirs ou les étoiles à neutrons ainsi que les naines brunes et les planètes non associées. Des naines blanches et des naines rouges très pâles ont également été proposées comme candidats MACHO. Le terme a été inventé par l'astrophysicien Kim Griest.

Un galaxie elliptique est un type de galaxie avec une forme approximativement ellipsoïdale et une image lisse et presque sans caractéristiques. Ils sont l'une des trois principales classes de galaxies décrites par Edwin Hubble dans sa séquence de Hubble et ses travaux de 1936 Le royaume des nébuleuses, ainsi que les galaxies spirales et lenticulaires. Les galaxies elliptiques (E) sont, avec les galaxies lenticulaires (S0) avec leurs disques à grande échelle, et les galaxies ES avec leurs disques à échelle intermédiaire, un sous-ensemble de la population de galaxies "de type précoce".

Messier 87 est une galaxie elliptique supergéante avec plusieurs milliards d'étoiles dans la constellation de la Vierge. L'une des galaxies les plus massives de l'univers local, elle a une grande population d'amas globulaires - environ 15 000 par rapport aux 150 - 821 200 en orbite autour de la Voie lactée - et un jet de plasma énergétique qui provient du noyau et s'étend sur au moins 1 500 parsecs , se déplaçant à une vitesse relativiste. C'est l'une des sources radio les plus brillantes du ciel et une cible populaire pour les astronomes amateurs et professionnels.

UNE un trou noir supermassif est le plus grand type de trou noir, avec une masse de l'ordre de millions à des milliards de fois la masse du Soleil ( M ). Les trous noirs sont une classe d'objets astronomiques qui ont subi un effondrement gravitationnel, laissant derrière eux des régions sphéroïdales de l'espace d'où rien ne peut s'échapper, pas même la lumière. Les preuves d'observation indiquent que presque toutes les grandes galaxies ont un trou noir supermassif au centre de la galaxie. La Voie lactée a un trou noir supermassif dans son centre galactique, qui correspond à l'emplacement du Sagittaire A*. L'accrétion de gaz interstellaire sur les trous noirs supermassifs est le processus responsable de l'alimentation des noyaux galactiques actifs et des quasars.

Le plan suivant est fourni à titre d'aperçu et de guide thématique de l'astronomie :

Un source de rayons X ultralumineuse (ULX) est une source astronomique de rayons X qui est moins lumineuse qu'un noyau galactique actif mais qui est plus uniformément lumineuse que tout processus stellaire connu (plus de 10 39 erg/s, ou 10 32 watts), en supposant qu'elle rayonne de manière isotrope (le même dans tous les sens). Typiquement, il y a environ un ULX par galaxie dans les galaxies qui les hébergent, mais certaines galaxies en contiennent beaucoup. Il n'a pas été démontré que la Voie lactée contient un ULX. Le principal intérêt des ULX provient de leur luminosité dépassant la luminosité d'Eddington des étoiles à neutrons et même des trous noirs stellaires. On ne sait pas quelles puissances les modèles ULX incluent l'émission par faisceau d'objets de masse stellaire, l'accumulation de trous noirs de masse intermédiaire et l'émission super-Eddington.

Le plan suivant est fourni comme un aperçu et un guide thématique sur les trous noirs :

Les observations suggèrent que l'expansion de l'univers se poursuivra pour toujours. Si c'est le cas, une théorie populaire veut que l'univers se refroidisse à mesure qu'il s'étend, devenant finalement trop froid pour maintenir la vie. Pour cette raison, ce futur scénario autrefois communément appelé "Heat Death" est maintenant connu sous le nom de "Big Chill" ou "Big Freeze".

le Alorsłtan argument est une théorie astrophysique décrite en 1982 par l'astronome polonais Andrzej Sołtan. Il soutient que si les quasars étaient alimentés par accrétion sur un trou noir supermassif, alors de tels trous noirs supermassifs doivent exister dans notre univers local en tant que quasars "morts".

La 215e réunion de l'American Astronomical Society (AAS) a eu lieu à Washington, D.C., du 3 au 7 janvier 2010. Il s'agit de l'une des plus grandes réunions d'astronomie jamais organisées, car 3 500 astronomes et chercheurs devaient y assister et faire plus de 2 200 présentations scientifiques. La réunion a en fait été présentée comme la « plus grande réunion d'astronomie de l'univers ». Une série de découvertes ont été annoncées, ainsi que de nouvelles visions de l'univers que nous habitons, telles que des planètes tranquilles comme la Terre - où la vie pourrait se développer sont probablement abondantes, même s'il existe une abondance d'obstacles cosmiques - tels que ceux vécus par notre propre planète dans le passé.

Fusion de deutérium, aussi appelé combustion du deutérium, est une réaction de fusion nucléaire qui se produit dans les étoiles et certains objets substellaires, dans laquelle un noyau de deutérium et un proton se combinent pour former un noyau d'hélium-3. Il se produit comme la deuxième étape de la réaction en chaîne proton–proton, dans laquelle un noyau de deutérium formé de deux protons fusionne avec un autre proton, mais peut également provenir du deutérium primordial.

RMC 136a1 est l'une des étoiles les plus massives et lumineuses connues, à 215 & 160 M et 6,2 millions de L , et est également l'un des plus chauds, à environ 46 000 K . C'est une étoile Wolf–Rayet au centre de R136, la concentration centrale d'étoiles du grand amas ouvert NGC 2070 dans la nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage de Magellan. L'amas peut être vu dans l'hémisphère céleste extrême sud avec des jumelles ou un petit télescope, à une magnitude de 7,25. R136a1 lui-même est 10 000 fois plus faible et ne peut être résolu qu'en utilisant l'interférométrie de speckle.

VFTS 682 est une étoile Wolf–Rayet dans le Grand Nuage de Magellan. Il est situé sur 29 parsecs (95 & 160ly) au nord-est de l'amas massif R136 dans la nébuleuse de la Tarentule. C'est 150 fois la masse du soleil et 3,2 millions de fois plus lumineuse ce qui en fait l'une des étoiles les plus massives et les plus lumineuses connues.

R136a2 est une étoile Wolf-Rayet résidant près du centre du R136, la concentration centrale d'étoiles du grand amas ouvert NGC 2070 dans la nébuleuse de la Tarentule, une région massive H II dans le Grand Nuage de Magellan qui est une galaxie satellite voisine du Lacté Chemin. Il a l'une des masses et luminosités confirmées les plus élevées de toutes les étoiles connues, à environ 187 & 160 M et 5,6 millions de L respectivement.

S5 0014+81 est un quasar distant, compact, hyperlumineux, à large raie d'absorption, ou blazar, situé près de la région de haute déclinaison de la constellation de Céphée, près du pôle nord équatorial.


Si le concept de collision stellaire existe depuis plusieurs générations d'astronomes, seul le développement de nouvelles technologies a permis de l'étudier plus objectivement. Par exemple, en 1764, un amas d'étoiles connu sous le nom de Messier 30 a été découvert par l'astronome Charles Messier. Au vingtième siècle, les astronomes ont conclu que l'amas avait environ 13 milliards d'années. Le télescope spatial Hubble a résolu les étoiles individuelles de Messier 30. Avec cette nouvelle technologie, les astronomes ont découvert que certaines étoiles, connues sous le nom de « traînards bleus », semblaient plus jeunes que les autres étoiles de l'amas. Les astronomes ont alors émis l'hypothèse que les étoiles auraient pu « entrer en collision » ou « fusionner », leur donnant plus de carburant, de sorte qu'elles ont poursuivi la fusion tandis que les étoiles autour d'elles ont commencé à s'éteindre. ⎙]

Alors que les collisions stellaires peuvent se produire très fréquemment dans certaines parties de la galaxie, la probabilité d'une collision impliquant le Soleil est très faible. Un calcul de probabilité prédit que le taux de collisions stellaires impliquant le Soleil est de 1 sur 10 28 ans. ⎚] À titre de comparaison, l'âge de l'univers est de l'ordre de 10 à 10 ans. La probabilité de rencontres rapprochées avec le Soleil est également faible. Le taux est estimé par la formule :

N est le nombre de rencontres par million d'années dans un rayon du Soleil en parsecs. À titre de comparaison, le rayon moyen de l'orbite terrestre, 1 UA, est de 4,82 × 10 -6 parsecs .

Notre étoile ne sera probablement pas directement affectée par un tel événement, mais la Terre pourrait être facilement affectée par une collision à proximité. Les astronomes disent que si une collision stellaire se produit à moins de 100 années-lumière de la Terre, le sursaut de rayons gamma qui en résulte pourrait éventuellement détruire toute vie sur Terre. C'est encore très improbable car il n'y a pas d'amas stellaire aussi proche du système solaire.


Objet stellaire avec noyau de singularité ?

Je lisais quelque chose sur un type d'étoile si massive que le noyau se contracte en un trou noir lors de sa formation, et la masse des couches externes est suffisamment lourde pour résister à la pression explosive de sa formation, et elle brillerait pendant un temps très court mais être plus lumineux que la galaxie entière dans laquelle se trouve.

Pour la vie de moi, je ne me souviens plus de son nom et chaque recherche Google que je fais me ramène à Star Trek en ligne.

Je sais exactement de quoi vous parlez. C'est ce qu'on appelle une quasi-étoile. Lisez à leur sujet ici

UNE quasi-étoile (aussi appelé étoile du trou noir) est un type hypothétique d'étoile extrêmement massive qui a pu exister très tôt dans l'histoire de l'Univers. Contrairement aux étoiles modernes, qui sont alimentées par la fusion nucléaire dans leurs noyaux, une énergie quasi-étoile proviendrait de la matière tombant dans un trou noir central.

Une quasi-étoile devrait se former lorsque le noyau d'une grande protoétoile s'effondre dans un trou noir pendant sa formation et que les couches externes de l'étoile sont suffisamment massives pour absorber l'explosion d'énergie résultante sans être emportée (comme c'est le cas avec les supernovae). Une telle étoile devrait avoir au moins mille fois la masse du Soleil. Des étoiles de cette taille n'ont pu se former qu'au début de l'histoire de l'Univers avant que l'hydrogène et l'hélium ne soient contaminés par des éléments plus lourds, voir les étoiles de la population III.

Une fois que le trou noir se serait formé au cœur de la protoétoile, il continuerait à générer une grande quantité d'énergie rayonnante à partir de l'afflux de matière stellaire supplémentaire. Cette énergie contrecarrerait la force de la gravité, créant un équilibre similaire à celui qui soutient les étoiles modernes basées sur la fusion. Une quasi-étoile devrait avoir une durée de vie maximale d'environ un million d'années, après quoi le trou noir central aurait atteint environ dix mille masses solaires. Ces trous noirs de masse intermédiaire ont été suggérés comme l'origine des trous noirs supermassifs de l'ère moderne. Les quasi-étoiles devraient avoir des températures de surface comparables à celles du Soleil, mais, avec des diamètres d'environ dix milliards de kilomètres ou plus de sept mille fois le diamètre du Soleil, chacune produirait autant de lumière qu'une petite galaxie.

Le commentateur parent peut basculer entre ^NSFW ou ^delete . Supprimera également sur un score de commentaire de -1 ou moins. | FAQ | ^Mods | ^Mots magiques

La prochaine chose la plus proche que je connais

UNE Objet Thorne–Żytkow (TŻO ou alors TZO) est un type d'étoile dans lequel une géante ou supergéante rouge contient une étoile à neutrons en son cœur. De tels objets ont été émis par Kip Thorne et Anna Żytkow en 1977. En 2014, il a été découvert que l'étoile HV 2112 était un candidat sérieux.

Le commentateur parent peut basculer entre ^NSFW ou ^delete . Supprimera également sur un score de commentaire de -1 ou moins. | FAQ | ^Mods | ^Mots magiques

Cela pourrait être un cas pour r/askscience. Intitulez-le simplement astronomie et quelqu'un sera probablement en mesure de répondre à toutes vos questions sur le sujet.

Je ne suis qu'un astronome amateur, mais je ne pense pas qu'une telle chose existe.
Cela ne correspond pas aux modèles actuels de formation ou d'évolution stellaire, tels que je les comprends.

Une étoile très massive peut devenir une supernova et laisser un résidu de trou noir. De notre point de vue, le matériau qui s'envole persiste en quelque sorte pendant un certain temps et est observé comme un reste de supernova. C'est peut-être de ça qu'ils parlaient ?

Les étoiles très massives peuvent subir un effondrement du cœur lorsque la fusion nucléaire devient soudainement incapable de maintenir le cœur contre sa propre gravité. C'est la cause de tous les types de supernova, à l'exception du type Ia. L'effondrement peut provoquer une expulsion violente des couches externes de l'étoile entraînant une supernova, ou la libération d'énergie potentielle gravitationnelle peut être insuffisante et l'étoile peut s'effondrer dans un trou noir ou une étoile à neutrons avec peu d'énergie rayonnée.

L'effondrement du cœur peut être causé par plusieurs mécanismes différents : capture d'électrons dépassant la limite de Chandrasekhar, instabilité des paires ou photodésintégration. Lorsqu'une étoile massive développe un noyau de fer plus gros que la masse de Chandrasekhar, elle ne pourra plus se soutenir par la pression de dégénérescence des électrons et s'effondrera davantage en une étoile à neutrons ou un trou noir. La capture d'électrons par le magnésium dans un noyau O/Ne/Mg dégénéré provoque un effondrement gravitationnel suivi d'une fusion explosive d'oxygène, avec des résultats très similaires. La production de paires électron-positon dans un grand noyau de combustion post-hélium supprime le support thermodynamique et provoque un effondrement initial suivi d'une fusion emballante, entraînant une supernova à instabilité de paire. Un noyau stellaire suffisamment gros et chaud peut générer des rayons gamma suffisamment énergétiques pour initier directement la photodésintégration, ce qui provoquera un effondrement complet du noyau.

Le tableau ci-dessous répertorie les raisons connues de l'effondrement du cœur des étoiles massives, les types d'étoiles dans lesquelles elles se produisent, leur type de supernova associé et le reste produit. La métallicité est la proportion d'éléments autres que l'hydrogène ou l'hélium, par rapport au Soleil. La masse initiale est la masse de l'étoile avant l'événement de la supernova, donnée en multiples de la masse du Soleil, bien que la masse au moment de la supernova puisse être beaucoup plus faible. Les supernovae de type IIn ne sont pas répertoriées dans le tableau. Ils peuvent potentiellement être produits par divers types d'effondrement du noyau dans différentes étoiles progénitrices, peut-être même par des allumages de naines blanches de type Ia, bien qu'il semble que la plupart proviendront de l'effondrement du noyau de fer dans des supergéantes ou hypergéantes lumineuses (y compris les LBV). Les raies spectrales étroites pour lesquelles elles sont nommées se produisent parce que la supernova se développe dans un petit nuage dense de matière circumstellaire.

Le commentateur parent peut basculer entre ^NSFW ou ^delete . Supprimera également sur un score de commentaire de -1 ou moins. | FAQ | ^Mods | ^Mots magiques


Formation et propriétés [ modifier ]

Une quasi-étoile résulterait de l'effondrement du noyau d'une grande protoétoile dans un trou noir, où les couches externes de la protoétoile sont suffisamment massives pour absorber l'explosion d'énergie résultante sans être emportée ou tomber dans le trou noir, comme cela se produit avec supernovae modernes. Une telle étoile devrait avoir au moins 1 000 masses solaires (2,0 × 10 33  kg). Les quasi-étoiles se sont peut-être également formées à partir de halos de matière noire aspirant d'énormes quantités de gaz via la gravité, ce qui peut produire des étoiles supermassives avec des dizaines de milliers de masses solaires. La formation de quasi-étoiles n'a pu se produire qu'au début du développement de l'Univers, avant que l'hydrogène et l'hélium ne soient contaminés par des éléments plus lourds. Il se peut donc qu'il s'agisse d'étoiles très massives de la population III. De telles étoiles éclipseraient VY Canis Majoris et Stephenson 2-18, toutes deux parmi les plus grandes étoiles modernes connues, en taille.

Une fois qu'un trou noir s'était formé au cœur de la protoétoile, il continuerait à générer une grande quantité d'énergie rayonnante à partir de l'afflux de matière stellaire. Cette explosion constante d'énergie contrecarrerait la force de gravité, créant un équilibre similaire à celui qui soutient les étoiles modernes basées sur la fusion. Β] Les quasi-étoiles auraient eu une courte durée de vie maximale, environ 7 millions d'années, Γ] au cours de laquelle le trou noir central aurait atteint environ 1 000 à 10 000 masses solaires (2 × 10 33 -2 × 10 34  kg). Ώ] Β] Ces trous noirs de masse intermédiaire ont été suggérés comme les ancêtres des trous noirs supermassifs modernes.

Les quasi-étoiles devraient avoir des températures de surface supérieures à 10 000 & 160 K (9 700 & 160 ° C). À ces températures, et avec un diamètre d'environ 10 160 milliards de kilomètres (66,85 au), soit 7 187 fois celui du Soleil, chacune serait à peu près aussi lumineuse qu'une petite galaxie. Ώ] Au fur et à mesure qu'une quasi-étoile se refroidit avec le temps, son enveloppe extérieure deviendrait transparente, jusqu'à ce qu'elle se refroidisse davantage jusqu'à une température limite de 4 000 K (3 730 °C). Cette température limite marquerait la fin de la vie de la quasi-étoile, puisqu'il n'y a pas d'équilibre hydrostatique à ou en dessous de cette température limite. L'objet se dissiperait alors rapidement, laissant derrière lui le trou noir de masse intermédiaire. Β]


Quasi-étoile

Une quasi-étoile (également appelée étoile trou noir) est un type hypothétique d'étoile extrêmement massive et lumineuse qui a pu exister très tôt dans l'histoire de l'Univers. Contrairement aux étoiles modernes, qui sont alimentées par la fusion nucléaire dans leurs cœurs chauds, l'énergie d'une quasi-étoile proviendrait de la matière tombant dans un trou noir en son cœur.[1]
Comparaison de la taille d'une quasi-étoile par rapport à plusieurs étoiles super et hypergéantes connues, y compris également les plus grandes étoiles connues.

On prédit qu'une quasi-étoile s'est formée lorsque le noyau d'une grande protoétoile s'effondre dans un trou noir au cours de sa formation et que les couches externes de l'étoile sont suffisamment massives pour absorber l'explosion d'énergie résultante sans être emportées (comme elles le sont avec supernovae modernes) - ou tomber dans le trou noir supermassif. Une telle étoile devrait avoir au moins 1 000 masses solaires (2,0 × 1033 kg).[1] Ces étoiles peuvent également avoir été formées par des halos de matière noire attirant d'énormes quantités de gaz via la gravité, dans l'univers primitif, ce qui peut produire des étoiles supermassives avec des dizaines de milliers de masses solaires.[2][3] Des étoiles de cette taille n'ont pu se former qu'au début de l'histoire de l'Univers avant que l'hydrogène et l'hélium ne soient contaminés par des éléments plus lourds. Il est encore plus grand que VY Canis Majoris et Stephenson 2-18, qui sont tous deux parmi les plus grandes étoiles connues et les supergéantes rouges.

Une fois que le trou noir se serait formé au cœur de la protoétoile, il continuerait à générer une grande quantité d'énergie rayonnante à partir de l'afflux de matière stellaire supplémentaire. Cette énergie contrecarrerait la force de la gravité, créant un équilibre similaire à celui qui soutient les étoiles modernes basées sur la fusion.[4] Une quasi-étoile aurait eu une durée de vie maximale d'environ 7 millions d'années,[5] au cours de laquelle le trou noir central aurait atteint environ 1 000 à 10 000 masses solaires (2 × 1033 à 2 × 1034 kg).[1 ][4] Ces trous noirs de masse intermédiaire ont été suggérés comme l'origine des trous noirs supermassifs de l'ère moderne. Les quasi-étoiles devraient avoir des températures de surface supérieures à 10 000 K (9 700 °C) et se refroidir avec le temps.[4] À ces températures, et avec des diamètres d'environ 10 milliards de kilomètres (66,85 au) ou 7 187 fois celui du Soleil, chacun produirait autant de lumière qu'une petite galaxie.[1] Une fois refroidies à 10 000 K, l'enveloppe externe de la quasi-étoile devient transparente, se refroidissant rapidement jusqu'à une température limite de 4 000 K (3 730 °C). Cette température limite marque la fin de la vie de la quasi-étoile, il n'y a pas d'équilibre hydrostatique à ou en dessous de cette température limite, donc l'objet se dissipe rapidement, laissant derrière lui un trou noir de masse intermédiaire.[4]
Voir également

Icône du portail d'astronomie

Quasar
Objet Thorne–Żytkow
Hypergéante
supergéante

Battersby, Stephen (29 novembre 2007). "Les plus gros trous noirs peuvent se développer à l'intérieur des "quasistars""". Service de nouvelles de NewScientist.com.
Yasemin Saplakoglu (29 septembre 2017). "Zeroiser sur la formation des trous noirs supermassifs" . Scientifique américain. Récupéré le 8 avril 2019.
Mara Johnson-Goh (20 novembre 2017). "La préparation de trous noirs supermassifs dans l'univers primitif". Astronomie. Récupéré le 8 avril 2019.
Begelman, Mitch Rossi, Elena Armitage, Philippe (2008). "Quasi-étoiles : accumulation de trous noirs à l'intérieur d'enveloppes massives". MNRAS. 387 (4) : 1649-1659. arXiv : 0711.4078. Code bibliographique : 2008MNRAS.387.1649B. doi: 10.1111/j.1365-2966.2008.13344.x. S2CID 12044015.

Schleicher, Dominik R. G. Palla, Francesco Ferrara, Andrea Galli, Daniele Latif, Muhammad (25 mai 2013). "Usines à trous noirs massifs : formation supermassive et quasi-étoile dans des halos primordiaux". Astronomie et astrophysique. 558 : A59. arXiv:1305.5923. Code bibliographique : 2013A&A. 558A..59S. doi: 10.1051/0004-6361/201321949. S2CID 119197147.


Un objet de Thorne-Żytkow peut-il être l'ancêtre d'une quasi-étoile moderne ? - Astronomie

L'origine des champs magnétiques ultra-intenses sur les magnétars est un mystère en astrophysique moderne. Nous modélisons la dynamique d'effondrement du cœur d'étoiles progénitrices massives avec des champs magnétiques de surface élevés dans le cadre théorique d'un magnétofluide polytropique général auto-similaire sous auto-gravité avec une symétrie quasi-sphérique. Avec la spécification de paramètres physiques tels que la densité de masse, la température, le champ magnétique et le taux de perte de masse du vent sur la surface stellaire progénitrice et la prise en compte d'un choc de rebond traversant l'intérieur et l'enveloppe de l'étoile, nous trouvons un objet compact résiduel (c.-à-d. étoile) laissée au centre avec un rayon de

10 6 cm et une plage de masse de

1-3M solaire. De plus, nous constatons que les champs magnétiques de surface d'un tel type d'objets compacts peuvent être

10 14 -10 15 G, cohérents avec ceux déduits pour les magnétars qui incluent des répéteurs de rayons gamma mous et des pulsars de rayons X anormaux. Le facteur d'amélioration du champ magnétique dépend de manière critique de l'indice d'échelle auto-similaire n, qui détermine également la distribution de densité initiale du progéniteur massif. Nous proposons des étoiles massives magnétisées comme progéniteurs magnétars basés sur l'évolution magnétohydrodynamique de l'effondrement du noyau gravitationnel et du choc de rebond. Notre mécanisme physique, qui ne nécessite pas nécessairement une amplification dynamo ad hoc au sein d'une étoile à neutrons à rotation rapide, favorise le scénario « champ fossile » consistant à former des magnétars à partir de l'effondrement du noyau fortement magnétisé à l'intérieur d'étoiles progénitrices massives. L'intensité du champ magnétique résultant à la surface de l'étoile à neutrons restante est proportionnelle à l'intensité du champ magnétique de surface de l'ancêtre et à la masse de l'étoile à neutrons elle-même, alors qu'elle est anti-corrélée avec la masse stellaire de l'ancêtre. Avec une gamme d'intensités de champ magnétique de surface sur des étoiles progénitrices massives, notre scénario permet un continuum d'intensités de champ magnétique des pulsars aux magnétars. L'intense force de Lorentz à l'intérieur d'un magnétar peut briser la croûte d'une étoile à neutrons en morceaux à divers degrés. Couplée au spin magnétar, la configuration magnétosphérique d'un magnétar est très probablement variable en présence de convection exposée, de rotation différentielle, de renflement équatorial, d'éclatements de câbles de flux magnétique intérieurs ainsi que de réarrangement de morceaux brisés de la croûte. Des libérations sporadiques et violentes d'énergies magnétiques accumulées et une croûte brisée sont les causes sous-jacentes de diverses activités à haute énergie observées des magnétars.


Les références

Gilmozzi, R. et al. L'ancêtre de SN1987A. Nature 328, 318–320 (1987)

Arnett, W.D., Bahcall, J.N., Kirshner, R.P. & amp Woosley, S.E. Supernova 1987A. Annu. Révérend Astron. Astrophys. 27, 629–700 (1989)

Gal-Yam, A. et al. Sur l'ancêtre de SN 2005gl et la nature des supernovae de type IIn. Astrophys. J. 656, 372–381 (2007)

Humphreys, R. M. & Davidson, K. Les variables bleues lumineuses : geysers astrophysiques. Éd. Astron. Soc. Pacifique. 106, 1025–1051 (1994)

Schlegel, E. M. Une nouvelle sous-classe de supernovae de type II ? Lun. Pas. R. Astron. Soc. 244, 269–271 (1990)

Filippenko, A. V. Spectres optiques des supernovae. Annu. Révérend Astron. Astrophys. 35, 309–355 (1997)

Aldering, G., Humphreys, R. M. & Richmond, M. S. N. 1993J : Les propriétés optiques de son ancêtre. Astron. J. 107, 662–672 (1994)

Smartt, S.J. et al. Détection d'une étoile progénitrice supergéante rouge d'une supernova de plateau de type II. La science 303, 499–503 (2004)

Li, W. et al. Identification du géniteur de la supergéante rouge de la supernova 2005cs : les géniteurs des supernovae de type II-P ont-ils une faible masse ? Astrophys. J. 641, 1060–1070 (2006)

Hendry, M.A. et al. SN 2004A : Une autre supernova de type II-P avec un ancêtre de supergéante rouge. Lun. Pas. R. Astron. Soc. 369, 1303–1320 (2006)

Smartt, S. J., Eldridge, J. J., Crockett, R. M. & Maund, J. R. La mort des étoiles massives - I. Contraintes observationnelles sur les progéniteurs des supernovae de type II-P. Préimpression sur 〈http://arxiv.org/abs/0809.0403v2〉 (2008)

Leonard, D.C. et al. Une limite de masse supérieure sur un ancêtre de supergéante rouge pour la supernova de plateau de type II SN 2006my. Éd. Astron. Soc. Pacifique. 120, 1259–1266 (2008)

Roelofs, G., Bassa, C., Voss, R. & Nelemans, G. Sur la détection de l'ancêtre de la supernova de type Ia 2007on. Lun. Pas. R. Astron. Soc. 391, 290–296 (2008)

Smith, N. et al. SN 2006tf: Precursor eruptions and the optically thick regime of extremely luminous Type IIn supernovae. Astrophys. J. 686, 467–484 (2008)

Salamanca, I. et al. The circumstellar medium of the peculiar supernova SN1997ab. Lun. Pas. R. Astron. Soc. 300, L17–L21 (1998)

Maeder, A. & Conti, P. S. Massive star populations in nearby galaxies. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 32, 227–275 (1994)

Langer, N. et al. Towards an understanding of very massive stars. A new evolutionary scenario relating O stars, LBVs and Wolf-Rayet stars. Astron. Astrophys. 290, 819–833 (1994)

Smith, N. et al. SN 2006gy: Discovery of the most luminous supernova ever recorded, powered by the death of an extremely massive star like η Carinae. Astrophys. J. 666, 1116–1128 (2007)

Kotak, R. & Vink, J. S. Luminous blue variables as the progenitors of supernovae with quasi-periodic radio modulations. Astron. Astrophys. 460, L5–L8 (2006)

Trundle, C., Kotak, R., Vink, J. S. & Meikle, W. P. S. SN 2005 gj: Evidence for LBV supernovae progenitors? Astron. Astrophys. 483, L47–L50 (2008)

Nadyozhin, D. K. Explosion energies, nickel masses and distances of Type II plateau supernovae. Lun. Pas. R. Astron. Soc. 346, 97–104 (2003)

Woosley, S. E., Blinnikov, S. & Heger, A. Pulsational pair instability as an explanation for the most luminous supernovae. Nature 450, 390–392 (2007)

Dessart, L., Hillier, D. J., Gezari, S., Basa, S. & Matheson, T. SN 1994W: an interacting supernova or two interacting shells? Lun. Pas. R. Astron. Soc. 394, 21 (2009)

Mazzali, P. A. et al. The metamorphosis of supernova SN 2008D/XRF 080109: A link between supernovae and GRBs/hypernovae. Science 321, 1185–1188 (2008)

Pastorello, A. et al. A giant outburst two years before the core-collapse of a massive star. Nature 447, 829–832 (2007)

Van Dyk, S. D. Supernova impostors: LBV outbursts from the most massive stars. Highlights Astron. 14, 205 (2007)

Puckett, T. & Ceravolo, P. Supernovae 2005gk and 2005gl. IAU Circ. 8615, (2005)

Smith, N. & Owocki, S. P. On the role of continuum-driven eruptions in the evolution of very massive stars and Population III stars. Astrophys. J. 645, L45–L48 (2006)


X-ray astronomy puts Einstein to the test

Einstein's general theory of relativity is a well-tested theory of gravitation with wide applications. This image shows an artist's conception of a spinning black hole - just one of the predictions of general relativity. (Credit: NASA/D. Berry)

From tracing the way light bends around a neutron star to detecting the effects of a black hole tugging on space itself, X-ray astronomy is uniquely suited to testing and observing predictions of general relativity, Albert Einstein's landmark 1915 theory of gravitation.

Thus far, Einstein's predictions are passing with flying colors. But will Einstein have the last word on gravity? X-ray astronomers hope to subject general relativity to even greater scrutiny by traveling (albeit virtually) to where gravity is at its extreme and the effects of general relativity most pronounced: the innermost regions of black holes and neutron stars. The payoff will be a greater understanding of the dominant force in the large-scale universe and, perhaps, a unified theory of the fundamental forces of nature &ndash the central goal of physics today.

In a mere 40 years, the field of X-ray astronomy has witnessed nearly a billion-fold improvement in telescope sensitivity since June 18, 1962, when a sounding rocket laden with a payload of research equipment discovered the first celestial X-ray source.

"We have come a long way, from the first inkling that a black hole &ndash Cygnus X-1 &ndash was in hand," said Jean Swank of NASA Goddard Space Flight Center, Project Scientist for NASA's Rossi X-ray Timing Explorer. "Now we can reasonably hope to map spacetime close to the invisible abyss of gravity."

General relativity defines gravity as a result of mass distorting both space and time &ndash a four-dimensional concept called spacetime. Nowhere is this more evident than in the regions around a black hole and neutron star &ndash two examples of mass at extreme density, and thus sources of extreme gravity in a small area.

X-ray telescopes are well suited to study these regions for two fundamental reasons. First, the power unleashed by matter crashing onto a neutron star or falling into a black hole shines predominantly in X-rays, particularly in the regions closest to these objects, where gravity is at its strongest. Also, X-rays can penetrate through the obscuring veil of dust and gas surrounding black holes and neutron stars, which blocks the passage of other forms of radiation.

The field of X-ray astronomy continues to verify key predictions of general relativity with greater certainty as X-ray telescope technology continues to improve. Some of these methods include: gravitational redshifting, which is gravity tugging at a photon, or light particle, as it tries to escape frame-dragging, which is a spinning object twisting the actual fabric of space along with it gravitational lensing, which is the path of light bent by gravity and Einsteinian orbits (an innermost stable orbit).

For example, in 1995, astronomers using the Japanese-built ASCA X-ray satellite observed the first clear indication of gravitationally redshifted light around a black hole. ASCA detected a broad iron line, which is a spectral feature in the emission of hot iron atoms around a black hole revealing that strong gravity was stealing energy from the emitted light. This verified Einstein's prediction that black holes create a gravitational well, which a photon of light must climb out of on its journey towards Earth. Today, the Chandra X-ray Observatory and the XMM-Newton satellite observe this phenomenon with greater precision.

Also, the Rossi Explorer has observed some of the more exotic predictions of general relativity. First in 1998 and again with better accuracy in 2001, scientists observed the frame-dragging phenomenon. Einstein's equations predicted that a spinning object with strong gravity would take spacetime, as well as any matter within its gravitational influence, for a spin along with it. This effect would make it hard for any object to fall onto the black hole directly, because the object would be accelerated in orbit along the same spin as the black hole, and would resist falling more than an object that was not affected by frame-dragging.

General relativity has many consequences regarding what happens to stars. It determines that neutron stars, made in supernovae from stars that have consumed all their nuclear fuel, cannot be more massive than about three solar masses. More massive collapsed remnants cannot be neutron stars (they become black holes instead). So far, we have no contradiction.

General relativity also has consequences for the environments of neutron stars and black holes. Material cannot orbit too closely. As opposed to Newtonian law, which permits matter to orbit at any radii, general relativity predicts an innermost stable orbit. Again, so far there is no contradiction. In fact, the Rossi Explorer has determined that one certain black hole is spinning by virtue of an extremely tight, stable orbit &ndash an orbit predicted for a spinning black hole of a given mass. Also, scientists observe quasi-periodic oscillations, or X-ray flickering, that, so far, are best explained by the effects of general relativity and the concept of an innermost stable orbit.

Yet as far as X-ray astronomy has come, scientists have been unable to test general relativity completely. Such an undertaking could point the way to a better theory of gravity, the same way that Einstein's improved upon Newton's theory. The endeavor could also bridge general relativity with quantum theory, an independent pillar of modern physics.

General relativity describes the domain of the large-scale, the force of gravity. Quantum theory, part of the Standard Model, describes the small-scale, the subatomic. The quantum forces are electromagnetic radiation (light, photons), strong forces (the kind that holds together protons and neutrons to form a nucleus), and weak forces (seen in radioactive decay). Gravity, as of yet, does not fit into the Standard Model the so-called graviton, a particle of gravity, has not been found.

Yet gravity does not act alone. General relativity defines this force as the result of mass and energy (united in E=mc 2 ). Mass (matter, atoms) and radiation (photons) are controlled by quantum theory. Thus, the connection between the two theories is indeed logical and tantalizingly close at hand. Particle physicists refine quantum theory with the help of particle accelerators, smashing protons and electrons to reveal the matter and energy within. Astronomers must develop tests to better scrutinize gravity. Future X-ray observatories &ndash some in development, others proposed for launch at the close of the next decade &ndash will move us closer to a black hole, step by step.

One possible future mission, the Micro-Arcsecond X-ray Imaging Mission (MAXIM), is a follow-up to the Rossi Explorer and would provide more precise timing of the X-ray flickering characteristics of neutron stars and black holes. This would reveal fainter features in the quasi-periodic oscillations, which may be a signature of general relativity. MAXIM's mission would include imaging a black hole event horizon. With an image of the event horizon and accretion disk as a point of reference, scientists would be able to determine exactly from where X-rays of varying energies arise. Knowing precise distances from the black hole to X-rays of specific energies would allow for accurate tests of Einstein's math.