Astronomie

Star - binaire Black Hole. Le noyau de l'étoile s'effondre. Le trou noir se développe-t-il immédiatement à partir des neutrinos ?

Star - binaire Black Hole. Le noyau de l'étoile s'effondre. Le trou noir se développe-t-il immédiatement à partir des neutrinos ?

Je lisais comment les supernovae de type II libèrent jusqu'à 99% de leur énergie sous forme de neutrinos. Alors je pensais : supposons qu'il y ait un grand système binaire d'étoiles et de trous noirs, mais les deux n'étaient pas assez proches pour que le BH tire de la masse hors de l'étoile, donc l'étoile vieillit naturellement à la place.

Si l'on était assez près pour observer quand le noyau de l'étoile s'effondre - mais avant que la supernova n'éclate à travers la surface de l'étoile - serait-il possible de voir le trou noir grossir immédiatement sans raison apparente car il dévore les neutrinos de l'étoile compagnon s'effondrer?


Oui. Les neutrinos qui frappent le BH vont s'ajouter à sa masse.

Mais vous pensez peut-être que les neutrinos traversent la supernova naissante sans interaction. Dans un environnement suffisamment dense, les neutrinos fais interagissent, et l'absorption des neutrinos par les couches au-delà du noyau est une source majeure d'énergie qui perturbe l'étoile.

Plus en détail, l'effondrement du noyau se produit par désintégration bêta inverse, où un proton et un électron réagissent pour former un neutron et un neutrino. Cela transforme essentiellement le noyau de fer de l'étoile en neutrons. L'énergie est emportée par les neutrinos et l'absorption de ce énorme le flux de neutrinos par les couches externes entraîne le SN. L'article de Wikipedia a une bonne (mais IMO quelque peu incohérente) une discussion plus longue.

Toujours le beaucoup les neutrinos qui s'échappent le font avant que l'onde de choc ne fasse éclater l'étoile et que l'énergie qu'ils transportent gonfle un BH proche.

Je doute que cela soit facilement observable, cependant. Les BH de masse stellaire sont petit en coupe transversale et n'absorberaient que les neutrinos d'une partie du ciel proportionnelle à leur surface. Si un BH de 10 km était en orbite autour d'une étoile d'un million de km à sa surface, il n'absorberait qu'une partie sur 1010 des neutrinos, produisant environ 10-9 augmentation fractionnelle de la taille. Très difficile à mesurer !

Si vous l'utilisez pour fournir un avertissement précoce de l'effondrement du noyau (peut-être pour que vous puissiez démarrer votre lecteur FTL et sortir de là), c'est assez inutile. Premièrement, le flux de neutrinos est probablement suffisamment élevé pour faire frire les personnes suffisamment proches pour avoir besoin d'un avertissement précoce. Et deuxièmement, si vous êtes assez loin pour ne pas être grillé par les neutrinos, vous avez tout le temps de voir l'étoile gonfler rapidement et se déplacer avant que l'onde de choc relativement lente ne s'approche de vous.


L'ESA repère une explosion de rayons gamma sur un trou noir gobeur d'étoiles

Des astronomes utilisant l'observatoire à rayons gamma Integral de l'ESA ont repéré une éruption massive de rayons gamma dans le centre galactique. Les chercheurs disent que les caractéristiques de l'éruption indiquent qu'il pourrait s'agir d'un système binaire étoile-trou noir extrêmement rare, présentant un comportement qui ne pourrait être observé qu'une ou deux fois en une décennie.

L'explosion a été remarquée lors de l'une des premières de ces sessions d'observation du nouveau programme clé, qui consacre près de quatre semaines du temps d'observation d'Integral à l'observation du centre galactique.

"Le centre galactique est l'une des régions les plus passionnantes pour l'astronomie des rayons gamma car il y a tellement de sources potentielles de rayons gamma", explique Roland Walter, astronome à l'Integral Science Data Center (ISDC) en Suisse, et auteur principal de ces résultats.

Les sursauts gamma sont notoirement de courte durée, un temps de réponse court est donc vital si les scientifiques veulent en savoir plus à leur sujet.

Dans ce cas, cependant, la source de rayons gamma ne s'est pas estompée presque immédiatement. Au lieu de cela, il est devenu de plus en plus brillant au cours des prochains jours. L'événement s'est progressivement estompé au fil des semaines. Cette augmentation et cette diminution de luminosité sont connues sous le nom de courbe de lumière, et en comparant les caractéristiques de la courbe de lumière à d'autres sur le dossier, les astronomes peuvent en déduire beaucoup sur l'événement qu'ils observent.

"Ce n'est qu'au bout d'une semaine que nous avons pu voir la forme de la courbe de lumière et réalisé quel événement rare nous avions observé", explique Walter.

L'équipe avait repéré un binaire étoile-trou noir, où une étoile très semblable à notre soleil est associée à un trou noir. Dans ces systèmes, le trou noir dévore son étoile compagne, l'immense attraction gravitationnelle lui arrachant littéralement la matière couche par couche.

Le matériau forme un disque d'accrétion autour du trou noir. Parfois, pour des raisons qui intriguent encore les astronomes, ce disque s'effondre sur le trou noir, provoquant exactement le genre d'explosion dont a été témoin Integral. ®

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La société de mode French Connection dit "FCUK" alors qu'une violation liée à REvil voit les données de l'entreprise volées

La société de vêtements coquine French Connection, également connue sous le nom de FCUK, est devenue la dernière victime d'un ransomware, avec un gang qui serait lié à REvil ayant pénétré son back-end - s'enfuyant avec une sélection de données internes privées.

Fondée en 1972 par l'actuel PDG Stephen Marks, French Connection s'est fait un nom en adoptant le slogan pas vraiment grossier et honnête "FCUK" dans sa publicité au début des années 2000. Fondée à l'origine en tant que marque de mode féminine de taille moyenne, la société s'est depuis étendue aux vêtements pour hommes, aux montres, aux articles de toilette et même aux lunettes.

Malheureusement, les attaquants censés être liés au gang de ransomware REvil n'avaient pas besoin de telles améliorations optiques pour détecter une vulnérabilité de sécurité dans les systèmes back-end de l'entreprise. En conséquence, ils se sont enfuis avec une mine de données internes à l'entreprise.

Des bases de données d'entreprise déployées dans Kubernetes ? Procédez avec prudence, prévient un analyste chevronné

Un analyste de premier plan a mis en garde les grandes entreprises non technologiques contre les déploiements de bases de données dans Kubernetes, qualifiant l'approche de «technologie émergente» pour les entreprises.

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S'exprimant lors de la conférence Postgres Vision 2021 cette semaine, l'expert chevronné des bases de données a déclaré : « Vous devez vraiment vous assurer que vous utilisez des fonctions bien établies. Vous voulez être conservateur. Kubernetes est open source, donc les mises à jour et les tests et tout ça, suivent un processus formel plutôt lent à partir du moment où la soumission arrive jusqu'à la minuterie qui s'éteint. Kubernetes évolue toujours rapidement. Comme toute technologie : si vous essayez d'engager votre entreprise dans des fonctions qui s'exécutent sur une technologie émergente, vous acceptez certains risques.

L'Inde modifie les lois sur les télécommunications pour devenir une destination de délocalisation encore plus attrayante

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Le cœur des changements permet à ce que l'Inde appelle les « autres fournisseurs de services » (OSP) – un terme qui décrit toute entreprise menée à distance par la voix – d'utiliser des ressources en réseau, tout en supprimant de nombreuses formalités administratives.

Les accords précédents signifiaient que ces entreprises avaient du mal à travailler dans le cadre d'une opération mondiale, car elles étaient obligées d'utiliser une infrastructure de télécommunications en Inde, de fournir des schémas techniques détaillés expliquant comment elles acheminaient les appels dans le cadre d'un processus d'enregistrement onéreux, et ne pouvaient pas partager données avec des entités offshore.

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La publicité en ligne pour le Go-Vi Eradicator 19 prétendait éliminer les méchants aériens et de surface en une fraction de seconde – ce qui, s'il est vrai, ne devrait pas être reniflé. Le problème, c'est que quelqu'un de l'Advertising Standards Authority (ASA) l'a fait.

Le régulateur a examiné de près l'affirmation du fabricant selon laquelle il était « prouvé qu'il détruit les cellules du coronavirus » et a voulu en savoir plus sur ce « système de purification de l'air » qui, selon lui, avait été testé par des laboratoires indépendants.

Une mystérieuse « mise à jour de sécurité » du casier de stockage en nuage de Google Drive rompra les liens vers certains fichiers

Google a informé les administrateurs de sa suite de productivité Workspace qu'il est sur le point d'améliorer la sécurité de son casier de stockage cloud Drive, mais que le correctif rompra les liens vers certains fichiers.

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Le petit détail proposé indique que la mise à jour « modifie les URL de certains fichiers et dossiers de Google Drive. Les nouveaux liens incluent une clé de ressource dans l'URL d'un fichier.

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La réduction du temps de travail imposée par le gouvernement a été introduite en 2018, lorsque l'Assemblée nationale a approuvé un projet de loi supprimant les lois autorisant 68 heures de travail par semaine.

L'ancien régime autorisait les employeurs à exiger que leur personnel travaille pendant 40 heures régulières, 12 heures supplémentaires, puis jusqu'à 16 heures supplémentaires. les weekends.

Le boom des Chromebooks ne survivra pas à la pandémie de COVID-19, selon IDC

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C'est ce que dit le cabinet d'analystes IDC, dans une prévision publiée dans le cadre de son Worldwide Quarterly Personal Computing Device Tracker.

L'équipe d'analystes prévoit que les ventes de Chromebook augmenteront de 33,5% en 2021, avec 43,4 millions d'unités sortant des chaînes de production. Venez 2022, et l'entreprise prédit que les ventes reculeront. C'est tout un renversement par rapport à la croissance de 275% du cabinet d'analystes rival Canalys enregistrée pour les Chromebooks en 2020.

Le télescope spatial Hubble peut désormais dépendre d'un ordinateur qui n'a pas démarré depuis 2009

Le télescope spatial Hubble devra peut-être démarrer un ordinateur de secours qui est en sommeil depuis 2009 pour poursuivre ses opérations.

Les travaux scientifiques de la plate-forme en orbite se sont arrêtés le 13 juin après que l'ordinateur chargé de contrôler les instruments a cessé de répondre à l'ordinateur principal et que ses capteurs ont été mis en mode sans échec par mesure de précaution. Les tentatives de redémarrage du système comme d'habitude ont échoué, laissant le télescope en grande partie inutile.

Au début, la NASA pensait que le problème était dû à un module de mémoire qui avait échoué en raison d'une accumulation de dommages causés par les radiations, ce qui provoquait le blocage de l'ordinateur d'instrumentation. Le passage à un module de mémoire de sauvegarde n'a pas résolu le problème. Maintenant, l'agence affirme que les erreurs de mémoire peuvent être le symptôme d'un autre défaut, plutôt que la cause première, et qu'il est peut-être temps de passer à un ordinateur d'instrument de secours.

Trois choses qui ont disparu : 3,6 milliards de dollars en Bitcoin, une entreprise d'investissement dans la cryptographie, et les deux frères qui la dirigeaient

Jusqu'à 3,6 milliards de dollars en Bitcoin ont disparu d'une société d'investissement sud-africaine en crypto-monnaie ainsi que des deux frères qui la dirigeaient.

Africrypt, dirigé par le fondateur et PDG Raees Cajee et son frère et directeur de l'exploitation Ameer, a affirmé il y a deux mois qu'il avait été piraté et avait dû arrêter ses opérations. Le business a également exhorté ses investisseurs – qui incluraient des célébrités, des riches, etc. – à se taire et à ne pas alerter la police, car cela ferait apparemment dérailler le processus de récupération des pièces volées dans les portefeuilles numériques du business.

Un groupe d'une vingtaine de ces investisseurs a depuis engagé un cabinet d'avocats pour enquêter sur le fiasco, et obtenu des tribunaux sud-africains une ordonnance de liquidation provisoire contre Africrypt. Raees, 21 ans, et Ameer, 17 ans, ont jusqu'en juillet pour faire appel de l'ordonnance, même si nous notons qu'ils ont essentiellement disparu.

Pourquoi l'investissement dans l'infrastructure réseau rapporte de bons dividendes d'apprentissage numérique

Parrainé Début 2021, 10% du total des apprenants inscrits dans le monde sont toujours touchés par des fermetures temporaires d'écoles alors que les gouvernements tentent d'endiguer la propagation de la pandémie de COVID-19, selon les données de l'Institut de statistique de l'UNESCO. De nombreux pays se sont efforcés de mettre en place des systèmes résilients afin que l'apprentissage puisse continuer à se produire n'importe où et à tout moment grâce à l'apprentissage en classe, en ligne ou hybride.

Pour les conseils scolaires, les directeurs d'école et les administrateurs, les priorités doivent se tourner vers les mises à niveau ou les mises à jour du réseau pour favoriser un apprentissage numérique efficace. Plus important encore, ils peuvent évaluer et choisir des solutions d'infrastructure réseau qui aident à récolter de bons dividendes d'apprentissage numérique en transmettant les compétences du 21e siècle, ou les 4C de la créativité, de la pensée critique, de la communication et de la collaboration, en plus des 3R de la lecture, de l'écriture et de l'arithmétique.

Le rôle de l'infrastructure réseau est particulièrement crucial pour soutenir la transition de l'apprentissage numérique à tous les niveaux. Là où l'éducation était autrefois concentrée dans les bâtiments scolaires, elle est désormais accessible partout où les élèves et les enseignants ont une connectivité et un accès à Internet.

Un tribunal européen déclare que YouTube n'est pas automatiquement responsable des utilisateurs qui téléchargent illégalement du matériel protégé par le droit d'auteur

Le principal tribunal européen s'est en partie rangé du côté de YouTube concernant les œuvres protégées par le droit d'auteur publiées illégalement en ligne dans une affaire qui touche à des « divisions profondes » dans la façon dont Internet est utilisé.

L'affaire, Frank Peterson et Elsevier Inc. contre Google LLC et autres, a été portée pour la première fois par le producteur de musique allemand Peterson contre la plate-forme YouTube devant les tribunaux allemands en 2009.

En 2008, un certain nombre d'enregistrements de chansons de l'album Une symphonie d'hiver de la chanteuse Sarah Brightman – sur laquelle il prétendait détenir divers droits – ont été publiés sur YouTube sans sa permission. Des chansons de performances live de la tournée de Brightman ont également été mises en ligne.


Amas d'étoiles

III Associations

III.A Associations OB

Les étoiles les plus massives de la galaxie ne semblent pas se former dans les configurations serrées que représentent les amas ouverts. Au lieu de cela, ils forment des associations dynamiquement fragiles de plusieurs milliers de masses solaires. Certains, comme l'association Sco-Cen, contiennent des amas ouverts (NGC 6231). D'autres, comme Orion, contiennent des systèmes d'étoiles multiples serrés de la variété Trapezium, qui contiennent ∼100 étoiles mais qui au total ont des masses à peu près semblables à celles des très petits amas ouverts. Quelques-uns montrent des preuves non seulement de s'être formés sur une période de temps considérable, de l'ordre de 10 7 ans, mais aussi de se former en séquences (par exemple, Cep OB3 et Ori OB1). De nombreuses associations OB, ces deux groupes étant prototypiques, sont toujours associées à leurs nuages ​​moléculaires et montrent des preuves de la formation continue d'étoiles.

La physique régissant la division entre amas et association n'est pas bien comprise bien qu'il soit clair qu'il existe une hiérarchie continue qui relie la formation d'étoiles à différentes échelles. Une suggestion est que la formation d'étoiles massives arrête la formation continue des objets de la séquence principale inférieure et, en modifiant la structure thermique et dynamique de l'environnement, met un terme à l'activité de formation d'étoiles du système. Un point connexe est que seuls les nuages ​​moléculaires les plus massifs peuvent avoir une masse et une stabilité suffisantes pour permettre la formation d'associations OB, alors que le nuage moyen peut servir de pépinière pour les objets de masse inférieure. Si tel est le cas, les associations OB devraient montrer au même âge que les amas une préférence systématique pour les étoiles supérieures de la séquence principale, un test qui reste à faire. Le problème est qu'il existe peu d'amas ouverts connus par observation optique pour être suffisamment jeunes pour tester cette idée. Au lieu de cela, satellite infrarouge : les observations d'amas avec IRAS et ISO devraient être utilisées pour déterminer la fonction de masse des étoiles se formant actuellement dans des nuages ​​de masse différente.

Une autre caractéristique importante des associations est qu'elles peuvent s'évaporer. En raison des interactions gravitationnelles d'une étoile liée du groupe avec les autres à proximité, il peut parfois y avoir un coup de pied suffisamment important lors d'une rencontre rapprochée pour que l'étoile soit envoyée à une vitesse de fuite ou plus hors du système. La raison principale est que les associations sont plutôt floues, du point de vue de la gravitation, assez distendues même en considérant les masses des étoiles individuelles. La fuite des étoiles des amas produit une contraction du noyau de l'amas, augmentant le taux de rencontres et « chauffant » gravitationnellement les étoiles de l'association. La contraction du noyau de l'association augmente donc, avec une nouvelle augmentation du taux de fuite des étoiles. Cette dissipation par évaporation de l'amas, discutée pour la première fois par S. Chandrasekhar, L. Spitzer et J. Oort dans les années 1940 et 1950, est le principal mécanisme de dissolution des associations.

Il est probable que l'échelle de temps d'évaporation pour les associations soit toujours courte, de l'ordre du temps de la séquence principale pour les étoiles B, et peut être importante pour comprendre le mécanisme de formation de ces systèmes. Les associations Ori OB1 et Cep OB3 ont parmi les âges dynamiques les mieux déterminés, et ceux-ci s'accordent assez bien avec les âges stellaires déduits des modèles évolutifs.

III.B Associations R et T

Si le cluster ouvert ou l'association est toujours lié à la poussière, on l'appelle parfois une association R, pour réflexion . La poussière a la propriété de diffuser, ainsi que d'absorber, la lumière des étoiles. La présence d'étoiles B et A dans une association, en l'absence d'étoiles massives, ne fournit pas un rayonnement UV suffisant pour ioniser l'environnement. Le résultat est que la poussière du voisinage survit, sans formation d'une nébuleuse par émission, qui diffuse alors la lumière des étoiles et forme une nébuleuse diffuse filamenteuse étendue. Ces associations R sont parmi les plus jeunes amas de la galaxie, ayant des âges légèrement supérieurs à ceux des associations OB.

Enfin, si l'association contient des étoiles T Tauri, qui sont des objets pré-séquence principale, elle est parfois appelée association T. Le but de séparer ces groupes était d'attirer l'attention sur l'activité de formation d'étoiles qui leur est associée. Cependant, à la lumière des récentes observations de l'ISO selon lesquelles la formation d'étoiles est présente dans les nuages ​​​​moléculaires liés à de nombreuses ou à la plupart des associations OB de la galaxie, même si elles nous étaient optiquement invisibles, il semble peu de raisons de continuer cette désignation. Les étoiles T Tau sont bien émergées de leur matériau nuageux parent, et l'indication de la formation d'étoiles en cours est mieux fournie par la richesse des sources IR ponctuelles observées comme étant associées à de nombreuses associations OB dans la galaxie.


Here be dragons: Cartographier l'écart de masse

Titre: Les grands imposteurs : extrêmement compacts, fusionnant des étoiles à neutrons binaires dans le fossé de masse se présentant comme des trous noirs binaires
Auteurs: Antonios Tsokaros, Milton Ruiz, Stuart L. Shapiro, Lunan Sun, Kōji Ury
Institutions du premier auteur : Département de physique, Université de l'Illinois à Urbana-Champaign, Urbana, États-Unis
Statut: Accès libre sur ArXiv

L'astronomie des ondes gravitationnelles est un domaine plein de promesses, avec LIGO–Virgo découvrant de nouveaux indices sur un certain nombre de mystères scientifiques, tels que l'origine des éléments lourds et les ancêtres des courts sursauts gamma. L'un de ces mystères est l'absence d'étoiles à neutrons ou de trous noirs observés dans le

Plage de 3 à 5 masses solaires, c'est-à-dire l'écart de masse ‘ qui apparaît comme une bande visiblement vide dans le schéma ci-dessous.

Le schéma montre les masses des trous noirs et des étoiles à neutrons mesurées via des détections d'ondes électromagnétiques ou gravitationnelles.
Il n'y a pas d'observations dans la gamme de 3 à 5 masses solaires. La fusion d'étoiles à neutrons détectée par LIGO-Virgo a produit un objet (indiqué par un point d'interrogation) pesant

2,8 masses solaires, mais on ne sait pas s'il s'agit d'un trou noir ou d'une étoile à neutrons.
[Crédit image : LIGO-Virgo/Frank Elavsky/Northwestern]

Nous ne savons pas actuellement jusqu'à quel point une étoile à neutrons peut devenir massive avant qu'elle ne puisse plus se soutenir. La réponse à cette question dépend de l'équation d'état inconnue qui décrit une matière de densité extrêmement élevée au plus profond d'une étoile à neutrons. À ce jour, la masse d'étoiles à neutrons la plus élevée mesurée est

2,14 masses solaires, tandis que l'événement d'onde gravitationnelle GW170817 suggère une limite supérieure de

2,2 masses solaires. Avec les trous noirs les plus légers pesant à

5 masses solaires, nous nous retrouvons avec une énigme intéressante. N'y a-t-il vraiment pas d'étoiles à neutrons ou de trous noirs de masses intermédiaires, et si oui, pourquoi ? Mais s'ils fais existent, et l'écart de masse n'est pas un écart du tout, pourquoi ne les avons-nous pas vus ?

Un récent événement d'onde gravitationnelle, initialement classé comme une fusion impliquant un objet compact à écart de masse, a finalement semblé nous apporter des nouvelles de cette terra incognita. Cet événement est maintenant considéré comme une première détection passionnante d'un type différent - la fusion d'une étoile à neutrons - un binaire de trou noir impliquant un objet de masse solaire inférieure à 3 et un objet de masse solaire supérieure à 5. Dans tous les cas, le potentiel pour LIGO-Virgo de fermer ou de confirmer l'écart de masse est assez clair. Cependant, identifier sans ambiguïté un objet à écart de masse comme une étoile à neutrons ou un trou noir va être plutôt difficile.

Dans cet esprit, les auteurs de l'article d'aujourd'hui simulent un système d'étoiles à neutrons binaires où les étoiles à neutrons ont une compacité extrêmement élevée et des masses individuelles comprises dans l'écart de masse. La compacité est une mesure de la quantité de masse contenue dans un certain volume. La valeur exacte de la compacité de l'étoile à neutrons dépend de l'équation d'état, mais les valeurs typiques se situent entre 0,1 et 0,2 et la limite supérieure fixée par la causalité (c'est-à-dire exigeant une vitesse du son inférieure à la vitesse de la lumière) est de 0,355. A titre de comparaison, un trou noir de Schwarzschild a une compacité de 0,5. Le but de cet article est de déterminer si un binaire d'étoile à neutrons dans le trou de masse peut être distingué d'un binaire de trou noir dans le trou de masse en se basant uniquement sur le signal d'onde gravitationnelle de la fusion.

Le binaire simulé ici se compose de deux étoiles à neutrons avec une compacité de 0,336 chacune, légèrement inférieure à la limite de causalité et supérieure à la compacité des étoiles à bosons (hypothétiques), ce qui en fait le binaire le plus compact jamais étudié qui n'implique pas de trous noirs. Les étoiles à neutrons individuelles ont une masse au repos de 5,18 masses solaires chacune et des rayons d'environ 10 km, avec environ 500 m de croûte (Figure 1). Même si la séparation initiale de ce binaire est grande par rapport aux binaires d'étoiles à neutrons typiques, les étoiles fusionnent après seulement 1,7 orbite en raison de la masse gravitationnelle élevée impliquée.

Fig. 1. Densité en fonction de la distance le long de l'axe des x pour le système d'étoiles à neutrons binaires. La ligne rouge horizontale correspond à la densité de matière nucléaire (densité du noyau d'un atome). Les régions où le profil de densité est très raide sont proches de la surface de l'étoile à neutrons. Une de ces zones est montrée dans l'encart, où la densité chute fortement des densités nucléaires à zéro. Figure 1 dans le document.

Les auteurs utilisent un code de magnétohydrodynamique général-relativiste pour étudier comment le système binaire évolue avec le temps. Il est numériquement difficile de simuler de petites étoiles à neutrons éloignées les unes des autres en raison de la large gamme d'échelles impliquées. Les auteurs ont dû utiliser des résolutions de grille très élevées pour obtenir des résultats fiables. Figure 2 montre l'évolution du binaire en termes de densité de masse au repos. Habituellement, les étoiles à neutrons sont perturbées par les marées à mesure qu'elles se rapprochent avant de finalement fusionner. Cependant, il est très difficile de délier la matière de ces étoiles à neutrons en raison de leur extrême compacité. Les étoiles à neutrons sont légèrement déformées très près du moment de la fusion, mais il y a essentiellement pas de perturbation des marées. Les surfaces des étoiles à neutrons restent intactes jusqu'à ce qu'elles se touchent, et le système s'effondre immédiatement après, sans aucune étape intermédiaire de fusion pour former un noyau commun.

Figure 2. Evolution du binaire d'étoiles à neutrons au cours du temps. Le troisième panneau montre les étoiles à neutrons déformées par les marées et le quatrième panneau montre la formation d'un objet en forme d'haltère qui s'effondre immédiatement en un trou noir. L'horizon du trou noir apparaît allongé (plus long dans la direction polaire) au lieu de sphérique dans le dernier panneau, mais c'est un effet causé par le choix du système de coordonnées. Figure 2 dans le document.

Les auteurs calculent le signal d'onde gravitationnelle émis et le comparent à l'émission d'une fusion binaire de trous noirs avec la même masse totale (figure 3). La première inspiration est très similaire pour les deux systèmes et les différences ne commencent à apparaître que lorsque les interactions de marée deviennent importantes pour le binaire d'étoiles à neutrons. Les auteurs utilisent deux résolutions différentes pour simuler la fusion d'étoiles à neutrons et constatent que la fusion se produit légèrement plus tôt pour le cas de résolution plus élevée. Il existe également une petite différence de phase entre les signaux pour les deux résolutions différentes. Cependant, la quantité clé est la différence de phase entre la fusion binaire de trous noirs et la fusion binaire d'étoiles à neutrons, qui atteint une valeur maximale d'environ 4 radians. Pour un binaire d'étoile à neutrons typique, cette différence de phase serait supérieure à 20 radians. Les auteurs concluent qu'une différence de 4 radians, bien que mesurable, est peu susceptible de nous aider à faire la distinction entre les binaires des étoiles à neutrons et les binaires des trous noirs dans l'écart de masse, étant donné les incertitudes typiques des propriétés de l'orbite.

Figure 3. Le panneau supérieur montre la déformation des ondes gravitationnelles en fonction du temps tandis que le panneau inférieur montre la phase de la déformation en fonction de la fréquence, jusqu'au moment de la déformation maximale. La courbe rouge correspond au binaire du trou noir. Les courbes bleue et verte correspondent toutes deux au binaire de l'étoile à neutrons et ne diffèrent que par la résolution de la grille. La plus grande différence de phase entre l'étoile à neutrons binaire et les fusions binaires de trous noirs (

4 rads) apparaît dans la plage de fréquences 0,6 – 1 KHz. Figure 3 dans le document.

Il est difficile de croire que les détections d'ondes gravitationnelles sont devenues quelque peu routinières dans les 4 ans suivant la première détection d'ondes gravitationnelles provenant de la fusion des trous noirs. Mais cela signifie également que ce n'est qu'une question de temps avant que nous résolvions le mystère de l'écart de masse. Qu'elle soit réelle ou non, la réponse aura des implications sur la masse maximale des étoiles à neutrons, l'équation d'état des étoiles à neutrons, la ligne séparant les étoiles à neutrons des trous noirs, et même la naissance de ces objets dans des supernovae ou fusions. Continuez à écouter ces gazouillis !


Soit l'étoile à neutrons la plus lourde connue, soit le trou noir le plus léger connu : LIGO-Virgo trouve un objet mystérieux dans le « mass gap »

En août 2019, le réseau d'ondes gravitationnelles LIGO-Virgo a assisté à la fusion d'un trou noir avec 23 fois la masse de notre soleil et d'un objet mystérieux 2,6 fois la masse du soleil. Les scientifiques ne savent pas si l'objet mystérieux était une étoile à neutrons ou un trou noir, mais dans tous les cas, il a établi un record comme étant soit l'étoile à neutrons la plus lourde connue, soit le trou noir le plus léger connu. Crédit : LIGO/Caltech/MIT/R. Blessé (IAPC)

Lorsque les étoiles les plus massives meurent, elles s'effondrent sous leur propre gravité et laissent des trous noirs lorsque des étoiles un peu moins massives meurent, elles explosent en une supernova et laissent derrière elles des restes denses et morts d'étoiles appelées étoiles à neutrons. Pendant des décennies, les astronomes ont été intrigués par le fossé qui sépare les étoiles à neutrons et les trous noirs : l'étoile à neutrons connue la plus lourde n'a pas plus de 2,5 fois la masse de notre soleil, soit 2,5 masses solaires, et le trou noir le plus léger connu mesure environ cinq masses solaires. La question demeurait : y a-t-il quelque chose dans ce soi-disant écart de masse ?

Maintenant, dans une nouvelle étude du Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) de la National Science Foundation et du détecteur Virgo en Europe, les scientifiques ont annoncé la découverte d'un objet de 2,6 masses solaires, le plaçant fermement dans l'écart de masse. L'objet a été trouvé le 14 août 2019, alors qu'il fusionnait avec un trou noir de 23 masses solaires, générant une éclaboussure d'ondes gravitationnelles détectées sur Terre par LIGO et Virgo. Un article sur la détection a été accepté pour publication dans Les lettres du journal astrophysique.

"Nous attendons des décennies pour résoudre ce mystère", déclare la co-auteure Vicky Kalogera, professeure à la Northwestern University. "Nous ne savons pas si cet objet est l'étoile à neutrons connue la plus lourde ou le trou noir le plus léger connu, mais dans tous les cas, il bat un record."

"Cela va changer la façon dont les scientifiques parlent des étoiles à neutrons et des trous noirs", a déclaré le co-auteur Patrick Brady, professeur à l'Université du Wisconsin, Milwaukee, et porte-parole de la collaboration scientifique LIGO. "L'écart de masse peut en fait ne pas exister du tout, mais peut être dû aux limitations des capacités d'observation. Le temps et d'autres observations nous le diront."

La fusion cosmique décrite dans l'étude, un événement baptisé GW190814, a abouti à un trou noir final d'environ 25 fois la masse du soleil (une partie de la masse fusionnée a été convertie en un souffle d'énergie sous forme d'ondes gravitationnelles). Le trou noir nouvellement formé se trouve à environ 800 millions d'années-lumière de la Terre.

Avant que les deux objets ne fusionnent, leurs masses différaient d'un facteur 9, ce qui en fait le rapport de masse le plus extrême connu pour un événement d'onde gravitationnelle. Un autre événement LIGO-Virgo récemment signalé, appelé GW190412, s'est produit entre deux trous noirs avec un rapport de masse d'environ 4:1.

« C'est un défi pour les modèles théoriques actuels de former des paires fusionnantes d'objets compacts avec un rapport de masse aussi élevé dans lequel le partenaire de faible masse réside dans l'écart de masse. Cette découverte implique que ces événements se produisent beaucoup plus souvent que prévu, ce qui en fait un objet de faible masse vraiment intrigant », explique Kalogera. "L'objet mystère peut être une étoile à neutrons fusionnant avec un trou noir, une possibilité excitante attendue théoriquement mais pas encore confirmée par observation. Cependant, à 2,6 fois la masse de notre soleil, il dépasse les prédictions modernes pour la masse maximale des étoiles à neutrons, et peut-être plutôt le trou noir le plus léger jamais détecté."

Ce graphique montre les masses des trous noirs détectés par des observations électromagnétiques (violet), les trous noirs mesurés par des observations d'ondes gravitationnelles (bleu), les étoiles à neutrons mesurées par des observations électromagnétiques (jaune) et les étoiles à neutrons détectées par des ondes gravitationnelles (orange ). GW190814 est mis en évidence au milieu du graphique comme la fusion d'un trou noir et d'un objet mystérieux d'environ 2,6 fois la masse du soleil. Crédit : LIGO-Virgo/ Frank Elavsky & amp Aaron Geller (Northwestern)

Lorsque les scientifiques LIGO et Virgo ont repéré cette fusion, ils ont immédiatement envoyé une alerte à la communauté astronomique. Des dizaines de télescopes terrestres et spatiaux ont suivi à la recherche des ondes lumineuses générées lors de l'événement, mais aucun n'a capté de signal. So far, such light counterparts to gravitational-wave signals have been seen only once, in an event called GW170817. The event, discovered by the LIGO-Virgo network in August of 2017, involved a fiery collision between two neutron stars that was subsequently witnessed by dozens of telescopes on Earth and in space. Neutron star collisions are messy affairs with matter flung outward in all directions and are thus expected to shine with light. Conversely, black hole mergers, in most circumstances, are thought not to produce light.

According to the LIGO and Virgo scientists, the August 2019 event was not seen by light-based telescopes for a few possible reasons. First, this event was six times farther away than the merger observed in 2017, making it harder to pick up any light signals. Secondly, if the collision involved two black holes, it likely would have not shone with any light. Thirdly, if the object was in fact a neutron star, its 9-fold more massive black-hole partner might have swallowed it whole a neutron star consumed whole by a black hole would not give off any light.

"I think of Pac-Man eating a little dot," says Kalogera. "When the masses are highly asymmetric, the smaller neutron star can be eaten in one bite."

How will researchers ever know if the mystery object was a neutron star or black hole? Future observations with LIGO, Virgo, and possibly other telescopes may catch similar events that would help reveal whether additional objects exist in the mass gap.

"This is the first glimpse of what could be a whole new population of compact binary objects," says Charlie Hoy, a member of the LIGO Scientific Collaboration and a graduate student at Cardiff University. "What is really exciting is that this is just the start. As the detectors get more and more sensitive, we will observe even more of these signals, and we will be able to pinpoint the populations of neutron stars and black holes in the universe."

"The mass gap has been an interesting puzzle for decades, and now we've detected an object that fits just inside it," says Pedro Marronetti, program director for gravitational physics at the National Science Foundation (NSF). "That cannot be explained without defying our understanding of extremely dense matter or what we know about the evolution of stars. This observation is yet another example of the transformative potential of the field of gravitational-wave astronomy, which brings novel insights to light with every new detection."


The Tiniest Black Hole In The Milky Way Was Right There All Along

When a black hole and a companion star orbit one another, the star's motion will change over time . [+] owing to the gravitational influence of the black hole, while matter from the star can accrete onto the black hole, resulting in X-ray and radio emissions.

Jingchuan YU/Beijing Planetarium/2019

Searching for black holes is one of the most difficult astronomical games a scientist can play. Emitting no light of their own, it’s only through their indirect effects that we can know of their existence. Some black holes act as gravitational lenses, distorting and magnifying the light emitted from background objects, revealing their existence. Others rip nearby matter apart, creating electromagnetic emissions ranging from radio waves to X-ray light. And some black holes merge together with others, leading to gravitational waves that ripple across the Universe.

But the very first method we ever developed for finding black holes was to look for stars with a massive but unseen binary companion. When black holes orbit a large star, they can siphon mass off of them, leading to the emission of X-rays, which we can then detect. This led to the discovery of Cygnus X-1, the first black hole known to humanity. But having a black hole companion could lead to other consequences that affect the light of the normal star. In a first, astronomers think they’ve used those telltale signals to identify the closest, lightest-mass black hole in the entire Milky Way, so far. Here’s the story of this cosmic unicorn.

Une illustration d'un espace-temps fortement courbé pour une masse ponctuelle, qui correspond à la physique . [+] scénario d'être situé en dehors de l'horizon des événements d'un trou noir. Au fur et à mesure que vous vous rapprochez de l'emplacement de la masse dans l'espace-temps, l'espace devient plus incurvé, menant finalement à un emplacement à partir duquel même la lumière ne peut s'échapper : l'horizon des événements. Le rayon de cet emplacement est défini par la masse, la charge et le moment angulaire du trou noir, la vitesse de la lumière et les seules lois de la relativité générale.

Utilisateur de Pixabay JohnsonMartin

One of the biggest challenges for astronomers is answering the most basic astronomical question of all, “what’s out there in the Universe?” Instinctively, if we want to know the answer, we’d simply look out into space and record what we see, but that would lead to a biased answer. For example, if we were to look at the stars we can see in the night sky, we’d discover that a large fraction of them were bright, blue, young, and relatively far away: hundreds or thousands of light-years distant. In reality, most of the stars that are out there are dim, red, old, and exist at all distances they’re simply more difficult to see. In fact, the closest star to our Sun, Proxima Centauri, wasn’t discovered until the 20th century it’s so intrinsically faint that it’s barely been known for 100 years.

For black holes, the story is similar. We see their presence when they have a binary companion star that gives up mass that then accretes onto the black hole, resulting in the emission of X-rays. They reveal themselves to us when they merge with other black holes, emitting gravitational waves that our detectors, like LIGO and Virgo, can pick up. But these are cosmic rarities, and don’t represent the majority of black holes that must be out there. They’re just the easiest ones to proverbially “see.”

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This plot shows the masses of all compact binaries detected by LIGO/Virgo, with black holes in blue . [+] and neutron stars in orange. Also shown are stellar mass black holes (purple) and neutron stars (yellow) discovered with electromagnetic observations. All told, we have more than 50 observations of gravitational wave events corresponding to compact mass mergers.

LIGO/VIrgo/Northwestern Univ./Frank Elavsky

If we could somehow know about the existence of every black hole in the Milky Way, that would teach us an enormous amount of information about the past and present of our Universe. If we could measure each black hole that were out there — and know information about it, like perhaps its mass and/or its age — we could gain a tremendous set of knowledge. In particular, we would learn:

  • about the history of massive stars that formed in the galaxy’s past,
  • what fraction of stars that once existed led to the formation of black holes,
  • what the mass range and distribution of these black holes are,
  • and whether black holes are more likely to form from single-star, binary-star, or many-star systems.

Because black holes are typically so electromagnetically quiet, emitting no light of their own, we have to rely on the influence of the other objects surrounding them to reveal their presence. But even in the absence of gravitational waves or large X-ray (or radio) signals coming from them, there may be a way to know that they’re there.

From the beginning of the event, which includes the brightening of the background star, the . [+] distortion of its position, and the appearance of a second light source, until the end, only 42 minutes elapsed. Imaging the same object repeatedly just minutes or hours apart is essential for catching these extremely rapid microlensing events.

Jan Skowron / Astronomical Observatory, University of Warsaw

When we look at the individual stars we find in the night sky, most of them appear just as that: as individual points of light. But appearances can be deceiving. When we look more closely at the stars we see, we find that only about half of them are actually stars like our Sun: single stars. The other 50% of stars are bound up as part of multi-star systems, with binary systems being the most common, but trinaries, quaternaries, and higher representing a significant fraction of what’s out there.

Each star — to the best of our astronomical knowledge — has its eventual fate largely determined by the mass it was born with. (Although yes, environmental interactions can alter that fate, and sometimes do.) The more massive stars will burn through their fuel faster, swell into a red giant in short amounts of time, and then, if they’re massive enough, begin fusing carbon in their core. Once that process begins, the star quickly burns through the subsequently produced nuclear fuel extremely quickly, before (typically) ending its life in a type II supernova.

The anatomy of a very massive star throughout its life, culminating in a Type II Supernova. At the . [+] end of its life, if the core is massive enough, the formation of a black hole is absolutely unavoidable.

Nicole Rager Fuller for the NSF

For the less massive stars that undergo a type II supernova, a neutron star will be the result. Neutron stars are typically only about 10-20 kilometers across, but have similar masses to our entire Sun. It’s as though nature took the equivalent of a full-grown star, all on its own, and compressed it so tightly that:

  • the electrons that orbited atoms got “pressed” into their atomic nuclei,
  • the energies were so large that the electrons fused with protons, producing neutrons and neutrinos,
  • those neutrons became bound together through the strong nuclear force,
  • with so much gravitational binding energy that they cannot radioactively decay,
  • leading to an object that’s even denser than a uranium atom’s nucleus, but with the physical size of a large city.

If the core of a massive star is up to a little more than twice the mass of the Sun — requiring an initial total mass of about

15 solar masses or so — then a neutron star will be the expected fate.

One of the most important contributions of Roger Penrose to black hole physics is the demonstration . [+] of how a realistic object in our Universe, such as a star (or any collection of matter), can form an event horizon and how all the matter bound to it will inevitably encounter the central singularity.

Nobel Media, The Nobel Committee for Physics annotations by E. Siegel

But at higher masses, that dense ball of neutrons will become unstable. Somewhere, near the very center of this object, enough mass gets concentrated into a minuscule volume that no signals — not even at the speed of light — can successfully travel from an interior region to a more outer region: the escape velocity is simply too great. When this occurs, an event horizon forms, which leads to the formation of an astrophysical black hole.

Beyond a certain mass threshold, both for the initial star and for a remnant like a neutron star, the eventual formation of a black hole becomes inevitable.

If the black hole arises from a singlet star system, there won’t be any possibility of seeing the telltale signals that teach us about the presence of black holes. Without a binary companion, there can be no mass siphoning, no inspiraling and merging, and no emission of X-rays or radio waves. Our only realistic hope of observationally detecting this population of black holes, in fact, is from either observing their gravitational effects on background light or from their effects on a randomly-passing star. If a star traveling through interstellar space happens to pass too close to the black hole, it can potentially result in a tidal disruption event, tearing the star apart and causing a spectacularly bright, transient burst of light.

When a star or stellar corpse passes too close to a black hole, the tidal forces from this . [+] concentrated mass are capable of completely destroying the object by tearing it apart. Although a small fraction of the matter will be devoured by the black hole, most of it will simply accelerate and be ejected back into space.

Illustration: NASA/CXC/M.Weiss X-ray (top): NASA/CXC/MPE/S.Komossa et al. (L) Optical: ESO/MPE/S.Komossa (R)

But if your black hole is a member of a multi-star system, you might not need to get as lucky. Yes, there are the X-ray emitting binaries, where one member is a black hole, but those are the vast minority. Black holes only interact and are active when three conditions are met:

  1. the system is compact, meaning in a very tight, fast orbit,
  2. the stellar member is large and diffuse, in an evolved giant or supergiant stage in its life,
  3. and when mass transfer is actively occurring.

This is an extreme minority of binary systems, even of binary systems including black holes. In most instances where one object is a star and another is a black hole, that system will be "quiet" in the signals we normally use to reveal them.

The place that makes the most sense to start our search would be in a system where these three conditions are almost met. A system with a compact, tight orbit, where one star is on the larger side, could have the other member actually be a black hole. There’s only one problem. We already would have categorized it that system as being something else, an eclipsing binary.

Even with the incredible resolutions achieved by modern telescopes, many star systems appear as only . [+] a single point of light. Yet some of them are binary, trinary, or even more complex star systems. We have to use more than just 'resolving power' to correctly identify what's present in our Universe.

European Southern Observatory/P. Crowther/C.J. Evans

Sometimes, the stars that we look at, even with the most powerful telescopes we have, only appear as a single point of light in the sky. We cannot resolve them as anything other than one point, even though there may actually be two or more members inside.

You might wonder, upon reading that, “how can we know that there’s actually a second object in there?”

The answer is straightforward: the brightness coming from those stars will vary in a particular way over time. When the two stars are separated from one another along our line-of-sight, we see the full disk of both of them, meaning we get 100% of the light we typically receive from both stars. But when there’s a partial or complete overlap, the disk of one star blocks the light from the other, and we see a “dip” in the amount of light we get.

This periodic behavior reveals the presence of an eclipsing binary: an exciting find for stellar astronomers and a troublesome source of noise for exoplanet hunters. But, under the right conditions, there could also be a third explanation for this behavior: a binary system where one member is a black hole.

Cygnus X-1, at left, is an X-ray emitting black hole orbiting another star. Located

6,000 . [+] light-years away in the constellation of Cygnus, it was the first black hole candidate, later confirmed to be a black hole, observed in the Universe: in 1964. Its X-ray emissions, from siphoning matter from its companion, are extremely bright, but quiet black hole binaries should be far more common.

Optical: DSS Illustration: NASA

We know, astronomically, how stars work. If you have a star of a certain mass, we know what its brightness ought to be, particularly if we know where it is in its stellar life cycle. Similarly, we know how gravity works, and when we see a star orbiting another one, we can infer the masses in the system from the motion of the luminous object(s) through space.

What you’d want to look for, then, is a system that’s been classified as an eclipsing binary, but where one star supplies virtually all of the light compared to the other, and where the other one is more massive than about 2.5-to-2.75 solar masses, ruling out the possibilities that it’s a white dwarf or a neutron star. In such a case, you’d not only expect the faint object to be a black hole, but you’d have another test you could perform: looking for a low, but non-zero level of X-ray emissions, suppressed by a factor of about

1 billion over the active binary black holes.

In January of 2021, Tharindu Jayasinghe led a new study, using precisely this method to identify what’s now the closest, lowest-mass black hole candidate in the entire Milky Way: a black hole orbiting the red giant star V723 Monocerotis, a star in the constellation of Monoceros, the unicorn. Instead of a star, this red giant appears to be orbiting a black hole of 3.0 solar masses, with X-ray emissions that are just one-billionth of the maximum brightness you’d expect from the accretion of matter. It’s just

1500 light-years away, making it the second closest black hole presently known, and at 3.0 solar masses, would be the lightest black hole ever found in our galaxy.

When stars orbit a black hole, the gravitational effects of the black hole can alter the observed . [+] wavelength of the light we see, while the orientation can lead to an 'eclipsing' phenomenon that changes the amount and type of light we observe. Combined with low levels of X-ray emissions, we can be confident that some giant stars in previously identified eclipsing binary systems are orbiting black holes instead.

Our view of the Universe is always going to be plagued by this simple fact: the easiest things to see with the methods we have of looking are going to be the things we see the most of. But that doesn’t necessarily tell us what’s actually out there. To detect objects that may be abundant but that aren’t immediately apparent, we have to identify what signals would actually reveal them, and then interrogate the Universe in precisely that fashion. When we do it successfully, we can wind up finding objects we’d never have revealed otherwise.

For generations, astronomers have wondered where all the expected black holes in the Universe are. They’ve wondered just how low in mass they can get, and what types of star systems possess them. With this new information about the red giant star V723 Monocerotis, and its three-solar-mass, non-luminous but light-blocking companion that emits a small amount of X-rays, we’ve likely uncovered the tip of a cosmic iceberg here. Black holes are likely abundant at these low masses in binary systems, and may make up a substantial fraction of systems that had previously been identified as eclipsing binaries.

Sometimes, the biggest discoveries come by taking a closer look at the things you already know about. The Milky Way’s lowest-mass black hole, just three times the mass of our Sun, has just been revealed, and it’s only 1500 light-years away. Perhaps, with similar techniques, we might finally uncover just what kinds of stars lived-and-died in our Milky Way throughout its entire history.


Looking for the light

These stellar detonations create a huge amount of light for a short amount of time. On Earth, researchers hoping to study such fleeting but fiery events have to look out for points of light that suddenly appear in the night sky.

Originally this was done by eye, and some amateur astronomers still search for supernovae at the eyepiece, but most professional supernova surveys nowadays use automated systems to image the sky, searching for ‘stars’ that weren’t there the night before.

Not everything they find is an exploding star, however.

Some explosions are dimmer nova, where the interaction between a pair of stars causes one to temporarily flare up.

And in August 2017, researchers observed a kilonova for the first time, a much brighter explosion caused by the collision between two neutron stars.

These are thought to be the origin of all naturally occurring elements heavier than iron.

To uncover what kind of nova an explosion might be, researchers have to watch how the light from the bright, new object changes.

But they need to be quick.

After the explosion the light quickly fades from view, so once a new supernova is found astronomers immediately notify all the telescopes in the world that might be able to observe the star.

Together they take brightness measurements across every possible wavelength and use spectroscopy to pick out which elements were present in the star when it exploded.

These elements don’t just disperse into the Universe, but instead form a type of nebula called a supernova remnant.

These nebulae are rich in hydrogen gas, which clumps together to form the next generation of stars.

Meanwhile, the heavy elements coalesce together, eventually forming planetary systems around the stars in the nebula.

By studying supernovae, researchers not only grow to understand the life cycles of these massive stars, but also the origins of the planets too.


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In the 1980s, the term hypernova was used to describe a theoretical type of supernova now known as a pair-instability supernova. It referred to the extremely high energy of the explosion compared to typical core collapse supernovae. [1] [2] [3] The term had previously been used to describe hypothetical explosions from diverse events such as hyperstars, extremely massive population III stars in the early universe, [4] or from events such as black hole mergers. [5]

GRBs were initially detected on July 2, 1967 by US military satellites in high orbit, which were meant to detect gamma radiation. The US had suspected the USSR of conducting secret nuclear tests despite signing the Nuclear Test Ban Treaty of 1963, and the Vela satellites were capable of detecting explosions behind the moon. The satellites detected a signal, but it was unlike that of a nuclear weapon signature, nor could it be correlated to solar flares. [6] Over the next few decades, the GRBs posed a compelling mystery. Gamma rays require highly energetic events to be produced, yet GRBs could not be correlated to supernovae, solar flares, or any other activity in the sky. Their brevity made them difficult to trace. Once their direction could be determined, it was found that they were evenly spread across the sky. Thus they were not originating in the Milky Way or nearby galaxies, but from deep space.

In February 1997, Dutch-Italian satellite BeppoSAX was able to trace GRB 970508 to a faint galaxy roughly 6 billion light years away. [7] From analyzing the spectroscopic data for both the GRB 970508 and its host galaxy, Bloom et al. concluded in 1998 that a hypernova was the likely cause. [7] That same year, hypernovae were hypothesized in greater detail by Polish astronomer Bohdan Paczyński as supernovae from rapidly spinning stars. [8]

The usage of the term hypernova from the late 20th century has since been refined to refer to those supernovae with unusually large kinetic energy. [9] The first hypernova observed was SN 1998bw, with a luminosity 100 times higher than a standard Type Ib. [10] This supernova was the first to be associated with a gamma-ray burst (GRB) and it produced a shockwave containing an order of magnitude more energy than a normal supernova. Other scientists prefer to call these objects simply broad-lined type Ic supernovae. [11] Since then the term has been applied to a variety of objects, not all of which meet the standard definition for example ASASSN-15lh. [12]

Hypernovae are now widely accepted to be supernovae with ejecta having a kinetic energy larger than about 10 52 erg , an order of magnitude higher than a typical core collapse supernova. The ejected nickel masses are large and the ejection velocity up to 99% of the speed of light. These are typically of type Ic, and some are associated with long-duration gamma-ray bursts. The electromagnetic energy released by these events varies from comparable to other type Ic supernova, to some of the most luminous supernovae known such as SN 1999as. [13] [14]

The archetypal hypernova, SN 1998bw, was associated with GRB 980425. Its spectrum showed no hydrogen and no clear helium features, but strong silicon lines identified it as a type Ic supernova. The main absorption lines were extremely broadened and the light curve showed a very rapid brightening phase, reaching the brightness of a type Ia supernova at day 16. The total ejected mass was about 10 M and the mass of nickel ejected about 0.4 M . [13] All supernovae associated with GRBs have shown the high-energy ejecta that characterises them as hypernovae. [15]

Unusually bright radio supernovae have been observed as counterparts to hypernovae, and have been termed "radio hypernovae". [16]

Models for hypernova focus on the efficient transfer of energy into the ejecta. In normal core collapse supernovae, 99% of neutrinos generated in the collapsing core escape without driving the ejection of material. It is thought that rotation of the supernova progenitor drives a jet that accelerates material away from the explosion at close to the speed of light. Binary systems are increasingly being studied as the best method for both stripping stellar envelopes to leave a bare carbon-oxygen core, and for inducing the necessary spin conditions to drive a hypernova.

Collapsar model Edit

The collapsar model describes a type of supernova that produces a gravitationally collapsed object, or black hole. The word "collapsar", short for "collapsed star", was formerly used to refer to the end product of stellar gravitational collapse, a stellar-mass black hole. The word is now sometimes used to refer to a specific model for the collapse of a fast-rotating star. When core collapse occurs in a star with a core at least around fifteen times the sun's mass ( M )—though chemical composition and rotational rate are also significant—the explosion energy is insufficient to expel the outer layers of the star, and it will collapse into a black hole without producing a visible supernova outburst.

A star with a core mass slightly below this level—in the range of 5–15 M —will undergo a supernova explosion, but so much of the ejected mass falls back onto the core remnant that it still collapses into a black hole. If such a star is rotating slowly, then it will produce a faint supernova, but if the star is rotating quickly enough, then the fallback to the black hole will produce relativistic jets. The energy that these jets transfer into the ejected shell renders the visible outburst substantially more luminous than a standard supernova. The jets also beam high energy particles and gamma rays directly outward and thereby produce x-ray or gamma-ray bursts the jets can last for several seconds or longer and correspond to long-duration gamma-ray bursts, but they do not appear to explain short-duration gamma-ray bursts. [17] [18]

Binary models Edit

The mechanism for producing the stripped progenitor, a carbon-oxygen star lacking any significant hydrogen or helium, of type Ic supernovae was once thought to be an extremely evolved massive star, for example a type WO Wolf-Rayet star whose dense stellar wind expelled all its outer layers. Observations have failed to detect any such progenitors. It is still not conclusively shown that the progenitors are actually a different type of object, but several cases suggest that lower-mass "helium giants" are the progenitors. These stars are not sufficiently massive to expel their envelopes simply by stellar winds, and they would be stripped by mass transfer to a binary companion. Helium giants are increasingly favoured as the progenitors of type Ib supernovae, but the progenitors of type Ic supernovae is still uncertain. [19]

One proposed mechanism for producing gamma-ray bursts is induced gravitational collapse, where a neutron star is triggered to collapse into a black hole by the core collapse of a close companion consisting of a stripped carbon-oxygen core. The induced neutron star collapse allows for the formation of jets and high-energy ejecta that have been difficult to model from a single star. [20]


Crab Nebula

    One of best studied supernova remnants is the Crab Nebula

About 1800 pc (or about 5900 light-years) from Earth with an angular diameter about one-fifth of the moon

Explosion appeared in sky in 1054

So brilliant ancient Chinese and Middle Eastern astronomers reported its brightness exceeded that of Venus

    If M<3M SUN , degenerate-neutron pressure will hold up weight of star.

1st pulsar discovered in 1968 by Jocelyn Bell, Cambridge U. (England) graduate student.


Seeing One Example Of Merging Neutron Stars Raises Five Incredible Questions

Neutron stars, when they merge, can exhibit gravitational wave and electromagnetic signals . [+] simultaneously, unlike black holes. But the details of the merger are quite puzzling, as the theoretical models don't quite match what we've observed.

Dana Berry / Skyworks Digital, Inc.

On August 17th, both the light and the gravitational wave signals from inspiraling-and-merging neutron stars reached Earth, where both were detected, for the first time, by humans. The inspiral phase was seen for approximately 30 seconds in the LIGO and Virgo detectors, lasting more than 100 times as long as some of the earlier gravitational wave signals. This was the closest direct gravitational wave signal ever seen, at just 130 million light years away. While the observations gave rise to a tremendous suite of information, from a gamma-ray burst just 1.7 seconds after the merger to an optical and ultraviolet counterpart that lasted for days before fading away to a radio afterglow, a new challenge arises: making theoretical sense of it all.

Just hours after the gravitational wave signal arrived, optical telescopes were able to hone in on . [+] the galaxy home to the merger, watching the site of the blast brighten and fade in practically real-time.

P.S. Cowperthwaite / E. Berger / DECam

I sat down with Chris Fryer of Los Alamos National Laboratory, a specialist in supernovae, neutron stars, and gamma ray bursts, who works on the theoretical side of these objects and events. There was very little expectation that LIGO and Virgo were going to see a merger at this early stage in the project, just two years after the first successful detection and well before reaching design sensitivity. Yet not only did they see it, they were able to use the data to pinpoint the precise location of the merger, resulting in the incredible multiwavelength follow-up that's brought us so many surprises.

With so much information, much of it surprising, coming from the discovery, there are dozens of new papers out already trying to make sense of what we've seen. Here are the five biggest new questions the discovery raises.

An inspiral and merger of two neutron stars illustration only. The event rate of these objects is . [+] still unknown, but the first direct detection suggests they're far higher than previous estimates.

1.) What is the rate at which neutron star-neutron star mergers occur? Before this event was observed, we had two ways of estimating how frequently two neutron stars would merge: from measurements of binary neutron stars in our galaxy (such as from pulsars), and from our theoretical models of star formation, supernovae, and their remnants. That gave us a mean estimate of around 100 such mergers every year within a cubic gigaparsec of space.

Thanks to the observation of this event, we now have our first observational rate estimate, and it's about ten times larger than we expected. We thought we would need LIGO to reach its design sensitivity (it's only halfway there) before seeing anything, and then on top of that we thought that pinpointing the location in at least 3 detectors would be unlikely. Yet we not only got it early, we localized it on the first try. So now the question is, did we just get lucky by seeing this one event, or is the true event rate really so much higher? And if it is, then what is it about our theoretical models that are so wrong? While LIGO spends the next year upgrading, theorists will have a little bit of time to try and figure out why.

In the aftermath of a neutron star-neutron star merger, the disk of matter surrounding the . [+] post-merger object is responsible for a huge amount of ejecta, if the central remnant can drive it appropriately.

2.) What causes so much matter to be ejected from a merger like this? Our best theoretical models predicted, for neutron star-neutron star mergers such as this, there would be a bright light signal in the ultraviolet and optical parts of the spectrum for about a day, and then it would dim and fade away. But instead, it lasted two days before beginning to dim, telling us that much, much more matter was ejected during this merger than we had anticipated. While this bright glow lasting so long indicates that perhaps 30 to 40 Jupiter-masses worth of material was blown off from the winds in a disk around these stars, the estimates from our best models ranged from half that to as little as an eighth of that figure.

So why are these wind ejecta so uncertain? In order to simulate such a merger, you need to incorporate a lot of different physics, including:

  • hydrodynamics,
  • general relativity,
  • magnetic fields,
  • the equation of state for matter at nuclear densities,
  • the interactions with neutrinos,

and much more. Various codes model these components at varying levels of sophistication, and we are not entirely sure which component(s) are responsible for these winds and the ejecta. Getting this right is a challenge for theorists, and one we'll have to rise to now that we've actually measured a neutron star-neutron star merger for the first time. and gotten quite a surprise.

In the final moments of merging, two neutron stars don't merely emit gravitational waves, but a . [+] catastrophic explosion that echoes across the electromagnetic spectrum. Whether the product is a neutron star or a black hole, or some exotic in-between, transitional state is still up for debate.

University of Warwick / Mark Garlick

3.) Did this merger produce a hypermassive neutron star? In order to get enough mass loss out of the neutron star merger, you need for the product of this merger to generate enough energy of the proper type to blow off this much matter from a surrounding disk. Based on the gravitational wave signal observed, this merger produced an object of 2.74 solar masses, which is significantly above the 2.5 solar mass maximum we expect for a non-rotating neutron star. That is to say, if nuclear matter behaves the way we expect it does, then even if the inspiral of the two neutron stars should have resulted in a black hole.

A neutron star is one of the densest collections of matter in the Universe, but there is an upper . [+] limit to their mass. Exceed it, and the neutron star will further collapse to form a black hole.

If the core of this object, post-merger, collapsed to a black hole immediately, though, there would be no ejecta! If, instead, it became a hypermassive neutron star, it should have been rotating extremely rapidly, as a large amount of angular momentum could raise that maximum mass limit by 10-15%. Le problème? If we had a hypermassive neutron star spinning so rapidly, we'd expect that it would be a magnetar, with an incredibly strong magnetic field some quadrillion times stronger than the fields we have at the surface of the Earth. But magnetars lose their spin very quickly, and should collapse into a black hole in about 50 milliseconds, while the detailed calculations of the magnetic fields, viscosity, and heating that drives the wind ejecta indicates that hundreds of milliseconds are needed to reproduce these observations.

Something is fishy here. Either we have a rapidly rotating neutron star that, for some reason, is not a magnetar, or we had ejecta for hundreds of milliseconds and our physics doesn't add up the way we think it should. No matter what, it's likely that, at least for a time, we had a hypermassive neutron star, while it's also likely that we have a black hole today. If both of these are true, it means this would be the most massive neutron star and the least massive black hole we've ever found!

We knew that when two neutron stars merge, as simulated here, they create gamma-ray burst jets, as . [+] well as other electromagnetic phenomena. But whether you produce a neutron star or a black hole, as well as how much of a UV/optical counterpart is produced, should be strongly mass-dependent.

NASA / Albert Einstein Institute / Zuse Institute Berlin / M. Koppitz and L. Rezzolla

4.) If these neutron stars had been more massive, would the merger have been invisible? There's a limit to how massive neutron stars can be, as if you add more and more mass onto them, you go directly to a black hole. Cette

2.5 solar mass limit for non-rotating neutron stars means that if the total mass of the merger is under that, you'll almost certainly wind up with a neutron star after the merger, which should result in a stronger, longer ultraviolet and optical signal than what we saw with this event. On the other hand, if you get up above around 2.9 solar masses, then you should form a black hole immediately post-merger, with potentially no ultraviolet and optical counterpart.

Somehow, our very first neutron star-neutron star merger came right in this in-between range, where you can have a hypermassive neutron star that creates ejecta and an ultraviolet/optical signal for a short period of time. Do the lower-mass mergers wind up forming stable magnetars? Do the higher-mass ones go directly to black holes, and merge invisibly in these visible-ish wavelengths? And how rare or common are those three categories of merger products: normal neutron star, hypermassive neutron star, or direct black hole? After another year, LIGO and Virgo will start returning the answer, meaning theorists have only a year to get their simulations right to make better predictions.

Artist’s illustration of two merging neutron stars. The rippling spacetime grid represents . [+] gravitational waves emitted from the collision, while the narrow beams are the jets of gamma rays that shoot out just seconds after the gravitational waves (detected as a gamma-ray burst by astronomers). We now know that collimated gamma-ray jets are not the full story.

NSF / LIGO / Sonoma State University / A. Simonnet

5.) What causes gamma-ray bursts to be so bright in so many directions, not in a cone? This one's a bit of a head-scratcher. On the one hand, this event confirmed what had long been suspected but never been proven: that merging neutron stars do, in fact, cause a short gamma ray burst. But what we had always expected was that gamma ray bursts would only emit gamma rays in a narrow cone-like shape, perhaps 10-15 degrees in diameter. Yet we know, from the orientation of the merger and the magnitude of the gravitational waves, that the gamma ray burst was off by about 30 degrees from our line-of-sight, yet we saw a significant gamma ray signal all the same.

The nature of what we know gamma ray bursts to be is changing. While future observations of merging neutron stars will help guide the way, the challenge for theorists is to explain why the physics of these objects is so different from what our models had predicted.

This color-coded periodic table groups elements by how they were produced in the universe. Hydrogen . [+] and helium originated in the Big Bang. Heavier elements up to iron are generally forged in the cores of massive stars. The electromagnetic radiation captured from GW170817 now confirms that elements heavier than iron are synthesized in large amounts the aftermath of neutron star collisions.

Bonus: How opaque/transparent are these heavy elements? When it comes to the heaviest elements in the periodic table, we know now that neutron star mergers are what generates the overwhelming majority of them: not supernovae. But to get the spectra of these heavy elements from over 100 million light years away, you also have to understand their opacities. This involves understanding the atomic physics transitions of the electrons in the atoms' orbitals, and how that plays out in an astronomical setting. For the first time, we have an environment for testing the overlap of astronomy with atomic physics, and both follow-up observations and subsequent mergers should enable us to learn the answer to the opacity/transparency question, too.

What we perceive as a gamma ray burst is now known to have its origin in merging neutron stars, . [+] which expel matter into the Universe, creating the heaviest elements known, and, we think (in this case), also giving rise to a black hole in the end.

It's eminently possible that neutron star-neutron star mergers are happening all the time, and that when LIGO achieves its design sensitivity, we'll find perhaps a dozen of them every year. But it's also possible that this one event was an extreme rarity, and we'll be lucky to see one of them per year, even after the current upgrade. We've already learned that neutron stars are very close to a point source (or the gravitational wave signal would deviate), that merging neutron stars indeed produce short gamma ray bursts, and that there's lots of physics to work out to correctly model how these mergers work. Over the next decade, theorists and observers will strive to find the answers to these questions, and quite possibly, others that we aren't informed enough to ask just yet.

The future of astronomy is upon us. Gravitational waves are now another, completely independent way to survey the sky, and by correlating the gravitational wave sky with traditional astronomy, we're poised to answer questions that we didn't even know we should be asking a week ago.


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