Astronomie

Les naines blanches peuvent-elles aussi avoir des disques d'accrétion ?

Les naines blanches peuvent-elles aussi avoir des disques d'accrétion ?

Les étoiles à neutrons et les trous noirs peuvent avoir des disques de matière accrété car ils ont une attraction gravitationnelle extrêmement élevée. Alors que les naines blanches n'ont pas une gravité aussi élevée, la leur est bien sûr aussi extrêmement forte. Un disque d'accrétion peut-il aussi se former autour d'une naine blanche ?


Oui. On les appelle variables cataclysmiques.


La formation du disque de débris des étoiles naines blanches retardée

Le concept de cet artiste montre un disque de débris nain blanc. Crédit : NASA/JPL-Caltech.

Les naines blanches, les noyaux brillants des étoiles mortes, hébergent souvent des disques de débris poussiéreux. Cependant, ces disques de débris n'apparaissent que 10 à 20 millions d'années après la violente phase de géante rouge de l'étoile. Un nouvel article du chercheur du Planetary Science Institute, Jordan Steckloff, explique la raison de ce retard.

"Quand une étoile similaire en masse au soleil manque de combustible nucléaire, elle se développe d'abord vers l'extérieur en une géante rouge. À la fin de la vie de notre propre soleil, elle se développera en une géante rouge qui enveloppe et détruit les planètes les plus intimes : Mercure , Vénus et probablement la Terre. Au cours de cette phase, les étoiles géantes rouges perdent également une grande partie de leur masse, avant de finalement s'effondrer en une naine blanche, une boule de carbone et d'oxygène de la taille de la Terre avec la moitié de la masse du soleil. déstabilise les orbites de toutes les planètes restantes, qui peuvent à leur tour disperser des astéroïdes, en projetant certains d'entre eux vers la naine blanche hôte." a déclaré Steckloff, auteur principal de "How Sublimation Delays the Onset of Dusty Debris Disk Formation Around White Dwarf Stars", publié dans le Lettres de revues astrophysiques. La scientifique principale du PSI, Elisabeth R. Adams, est co-auteur.

Des disques de débris se forment lorsque des corps planétaires tels que ces astéroïdes se rapprochent trop de leur étoile hôte, la naine blanche, dont les forces de marée peuvent les pulvériser en poussière. Par conséquent, les jeunes naines blanches chaudes, qui hébergent des systèmes planétaires déstabilisés, devraient former rapidement des disques de débris poussiéreux. Cependant, les observations montrent que les disques de débris poussiéreux ne se forment qu'après un long délai.

"Nous avons constaté que ce retard est dû au fait que ces jeunes naines blanches sont extrêmement chaudes. Si chaudes que toute poussière qui se forme à partir d'un astéroïde perturbé par les marées se vaporise et se dissipe rapidement. Nous avons constaté que cette poussière ne cesse de se vaporiser qu'après que la naine blanche a eu le temps suffisamment refroidi, à une température de surface d'environ 27 000 degrés kelvin (48 000 degrés Fahrenheit). Cette température est en accord avec les observations de ces systèmes de naines blanches, tous les disques de débris poussiéreux se trouvent autour de naines blanches plus froides que cette température critique », a déclaré Steckloff.

"Notre système solaire suivra ce destin dans quelques milliards d'années, lorsque le soleil manquera de carburant, se développera en une géante rouge puis s'effondrera finalement en une naine blanche", a déclaré Steckloff. La plupart des planètes intérieures seront détruites et Jupiter migrera vers l'extérieur, déstabilisant les orbites des astéroïdes de notre ceinture d'astéroïdes. Certains de ces astéroïdes peuvent finir par passer très près du soleil, où les marées stellaires peuvent les briser pour former des disques de débris poussiéreux. En d'autres termes, nous avons peut-être un aperçu de notre propre système domestique dans un avenir lointain."


Ep. 306 : Disques d'accrétion

Lorsque trop de matière essaie de se rassembler, tout commence à tourner et à s'aplatir. Vous obtenez un disque d'accrétion. Les astronomes les trouvent autour des étoiles nouvellement formées, des trous noirs supermassifs et de nombreux autres endroits de l'Univers. Aujourd'hui, nous allons parler de ce qu'il faut pour obtenir un disque d'accrétion et de la façon dont ils nous aident à comprendre les objets à l'intérieur.

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Transcription : Disques d'accrétion


Fraser: Astronomy Cast épisode 306 du lundi 13 mai 2013 – Disques d'accrétion

Bienvenue sur Astronomy Cast, notre voyage hebdomadaire basé sur des faits à travers le cosmos. Où nous vous aidons à comprendre non seulement ce que nous savons, mais comment nous savons ce que nous savons.

Je m'appelle Fraser Cain, je suis l'éditeur de Universe Today. Je suis accompagné du Dr Pamela Gay, professeure à la Southern Illinois University Edwardsville et directrice de CosmoQuest.

Fraser : Salut Pamela, comment vas-tu ?

Pamela : Je vais bien, comment vas-tu Fraser ?

Fraser : Tout va bien, le temps s'améliore. Je suis sorti hier soir avec mon nouvel objectif pour mon appareil photo. J'ai un objectif 14 mm 2.8 et j'ai capturé de l'astrophotographie à grand champ et c'est génial.

Pamela : Est-ce encore un objectif avec un champ de vision rectangulaire ?

Fraser : C'est un petit œil de poisson, c'est ça que tu veux dire ?

Pamela : Non, avec mon objectif fish eye, c'est en fait une partie ronde du détecteur qu'il utilise, le vôtre remplit-il le détecteur ?

Fraser : Je pense que ça rogne un peu. C'est si rapide. J'ai continué à le baisser et j'ai continué à prendre une belle photo de la grande ourse, donc je ne l'ai pas vraiment explorée. Ce soir, il va y avoir un risque de pluie de météores, alors je vais sortir ce soir et voir si je peux filmer des météores.

Fraser : Au moment où les gens entendent cela, nous avons probablement déjà organisé le hangout-a-thon de 24 heures pour CosmoQuest, mais si nous ne l'avons pas fait les 15 et 16 juin, ce seront 24 heures de collecte de fonds pour la folie spatiale sur Google+.

Pamela : Il n'est jamais trop tard pour faire un don. En fait, nous avons vraiment besoin de vos dons pour continuer nos programmes. Nous sommes confrontés à de nombreuses réductions de financement et nous avons constaté une baisse radicale des dons pour les nouveaux médias d'Astrosphere cette année. Si vous allez sur cosmoquest.org/donate, vous pouvez voir les liens pour faire un don à la fois pour la science citoyenne et pour garder des médias comme Astronomy Cast dans le futur.

Fraser : Parfait. Assez parlé, parlons espace.

Fraser : Quand trop de matériel essaie de s'assembler, tout commence à tourner et à s'aplatir. Vous obtenez un disque d'accrétion. Les astronomes les trouvent autour des étoiles nouvellement formées, des trous noirs supermassifs et de nombreux autres endroits de l'Univers. Aujourd'hui, nous allons parler de ce qu'il faut pour obtenir un disque d'accrétion et comment ils nous aident à comprendre les objets à l'intérieur. Selon vous, quel est l'exemple classique d'un disque d'accrétion ? J'ai toujours utilisé une analogie : mon drain de baignoire.

Fraser : Est-ce que ça a du sens ? Vous avez la baignoire avec des tonnes d'eau dedans, puis l'eau essaie de s'écouler dans le drain et elle recule et commence à tourner & je suppose qu'elle s'aplatit?

Pamela : Je n'y serais jamais arrivée d'ici. Pardon.

Fraser : Il y a trop d'eau pour s'écouler dans les égouts, donc tu te mets à tourner.

Pamela : C'est une parfaite analogie, ce n'est tout simplement pas une analogie à laquelle mon cerveau est allé et c'est cool.

Fraser : Alors, quelle est votre analogie ?

Pamela : Je dois admettre que je suis assez geek pour dire que pour moi, c'est aplati comme une pizza en rotation, sauf que dans ce cas, il s'agit généralement d'un objet affamé comme un trou noir qui enlève de la matière à un voisin à proximité. . C'est un morceau de pizza en rotation cannibale.

Fraser : Alors quelles sont les forces impliquées ? Quelles sont les conditions environnementales dont nous avons besoin pour obtenir un disque d'accrétion et que se passe-t-il ?

Pamela : En réalité, chaque fois que vous avez un disque d'accrétion, ce que vous avez est une sorte de trou, que ce soit le trou qui se trouve littéralement dans votre baignoire ou le point bas gravitationnel qui se trouve sur la carte tridimensionnelle de l'espace utilisant la gravité, que les choses essaient de tomber. Ainsi, lorsque les objets tombent dans le puits gravitationnel ou lorsque les objets tombent dans le drain de votre baignoire, la conservation du moment angulaire les empêche de tomber directement. Si vous avez la moindre vitesse à gauche, à droite, au-dessus ou en dessous, ce puits potentiel dans lequel les choses essaient de tomber finira par s'envoler au lieu de tomber directement.

Fraser : Vous pouvez ce qui semble être un nuage de gaz froid parfaitement contenu qui ne semble pas avoir d'élan, mais c'est quand il se rassemble que cette rotation se produit correctement ?

Pamela : Ce dont vous parlez, c'est du type de disque qui se forme dans le modèle de la nébuleuse solaire lorsque vous formez un système solaire. Dans ce cas, vous avez un nuage moléculaire géant de trucs. Si vous êtes capable de déstabiliser d'une manière ou d'une autre ce nuage géant afin que vous n'affectiez que son centre de masse, vous ne le frappez ni à gauche, ni à droite, en haut, en bas ou autre chose que son centre de masse, vous fournissez simplement la force à le centre de la masse, vous pourrez peut-être le faire s'effondrer directement. Il n'y a vraiment aucun moyen de le faire dans l'univers réel dans lequel nous vivons. La réalité est que, quelle que soit la manière dont vous heurtez ou déstabilisez ce nuage moléculaire géant, vous pourriez commencer à donner une rotation de sorte que lorsqu'il commence à s'effondrer, il commence également à tourner. Ce système d'effondrement et de rotation finit par s'aplatir en un disque de la même manière que la pâte à pizza s'aplatit en un disque lorsque vous la jetez et la faites tourner.

Fraser : Quelles sont les contraintes ou les facteurs environnementaux qui vont définir ? Passons à l'exemple du trou noir. Donc vous avez votre trou noir, il détruit un nuage de gaz ou une étoile ou autre chose et la matière tombe dedans, ce qui va définir la taille du disque, la vitesse de sa rotation et sa température ?

Pamela : Eh bien, décomposons-les un facteur à la fois. Commençons par le cas d'un seul trou noir et il y a une seule petite étoile naine rouge misérable qui est sur le point de chercher la mort à la surface du trou noir pour une raison quelconque.

Pamela : Ça arrive. Nous avons donc cette étoile qui tombe vers le trou noir et c'est quelque chose pour lequel vous avez probablement vu un modèle dans un musée des sciences où vous avez cette chose incurvée en forme d'entonnoir à l'avant du musée que vous êtes encouragé à mettre des pièces de monnaie pour amasser des fonds. Au fur et à mesure que les pièces roulent, elles deviennent de plus en plus rapides à mesure qu'elles se rapprochent du centre. Avec ce trou noir qui fait tomber la naine rouge vers lui, au fur et à mesure qu'il arrive, il finira par se resserrer en spirales jusqu'à ce que la naine rouge se rapproche suffisamment du trou noir pour atteindre sa limite de Roche, il atteint le point où il n'est plus capable de se maintenir gravitationnellement en tant que sphère et au fur et à mesure qu'il se rapproche, il finira par être déchiqueté ou spaghetti comme un être humain le ferait en tombant dedans, devenant un long flot d'atomes. Alors que ces atomes s'enroulent maintenant et autour, vous pouvez les imaginer former un beignet autour de ce trou noir. Dans ce cas, le disque qui est très petit de ce matériau d'étoiles peut en fait finir par se former à l'intérieur de l'horizon des événements alors que le matériau se fraye un chemin vers cette singularité intérieure. Ici, la clé est que l'objet qui tombe ne peut pas tomber directement parce qu'il a ce moment angulaire et qu'il finit donc par se déchiqueter en cours de route et finalement mourir. Spaghettification et mort.

Fraser : D'accord, mais pourquoi ce disque se forme-t-il autour du trou noir. Pourquoi est-ce qu'il n'avale pas simplement, et puis c'est tout. Star entre et c'est tout.

Pamela : Ça ne peut pas juste entrer, c'est le truc. Si l'étoile se trouve être que sa vitesse l'a parfaitement pour que son centre de masse soit parfaitement aligné avec le centre de masse du trou noir…

Paméla : Exact. Dans tout autre cas, la conservation du moment angulaire indique qu'une partie de sa vitesse va essayer de la mettre en orbite à la place, mais l'orbite va être une orbite en décomposition, dans la plupart des cas lorsque nous avons des trous noirs à traiter, si la vitesse essaie de le porter au-delà du trou noir au départ, il finira probablement dans une spirale de la mort à la place. Au fur et à mesure que le matériau s'étire, vous pouvez imaginer qu'il forme initialement une comète puis qu'il finit par former un seul anneau. Au fur et à mesure que le matériau s'enroule, il devient une spirale de plus en plus longue qui forme essentiellement un disque. Pensez à venir avec un surligneur. Vous dessinez et, lorsque vous spiralez, une partie du matériau disparaît au fur et à mesure que vous dessinez, de sorte qu'il disparaît pour ancrer quelque chose. Mais à mesure que vous dessinez de plus en plus vite dans des cercles de plus en plus petits, ce matériau se répartit en une bande autour du trou noir. Est-ce que j'ai du sens ?

Fraser : Oui, vous avez du sens. Je suppose que le fait est qu'avec beaucoup de ces quasars et trous noirs actifs, ces disques d'accrétion peuvent devenir assez gros.

Pamela : Ce ne sont pas une seule étoile naine rouge qui tombe.

Fraser : Non, non, bien sûr que non. Je suis passé d'un trou noir stellaire à un trou noir supermassif, mais même autour d'un trou noir stellaire, s'il se trouve dans un amas d'étoiles à volonté, ce matériau va s'accumuler, n'est-ce pas .

Pamela : D'accord, c'est parce que les choses arrivent, vous venez de mettre toutes ces différentes choses ensemble qui ne s'emboîtent pas, alors je vais essayer de séparer toutes ces différentes variables. , Nous pouvons avoir un disque d'accrétion formé lorsqu'une étoile normale de tous les jours se forme. Dans ce cas, vous avez un nuage moléculaire géant qui est en train de s'effondrer et au fur et à mesure qu'il s'effondre, le centre se réchauffe pour former une étoile et il y a un disque de matière autour de lui qui essaie de s'enrouler jusqu'à mourir. Finalement, la pression de radiation de l'étoile en formation s'arrêtera et commencera à faire exploser les choses vers l'extérieur à la place. C'est un disque d'accrétion très simple. Dans ce processus, tout le matériel impliqué provenait de ce nuage moléculaire initial. Vous pouvez également vous retrouver avec un disque d'accrétion lorsque vous avez un objet compact, une naine blanche, une étoile à neutrons, un trou noir de masse stellaire qui se trouve à côté d'une autre étoile normale, d'une géante rouge ou d'une étoile à séquence principale. Juste une étoile de tous les jours qui brûle joyeusement quelque chose en quelque chose de nouveau en son cœur. Dans ces cas, si ces deux objets se rapprochent trop, vous vous retrouvez avec une naine blanche cannibale ou une étoile à neutrons cannibale qui aspire la matière de cette étoile voisine. Il est dit qu'il remplit sa dépression de Roche et que le matériau est capable de s'échapper gravitationnellement et d'être attiré vers l'autre étoile, mais il ne peut pas y arriver directement, alors il s'enroule à la place. Dans ce cas, vous avez la gravité de cet objet compact. en tirant et en élargissant le flux de matière et au fur et à mesure qu'il continue de manger la matière, vous vous retrouvez avec un disque qui devient de plus en plus gros. Il devient de plus en plus dense à mesure que de plus en plus de matériaux s'accumulent et à mesure qu'il devient plus dense, il est en fait capable d'atteindre le point où les processus nucléaires peuvent commencer à se produire dans ce disque, auquel cas il peut exploser dans une fureur de réactions. Vous vous retrouvez donc avec des disques d'accrétion dans la situation des systèmes binaires, on les appelle en général des variables cataclysmiques. Ensuite, bien sûr, vous avez les trous noirs supermassifs et ils mangent tout, des étoiles aux planètes, en passant par des quantités massives de poussière et de gaz qui tombent. Ce matériau est généralement projeté par gravité à travers un processus de collision de galaxies.

Fraser : Est-ce que la matière qui s'accumule autour du trou noir, par exemple, vous avez dit que c'est l'environnement de formation des étoiles. C'est un environnement féroce, non?

Pamela : C'est pire que les conditions de formation d'étoiles, c'est en fait comme les conditions à l'intérieur d'une étoile. Ainsi, lorsque vous regardez un disque d'accrétion de trou noir supermassif dans quelque chose comme un quasar, un noyau galactique actif, dans ces cas, vous avez un disque d'accrétion qui contient de nombreuses étoiles de masse. Cette vaste accumulation de matière est liée gravitationnellement par un trou noir supermassif, donc une fois que les réactions nucléaires commencent à se produire dans ce disque géant, le disque n'explose pas et ne se désagrège pas comme il le fait dans une variable cataclysmique. Le disque d'accrétion autour d'une variable cataclysmique peut en fait, essentiellement devenir "poof" et doit ensuite retirer plus de matière de cette étoile voisine afin qu'elle puisse se reconstruire et exploser à nouveau. C'est là que l'aspect répétitif de certaines novae classiques apparaît.

Fraser : Je veux en parler davantage, mais nous en arriverons aux variables cataclysmiques.

Pamela : (Rire) Tu sautes partout

Fraser : Je ne suis pas, je ne suis pas ! Vous avez évoqué des variables cataclysmiques, pas moi. Juste avec le matériau devenant l'intérieur d'une étoile entourant un trou noir supermassif, c'est fou.

Pamela : Ouais c'est de la densité, c'est pas fou. Ce sont des objets relativistes complètement logiques, ils sont donc difficiles à comprendre, mais ils sont parfaitement logiques si vous comprenez la relativité générale.

Fraser : Ne sont pas là comme deux personnes dans la physique quantique, attendez non.

Pamela : C'est la théorie des cordes. C'est complètement simple. C'est quelque chose qu'ils enseignent dans un cours normal de première ou de deuxième année d'études supérieures. Il s'agit de retirer la masse, elle est liée par gravité, elle devient suffisamment dense, les réactions nucléaires commencent, la combustion nucléaire commence et c'est pourquoi, lorsque vous regardez les quasars, ils ont un disque de matière extrêmement chaud qui rayonne sa propre lumière. Ce rayonnement de sa propre lumière provient, dans certains cas, de réactions nucléaires se déroulant à l'intérieur du disque.

Fraser : Et maintenant, l'un des autres facteurs que vous obtenez avec les trous noirs supermassifs est que vous obtenez ces jets avec le disque d'accrétion. Alors, que se passe-t-il avec les jets?

Pamela: Les jets sont un sous-produit d'avoir un matériau extrêmement chaud, dans ce cas, un gaz chaud, obtient ses électrons, il est ionisé et il n'est plus neutre. Chaque fois que vous avez des particules chargées, donc non neutres, qui se déplacent en cercle, elles génèrent un champ magnétique. Ce disque en rotation de particules très chargées, de particules très chaudes, va créer un champ magnétique. La force de ce champ magnétique est liée à la vitesse à laquelle le matériau tourne et à la vitesse à laquelle le disque entier tourne sur des atomes individuels. Prenez cela et ensuite combien de choses se trouvent dans ce disque d'accrétion. Lorsque vous avez un disque d'accrétion massif qui tourne autour de quelque chose comme un trou noir supermassif qui aura des quantités massives de gravité, accélérez-le à des vitesses orbitales massives et vous vous retrouverez avec des champs magnétiques massifs. Vous avez donc ces champs magnétiques extrêmement puissants qui projettent des particules chargées qui pénètrent dans ce noyau, à des vitesses relativistes.

Fraser : Les vitesses relativistes et ces choses peuvent traverser des galaxies entières, n'est-ce pas ?

Pamela : C'est un euphémisme.

Fraser : Ouais, entre les galaxies.

Pamela : Oui, vous vous retrouvez avec des jets de matière, des jets radio, qui sont nettement plus gros que la galaxie elle-même. Lorsque vous regardez les jets radio et que vous les placez dans tout votre champ de vision ou même que vous en faites l'arrière-plan de votre écran d'ordinateur, la petite galaxie au centre disparaît presque dans beaucoup de ces systèmes.

Fraser : Waouh. L'une des théories, et je sais que vous n'aimez pas certaines des théories les plus marginales, est que certains de ces jets galactiques peuvent être responsables de périodes de formation d'étoiles dans des galaxies complètement différentes.

Pamela : Ouais, je n'ai pas de problème avec celui-là. Il s'agit simplement d'interactions gravitationnelles plutôt que de se faire écraser par le champ d'une autre galaxie. Dans certains cas, lorsque le jet s'envole, vous pouvez réellement les voir compacter le matériau lorsqu'ils interagissent avec le milieu interne de la galaxie, le milieu interne de l'amas. Ce compactage de la matière peut conduire à la formation d'étoiles et si une autre galaxie commet l'erreur de traverser l'un de ces jets, cela pourrait régulièrement ne pas être un gros problème pour former une formation d'étoiles et également ioniser des choses au fur et à mesure.

Fraser : J'ai juste ajouté de la distance. Juste tirer sur une autre galaxie avec ton gros rayon laser, ton gros jet. C'est vraiment cool. Vous avez donc commencé à passer aux variables cataclysmiques, alors parlons des types d'exemples et de l'endroit où nous allons obtenir ces disques d'accrétion. Nous avons déjà parlé des trous noirs et des trous noirs supermassifs et vous obtenez la situation où la gravité du trou noir déchire ces étoiles et les transforme en spirales et construit ces disques autour d'elles. Partout où vous obtenez la gravité, vous pouvez obtenir ce genre de situations. Quels sont les autres exemples d'où nous obtenons des disques d'accrétion en astronomie.

Pamela : Eh bien, pour passer de la plus petite à la plus grande, on pensait que lorsque les planètes joviennes se formaient, elles avaient probablement une sorte de disque d'accrétion autour d'elles alors qu'elles aspiraient de la matière sur le disque protoplanétaire qui était autour du soleil. Vous pouvez avoir des planètes géantes telles qu'elles se forment, en fait, des disques d'accrétion de matière qui les alimentent en hydrogène qui a fini par devenir la majeure partie des planètes gazeuses. Vous pouvez avoir n'importe quelle vieille étoile en train de se former avec un disque d'accrétion autour d'elle jusqu'à ce qu'elle devienne suffisamment chaude pour commencer à faire sauter le matériau.

Fraser : Eh bien, qu'en est-il d'une situation comme celle de Mars avec Phobos, parce qu'elle est en dessous de la limite de Roche, va se déchirer dans le prochain million d'années et se transformer en un disque de matière autour de Mars jusqu'à ce que tout s'écrase dans le ciel. . . . ? planète. Est-ce que ce genre d'effet se produit?

Pamela : C'est l'une de ces choses où il est difficile de penser à cela autant qu'à un disque d'accrétion, car ce n'est pas nécessairement quelque chose qui a été capturé de très loin, mais c'est de le considérer comme un anneau planétaire instable. À un certain moment, cela devient juste de la sémantique. Disque planétaire instable et accrétion, si vous regardez la physique de leur mort, sont à peu près la même chose.

Fraser : En effet, vous avez ces forces de marée gravitationnelles qui déchirent quelque chose, le mettent dans un anneau puis le consomment. Vous avez parlé de variables cataclysmiques et c'est un processus tellement fascinant que je veux passer un peu de temps à en parler. Alors, qu'est-ce qu'une variable cataclysmique ?

Pamela : C'est un objet compact comme une naine blanche, une étoile à neutrons, un trou noir ou quelque chose le long de ces lignes qui est capable de capturer la matière d'une étoile voisine comme une étoile de séquence principale régulière ou une étoile géante. Au fur et à mesure que le matériau s'écoule de son voisin, il forme un disque qui explose périodiquement.

Fraser : …et puis quoi ? Vous dites qu'il explose périodiquement pour qu'il s'accumule, puis qu'il explose et que fait la détonation pour réinitialiser le système ?

Pamela : Cela fait simplement monter toute la matière qui se trouvait dans le disque d'accrétion essentiellement dans des processus radioactifs, pas des flammes. Cela permet au système de tout recommencer dans certains cas.

Fraser : Y a-t-il une sorte de point final à cela ? Est-ce que ça va durer éternellement ?

Pamela : Eh bien, cela ne durera pas éternellement car cela finira par utiliser tout le matériel de l'étoile voisine, mais cela continuera tant que leur matériel pourra être volé.

Fraser : Alors, que se passe-t-il lorsqu'il utilise tout ce matériel ? Il termine juste son repas et s'arrête ?

Pamela : Ouais, ça s'arrête. Cela peut en fait aller d'une manière plutôt catastrophique où vous pouvez avoir une naine blanche qui, plutôt que de faire exploser poliment le disque de matériel autour d'elle de temps en temps, la consommera simplement. Si vous l'alimentez correctement, la matière s'accumulera à la surface de la naine blanche et, éventuellement, si la naine blanche devient trop grande, elle explosera en tant que supernova de type 1a, auquel cas cela se terminera pour toujours de manière plutôt catastrophique.

Fraser : Exact et nous aide à comprendre la taille de l'univers.

Fraser : Et maintenant, les disques protoplanétaires ? Nous avons un peu parlé de la formation de Jupiter et d'autres choses, mais c'est toute la méthode de formation de nos planètes, n'est-ce pas ?

Pamela: Comme je le disais plus tôt, c'est aussi simple que d'avoir un grand nuage moléculaire, il devient gravitationnellement instable pour une raison quelconque, commence à tourner en s'effondrant, au centre même vous commencez à former une étoile et quand cette étoile s'allume au lieu de continuer à consommer gravitationnellement la matière qui l'entoure, cette pression de rayonnement arrête le processus d'accrétion et laisse juste un disque protoplanétaire derrière lui.

Fraser : Oh petite anecdote ici, savez-vous comment s'appelle l'étude des disques d'accrétion ?

Fraser : Ça s'appelle la sismologie disco.

Pamela : Je n'ai jamais entendu ça malgré le travail avec de nombreuses personnes qui étudient les disques d'accrétion.

Fraser : C'est exactement ce que dit Wikipédia. Maintenant, il se pourrait que quelqu'un l'ait piraté.

Pamela : Ou c'est comme ça qu'ils appellent ça un endroit.

Fraser : Oui, la sismologie disco et les QPO’ affrontent le spin du trou noir. Je veux juste revenir une minute sur les trous noirs parce que j'adore les trous noirs et je sais que les gens adorent entendre parler des trous noirs. Les trous noirs supermassifs tournent dans de nombreux cas aux limites mêmes, comme le prédit Einstein, des vitesses relativistes. Cela a-t-il un impact sur le disque d'accrétion lorsque vous atteignez les limites de vitesse finales des lois de la physique ?

Pamela : Je ne pense pas que nous ayons encore assez de preuves à dire. Nous commençons tout juste à utiliser les observations selon lesquelles nous devons utiliser les bords intérieurs des disques d'accrétion pour commencer à prouver que nous voyons réellement des preuves de la rotation des trous noirs. C'est une chose d'avoir des théories qui prédisent cela, mais nous travaillons toujours à rassembler des preuves pour voir si ces théories sont vraies et commencer à déterminer s'il y a des effets. L'un des problèmes avec l'étude des disques d'accrétion est heureusement qu'il n'y en a pas à proximité. Lorsque nous les étudions, nous ne pouvons pas obtenir les mesures fines que nous pourrions souhaiter.

Fraser : Waouh. C'est un processus incroyable que nous voyons dans de nombreuses directions. Cela se résume simplement au fait que si vous avez quelque chose qui peut être déchiré par un autre centre de gravité, vous obtiendrez un disque.

Pamela : Ce que j'aime vraiment dans le travail avec les disques d'accrétion, c'est qu'il s'agit exactement de la même physique dans cet immense espace de paramètres de masses différentes. C'est une de ces périodes où la nature vous a permis de voir l'expérience se dérouler à l'échelle planétaire, de la voir se dérouler à la petite échelle des étoiles, de la voir se dérouler à la grande échelle des étoiles et de la voir se dérouler à toutes ces différentes écailles de la taille d'un trou noir supermassif. Encore et encore, c'est exactement la même physique qui se joue avec une tournure différente.

Fraser : Donc je peux juste utiliser la même formule, quelle que soit la formule que j'ai apprise la première fois, je pourrais l'appliquer à l'objet ?

Fraser : C'est vraiment cool. Génial, merci beaucoup Pamela.

Pamela : Ça a été mon plaisir Fraser

Cette transcription ne correspond pas exactement au fichier audio. Il a été édité pour plus de clarté.


Disque d'accrétion

Un disque d'accrétion est un terme astronomique qui fait référence à la spirale rapide matière qui est en train de tomber dans un objet astronomique. En principe, tout Star pourrait avoir un disque d'accrétion, mais en pratique, les disques d'accrétion sont souvent associés à des étoiles fortement effondrées telles que des trous noirs ou neutron étoiles.

La matière qui sert de base au disque d'accrétion peut être obtenue lorsqu'une étoile traverse une région où la matière interstellaire est plus épais que la normale. Normalement, cependant, une étoile obtient un disque d'accrétion d'une étoile compagnon. Quand deux étoiles orbite l'un de l'autre, il y a un huit invisible autour des deux étoiles, appelé le Roche lobes. Les lobes de Roche représentent tous les points de espace où le potentiel gravitationnel de chaque étoile est égal. Par conséquent, n'importe quelle matière sur les lobes de Roche pourrait tout aussi bien tomber dans l'une ou l'autre étoile. Si une étoile d'un système binaire devient plus grosse que les lobes de Roche, la matière en tombera sur l'autre étoile, formant un disque d'accrétion.

La matière tombant dans un trou d'étoile en train de s'effondrer a tendance à former un disque car une sphère sphérique Masse de gaz qui tourne aura tendance à s'aplatir. Plus il tourne vite, plus il devient plat. Ainsi, si la matière tombante est en orbite autour de la masse centrale, la rotation aplatit la matière en un disque d'accrétion.

Les trous noirs sont des objets qui se sont effondrés au point que rien, pas même lumière, peut échapper à l'incroyable Obliger de leur gravité. Comme aucune lumière ne peut s'échapper, cependant, il n'y a aucun moyen de l'observer directement. Cependant, si le trou noir a un disque d'accrétion, on peut observer le trou noir indirectement en observant le disque d'accrétion, qui va émettre rayons X. Sans disques d'accrétion, il y aurait peu d'espoir que les astronomes observent un jour un trou noir.

Les disques d'accrétion peuvent également se produire avec un nain blanc dans un système binaire. Une naine blanche est une étoile effondrée qui est la dernière étape de l'évolution des étoiles similaires à la Soleil. Les naines blanches contiennent autant de masse que le Soleil, comprimées à environ la taille de Terre. Normalement, les réactions nucléaires d'une naine blanche sont à court de combustible, mais le hydrogène du disque d'accrétion tombant sur une naine blanche alimente des réactions nucléaires supplémentaires. Les naines blanches ont des propriétés inhabituelles qui ne leur permettent pas de se dilater lentement pour libérer le pression thermique générés par ces réactions nucléaires. Cette pression thermique s'accumule donc jusqu'à ce que la surface de la naine blanchie explose. Ce type d'explosion est appelé nova (à ne pas confondre avec un supernova), et libère généralement autant énergie sous forme de protons en moins d'un an comme le Soleil en 100 000 ans.


Szkody, Paula

Le professeur Szkody utilise une approche multi-longueurs d'onde pour étudier les étoiles binaires proches avec transfert de masse actif (variables cataclysmiques). Ses recherches actuelles portent sur des observations ultraviolettes avec le télescope spatial Hubble ainsi qu'avec l'APO et des installations optiques au sol dans le monde entier. Elle trouve actuellement les CV de transfert de masse les plus faibles et les plus faibles, ce qui permet de mieux comprendre la nature du transfert de masse et de l'accrétion sur les naines blanches magnétiques et non magnétiques, les disques d'accrétion et leurs couches limites émettrices de rayons X, les couronnes stellaires et les effets de irradiation sur les hautes atmosphères des étoiles secondaires de type tardif.

Recherche

Mon travail implique des observations de tous types de systèmes binaires proches impliquant un transfert de masse sur une naine blanche. Cela inclut les novae, les novae naines et les novalikes qui sont toutes appelées variables cataclysmiques (CV). Le magnétisme de la naine blanche détermine si le débit massique du compagnon de faible masse se fera à travers un disque d'accrétion, un rideau ou un entonnoir sur les pôles magnétiques. La structure du flux d'accrétion ainsi que les étoiles sous-jacentes sont déterminées à partir d'observations multi-longueurs d'onde allant des rayons X à l'ultraviolet et optique à l'infrarouge. Beaucoup de ces objets sont découverts grâce à des enquêtes au sol (SDSS, CRTS, iPTF) et un suivi a lieu depuis l'espace et le sol pour déterminer leurs types spécifiques et comment ils s'intègrent dans des modèles de population de formation binaire proche.

Sur moi

J'adore observer avec des télescopes et je me sens chanceux d'avoir fait mes recherches à une époque où les astronomes allaient réellement aux télescopes. Chaque observatoire a sa propre histoire et son propre charme et j'ai pu utiliser tous les télescopes de Kitt Peak, ainsi qu'observer à CTIO, Keck, Palomar, Mt. Wilson, Lick, McDonald, WHT, MMT, APO, IRTF, MDM, Mt. Lemmon, Lowell, mont. John, MRO. Travailler avec des satellites spatiaux est également unique et j'ai pu gagner du temps d'observation sur HST, GALEX, FUSE, EUVE, IUE, Chandra, XMM, ROSAT, RXTE, Ginga, ASCA et EXOSAT.

Lorsque je n'observe pas, n'analyse pas des données ou n'écris pas de propositions, j'aime faire de la randonnée, du kayak, voyager et passer du temps avec mes enfants et petits-enfants.


MATÉRIELS ET MÉTHODES

Selection d'Echantillon

Nous essayons d'inclure toutes les sources pertinentes dans notre échantillon. Our sample includes two stellar-mass BHs observed during their soft state (Cyg X-1 and GRS 1915+105) (3, 7, 22, 3436) with strong enough variability to measure break frequencies. We also include all unabsorbed, bright AGN with good XMM-Newton observations (having more than 40-ks exposures) (21). In addition, we include both nova-like accreting WDs observed during the Kepler mission and all six nova-like accreting WDs observed with ULTRACAM (see Table 1 for a full list) in the sample of Barros (25). All systems used are thought to be in an analogous state to the BH (high)soft states, where the accretion discs are thought to extend very close to the accreting objects. Therefore, our assumption that the inner-disc edge of both stellar-mass BHs and AGN extends close to RISCO is valid.

The table lists the objects used in this work. We include the adopted masses, radii, mass accretion rates, and break frequencies, νb. Where these values have been taken from the literature, we provide the relevant reference. Where these values have been estimated in this work, we refer to Materials and Methods (19). All systems, except for the YSO V866 Sco, have been used for the fit shown in Figs. 3 and 4.

Throughout this work, we assume RISCO for BHs with dimensionless spin parameter une = 0.8. Estimates of black hole spins suggest that there is likely to be a range of spin parameter values, but different methods seem to yield different estimates for the spin parameter, at least in some cases (37, 38). Deviations from nonspinning RISCO estimates will introduce scatter in the scaling relation, but we account for this by introducing systematic uncertainties to our sample. The estimated spins of the two stellar-mass BHs in the sample are both nearly maximal, and the estimated values of the AGN spins that exist for the AGN in the sample are mostly about une = 0.8, but most of the AGN in the sample do not have well-established spin estimates (39). If we set une = 0 (no spin), we recover slightly different scaling parameters, although they remain consistent with the previously derived mass-scaling relation (1).

Stellar-mass BHs in their (low)hard state, as well as accreting NSs, have already been shown to seemingly follow the original variability plane (3). However, all hard-state systems seem to be systematically offset from the general soft-state relation. Thus, we only consider soft-state analogs in this work to obtain a refined scaling relation that includes the radius dependence. Soft-state NSs often have very low amplitudes of variability, and much of the variability is coming from the very low frequency noise component, which is often suggested to be due to fusion processes on the NS itself (40). We will address the variability of hard-state systems, including NSs (in all states), in a later work.

We inspected all YSOs observed during campaign 2 of the Kepler/K2 mission under the GO program GO2056. These targets have been selected as displaying clear evidence of accretion-induced emission lines (18). The sample contained 71 systems observed in long cadence mode. We extracted light curves for 17 systems from this sample that did nothave neighbors close by in the target pixel files provided by the Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST). This allowed us to create light curves using relatively large target and background masks, which mitigated the effect of spacecraft jitter in the resulting light curves (41). We visually identified 6 of these 17 light curves as displaying clear aperiodic variability. The light curve obtained for V866 Sco is shown in Fig. 1.

PSD fitting

The PSDs used in this study (both from Kepler and ULTRACAM data) were all estimated from evenly sampled sections of data using standard methods (42). Specifically, we computed the rms-normalized periodogram from each continuous section of data, merged the periodograms where appropriate, and averaged the geometrically spaced frequency bins.

We fit each individual PSD through weighted least squares with a bending power-law of the form (2) where P(ν) is variability power as a function of ν α and β are the power-law indices for the low- and high-frequency components, respectively, bending at frequency νb R is a normalization constant and N is a constant noise component that takes into account high-frequency power not intrinsic to the sources. Confidence intervals were computed by “bootstrap” resampling, which was performed 10,000 times to obtain a distribution for the characteristic bend frequencies, νb. We set the measured logνb as the mean of the logged distribution and 1σ error from its SD.

Scaling relation fitting

The characteristic break frequencies are thought to originate from the inner parts of the accretion disc. These emit most of their radiation in x-rays for AGN and stellar-mass BHs, whereas they emit mostly optical/UV light for accreting WDs and YSOs. Thus, we adopt values of νb for AGN and stellar-mass BHs estimated from x-ray data, whereas we estimate νb for accreting WDs and YSOs from optical data. Although this choice is physically motivated, we note that, for accreting WDs and stellar-mass BHs, optical and x-ray PSDs have already been shown to yield consistent νb for the same object (13, 43). Furthermore, although no such comparison has yet been possible for AGN, the high-frequency power-law slope has been shown to be similar between different AGN at both x-ray and optical wavelengths (44, 45).

We fit the accretion variability plane with a function of the form taken from Eq. 1 using centimeter-gram-second (cgs) units. We use published values of νb (and errors) and M for AGN and stellar-mass BHs (1, 2023) and measure our own νb values with errors for accreting WDs and YSOs. In addition, we adopt bolometric luminosities, Lbol, from the literature and translate these to mass accretion rates = Lbolc 2 , setting η = 0.1 (24) for the BH systems. Where possible, we adopt literature values for the masses of accreting WDs (27) and set M = 0.75 solar masses otherwise. We also set =10 −8 solar masses per year for all accreting WDs we set (29). The uncertainties in M, R, and are not typically laid out well in the literature, but a general understanding of the scatter in the estimates of these parameters does exist. For the BHs, the scatter in M et R is mostly due to scatter in the M-σ relation (46) and uncertainty in the spin distribution, respectively, yielding errors of about 0.2 dex on both parameters. For the WDs, the systems have been taken to have typical values, and the uncertainties represent the breadth of the distribution of these values. Although the spread in M found in accreting WDs is about 0.14 dex (47), we adopt a slightly more conservative value of 0.2 dex accounting for the fact that the population used to obtain the measured spread on M contains very few accreting WDs of the nova-like class, which we use exclusively. The uncertainties in for BHs are mostly driven by uncertainties in the source radiative efficiencies (spin-dependent) and bolometric corrections (48, 49), which we find to be around 0.4 dex. For WDs, the uncertainties in are driven by uncertainties in the distances to the sources (50), which require assuming that the nova-like accreting WDs all have similar luminosities, resulting in a 0.4 dex error on . We therefore simply adopt a constant 0.2 dex for the uncertainties in M et R and a constant 0.4 dex for the uncertainty in (because this is the hardest to estimate accurately) for the whole sample. We note that modifying the errors on the sample does not affect the obtained fitted parameters for the scaling relation, but rather change the size of the obtained contour levels (Fig. 3).

To determine the best-fit values for the coefficients UNE, B, C, et , we performed a total least squares parameter grid search (using errors on all variables) and determined the minimum value of Χ 2 (3) where E is the log of the predicted frequency, given by the model (Eq. 1). Here, , σR, σM, and σ are the errors on logνb, logR, logM, and log , respectively. At least to within our adopted errors, the fit is good (X 2 = 38.41 for 37 df), and the coefficients of the logR, logM, and log terms are consistent with the previously obtained fit for the BH-only sample (1), resulting in UNE = −2.07 ± 0.11, B = 0.043 ± 0.17, C = 0.95 ± 0.22, and = −3.07 ± 2.61. By setting the errors on M, R, and to larger or smaller values, we recover consistent fit parameters as with our original choice of 0.2 dex on M et R and 0.4 dex on , albeit with larger or smaller error contours. Thus, our analysis is robust against the precise choice of adopted errors. We also recall that our best fit assumes BH spins of une = 0.8 for the whole sample. Deviations from this assumption using either une = 0 or une = 1 would affect both RISCO estimates and the accretion efficiency η. The difference between these two extremes yields an about 0.8 dex difference on the BH predicted model frequencies (Fig. 4).

This is an open-access article distributed under the terms of the Creative Commons Attribution license, which permits unrestricted use, distribution, and reproduction in any medium, provided the original work is properly cited.


Can white dwarfs have accretion discs too? - Astronomie

A re-evaluation of time-averaged accretion rates at DBZ-type white dwarfs points to historical, time-averaged rates significantly higher than the currently observed episodes at their DAZ counterparts. The difference between the ongoing, instantaneous accretion rates witnessed at DAZ white dwarfs, which often exceed 10 8 g s -1 , and those inferred over the past 10 5 -10 6 yr for the DBZ stars can be of a few orders of magnitude, and therefore must result from high-rate episodes of tens to hundreds of years so that they remain undetected to date. This paper explores the likelihood that such brief, intense accretion episodes of gas-phase material can account for existing data. For reasonable assumptions about the circumstellar gas, accretion rates approaching or exceeding 10 15 g s -1 are possible, similar to rates observed in quiescent cataclysmic variables, and potentially detectable with future X-ray missions or wide-field monitoring facilities. Gaseous debris that is prone to such rapid accretion may be abundant immediately following a tidal disruption event via collisions and sublimation, or if additional bodies impinge upon an extant disc. Particulate disc matter accretes at or near the Poynting-Robertson drag rate for long periods between gas-producing events, consistent with rates inferred for dusty DAZ white dwarfs. In this picture, warm DAZ stars without infrared excesses have rates consistent with accretion from particulate discs that remain undetected. This overall picture has implications for quasi-steady state models of accretion and the derived chemical composition of asteroidal debris in DBZ white dwarfs.


Magnetic Field effects on Accretion Disks

In rough terms, magnetic fields should become important in accretion disks when the B-field energy density becomes comparable to the kinetic energy density. The effect of strong B-fields should be to puff up the inner part of the accretion disk because the ionized gas in the disk will be constrained to follow the B-field lines, rather than remain in the rotational plane of the disk.

One can combine the (relatively easy) physics of accretion disks with the (relatively complicated) physics of magnetic fields to get an estimate of the factors that control where in an accretion disk the magnetic field begins to dominate the disk structure. This radius is called the Alfven Radius:

One can put numbers in the above relationship. For typical neutron star numbers, the Alfven radius is about 3000 km, compared to an estimated disk radius of about 10 to 100 times that. This means that B-fields are essential for understanding the inner parts of accretion disks, but that they are typically unimportant for the majority of the disk.

Within the Alfven Radius, the disk will be puffed up by the magnetic field. This will change the observed properties of the system that arise from accretion onto the compact object, as the puffed-up inner disk will obscure the view of the Neutron Star for most lines of sight.


What is an accretion disk?

Whenever gas nears an object with significant gravity, it moves towards it. If the object – be it a newborn star, a white dwarf or a dreaded black hole – is spinning, then the gas falls into a spinning disk around it, called an accretion disk because the gas is ‘accreting’ onto the object.

Around a newborn star this eventually grows into planets. Around a white dwarf stealing gas from a close companion star, the gas in the accretion disk winds up on the surface, where too much causes a supernova. Around a black hole the gravitational forces are so strong that the gas becomes heated to millions of degrees. In the most extreme cases these discs glow so bright that they can be seen across the universe as a quasar.

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Extended Data Fig. 1 Identification spectrum of WD J0914+1914.

The unusual nature of WD J0914+1914 was identified from its optical spectrum within SDSS Data Release 14. The Hα, O i 7,774 Å and O i 8,446 Å lines are clearly detected, S [ii ] 4,068 Å and a blend of S i and O i near 9,240 Å are present near the noise level.

Extended Data Fig. 2 Emission lines from a Keplerian disk.

The double-peaked emission lines of hydrogen (une), oxygen (b, c, e, F) and sulfur () detected in the optical spectrum of WD J0914+1914 originate in a gaseous circumstellar disk. Shown in red are synthetic disk profiles computed by convolving the Cloudy model that best matches the observed line flux ratios with the broadening function of a Keplerian disk. Adopting an inclination of je = 60°, the widths and double-peak separations of the Hα (une) and O i 8,446 Å (c) lines are well reproduced for inner and outer disk radii of rdans ≈ (1.0–1.3)R et rout ≈ (2.8–3.3)R , respectively, consistent with the results from the Cloudy models (see Extended Data Fig. 4). The emission of [S ii ] 4,068 Å () extends from about 1R to 10R . The V-shaped central depression of the O i 8,446 Å (c) line suggests that the line is optically thick.

Extended Data Fig. 3 Dynamical constraints on the location of the circumstellar gas emitting the observed double-peaked emission lines.

The gas in the circumstellar disk follows Keplerian orbits, and hence the profile shape of the observed emission lines (see Fig. 1 and Extended Data Fig. 2) encodes the location of the gas. The velocity separation of the double-peaks and the maximum velocity in the line wings correspond to motion of gas at the outer edge and inner edge of the disk, respectively. For a given inclination of the disk, these velocities map into semi-major axes. A lower limit on the inclination, je > 5°, arises from the finite size of the white dwarf (Rwd), and an upper limit on the extent of the disk is provided for an edge-on, je = 90°, inclination. The forbidden [S ii ] 4,068 Å line has a much smaller separation of the double-peaks compared to Hα and O i 8,446 Å, implying a larger radial extent.

Extended Data Fig. 4 Quality of the Cloudy fits.

The line flux ratios of a grid of Cloudy models spanning a range of gas densities, ρ, and radial distances from the white dwarf, r, from the white dwarf are compared to the observed values. The two histograms show the average quality for constant r (top) and constant ρ (right). The observed emission line fluxes are reasonably well reproduced by photo-ionized gas with a density of ρ = 10 −11.3 g cm −3 and located at about (1–4)R .

Extended Data Fig. 5 Incident EUV flux and mass loss rates as a function of orbital separation.

une, Comparison of the irradiating EUV flux around T Tauri stars (yellow-shaded region) and that of WD J0914+1914 (red line). The outer border of the warm Neptune desert is indicated by the vertical dashed line. The orbital separation of the planet orbiting WD J0914+1914 estimated from the size of the accretion disk is about (14–16)R (grey-shaded region). Subject to an EUV luminosity comparable to that of planets around T Tauri stars, the giant planet at WD J0914+1914 is well within the warm Neptune desert. b, Mass loss rates estimated from the assumption of recombination and energy limited hydrodynamic escape for a Jupiter mass and a Neptune mass planet. Substantial mass loss could be generated even for separations of up to a few hundred solar radii, well beyond the estimated orbital location of the giant planet at WD J0914+1914.

Extended Data Fig. 6 Comparison of the the Lyα emission of WD J0914+1914 with the Sun.

une, Lyα irradiance of the Sun across a full solar activity cycle as measured by the SORCE SOLSTICE instrument. The radiation pressure on neutral interplanetary hydrogen in the solar system usually exceeds the gravitational force exerted by the Sun. b, The Lyα flux of the Sun during minimum (2008) and maximum (2014) in comparison to the emission of WD J0914+1914 at a distance of 15R . Given that WD J0914+1914 is less massive than the Sun, and that its Lyα flux is comparable to that of the Sun in the core of the line, but much larger in the wings (even during the 2014 solar maximum), radiation pressure strongly impedes the inflow of hydrogen, explaining the large depletion of hydrogen with respect to oxygen and sulfur within the circumstellar disk.

Extended Data Fig. 7 Final separation after common envelope evolution as a function of planetary mass.

We adopted two common envelope efficiencies, α = 0.25 (solid line), and α = 1.0 (dashed line) to calculate an upper limit for the final separation (unefinal) if the progenitor of WD J0914+1914 and the planet evolved through a common envelope phase. The parameter space of possible outcomes of common envelope evolution lies below these lines (grey-shaded region). We consider the smaller efficiency to be more realistic. For configurations below the red line (unephot), the planetary mass object will evaporate inside the giant envelope below the blue line (uneRL), it would overflow its Roche lobe. Only planets with parameters within the green-shaded region can survive common envelope evolution. Whereas common envelope evolution can bring a Jupiter-mass planet to the estimated location of the planet around WD J0914+1914 (at (14–16)R ), smaller planets will be evaporated in the giant envelope.

Extended Data Fig. 8 The evolution of the mass loss rate.

White dwarfs cool with time and as a consequence their EUV luminosity decreases. We calculated model spectra for effective temperatures from 80,000 K to 10,000 K, integrated the EUV flux, and determined the mass loss rate of a Jupiter and a Neptune at a distance of 10R . At a cooling age of 364 million years the white dwarf will have cooled down to 12,000 K, the mass loss rate will drop below about 10 6 g s −1 , and the resulting photospheric contamination by oxygen and sulfur will become undetectable. Integrating the mass loss rate over the entire cooling time results in a total mass loss of about 0.002MJup, which corresponds to about 3.7% of the mass of Neptune.


Watch the video: Lenfance tumultueuse des amas globulaires - Corinne Charbonnel 15042014 (Juillet 2021).