Astronomie

Toutes les étoiles à neutrons tournent-elles ?

Toutes les étoiles à neutrons tournent-elles ?

Je sais que certains d'entre eux sont des pulsars et que les pulsars tournent très vite, mais est-ce que toutes les étoiles à neutrons tournent ? Je pense qu'ils le feraient à cause de la conservation de la quantité de mouvement, mais je ne suis vraiment pas sûr.


Je pense qu'il est absolument sûr de dire que toutes les étoiles à neutrons tournent.

La conservation du moment angulaire garantit que lorsqu'ils s'effondrent d'un noyau stellaire massif de la taille (à peu près) de la Terre, à quelque chose avec un rayon de 10 km, leur vitesse angulaire augmente à peu près comme le carré de la diminution de leur rayon (c'est-à-dire un facteur de $ sim 4 imes 10^5$. Ainsi, même si le noyau stellaire avait le plus petit tour pour commencer, alors l'étoile à neutrons tournera vraiment très vite.

Les jeunes pulsars semblent naître avec des périodes de rotation qui varient d'environ 0,01 s à peut-être une seconde environ. Ils perdent ensuite leur moment angulaire en vieillissant.

La difficulté de répondre à votre question sans aucune équivoque est qu'une fois que les étoiles à neutrons tournent à des périodes de plus de 1 à 10 secondes environ (selon la force du champ magnétique du pulsar - voir l'image ci-dessous de Wang et al. 2011) alors le mécanisme du pulsar s'éteint et l'étoile à neutrons, à toutes fins utiles, devient invisible (la soi-disant "ligne de mort du pulsar", Zhang 2003) .

On s'attend à ce que le spin down se poursuive, même après que le pulsar se soit éteint, mais le taux de spin down lui-même dépend de la vitesse de rotation, de sorte que l'étoile à neutrons ne s'arrêtera jamais, même après des dizaines de milliards d'années.


Je dirais que chaque objet stellaire tourne. Elle provient du processus d'accrétion qui ne peut être purement radial.

Même si vous avez la chance improbable qu'un objet stellaire reçoive les bonnes forces pour arrêter de tourner à l'endroit d'où vous le regardez, la prochaine fois qu'une petite force est appliquée dessus, il recommencera à tourner (même très lentement).


Un étudiant en physique est acclamé pour sa nouvelle théorie du spin des étoiles à neutrons

PASADENA--Lorsque vous commencez une carrière en cosmologie, il est tout à fait approprié de commencer par un bang.

C'est ce que Ben Owen va faire maintenant qu'il a son doctorat en physique du California Institute of Technology. Non seulement Owen a remporté le prix Clauser annuel de la meilleure thèse Caltech au début du 12 juin, mais son travail a également fait l'objet d'un symposium international. En septembre, il s'envolera pour l'Allemagne pour un nouvel emploi à l'Institut Albert Einstein (où s'est tenu le symposium) en tant que chercheur postdoctoral.

La raison pour laquelle la thèse d'Owen a suscité tant d'intérêt est qu'elle résout une question lancinante vieille de plusieurs décennies en astrophysique et ouvre de nouvelles perspectives.

En particulier, le chapitre 5 de ses "Ondes gravitationnelles des objets compacts" montre pourquoi les jeunes étoiles à neutrons ont des spins si lents. Les recherches du chapitre 5, qui ont été effectuées avec Lee Lindblom et Sharon Morsink, prédisent que les étoiles à neutrons nouveau-nées à rotation rapide vibreront sauvagement, rejetant leur énergie de spin sous forme d'ondes gravitationnelles. Le travail apparaît dans le numéro du 1er juin de la revue Physical Review Letters.

La nouvelle théorie d'Owen et de ses collègues sera testée expérimentalement dans quelques années, après la mise en ligne du Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO).

Les étoiles à neutrons sont des corps extrêmement compacts de la masse du soleil, entassés dans une sphère d'environ 15 miles de diamètre. Ils sont généralement formés dans les explosions de supernova d'étoiles massives.

Parce que la fusion des éléments plus légers dans l'étoile a cessé, le matériau restant après l'explosion se resserre si étroitement que les électrons et les protons de la plupart de ses atomes fusionnent pour former des neutrons, d'où le nom.

Les étoiles à neutrons ne sont pas aussi compactes que les trous noirs, qui sont des régions si denses que même la lumière ne peut s'en échapper. Mais les étoiles à neutrons sont encore suffisamment compactes pour générer des effets bizarres. Si un astronaute atterrissait sur une étoile à neutrons, par exemple, lui et son vaisseau spatial seraient barbouillés par la gravité en une couche uniforme de quelques atomes seulement sur toute la surface de l'étoile.

De plus, les étoiles à neutrons sont remarquables pour leur tendance à tourner comme des folles. Les astronomes sur Terre déduisent ce spin d'un "clignotement" révélateur dans les signaux radio ou parfois même d'un clignotement stroboscopique dans la lumière visible. Sur la base du taux de clignotement, les observateurs savent que ces étoiles à neutrons particulières, connues sous le nom de pulsars, peuvent tourner aussi rapidement que 600 fois par seconde.

Mais c'est là qu'intervient la controverse et que la thèse d'Owen suscite tant d'intérêt. Sur la base des lois de la physique newtonienne, il n'y a aucune raison impérieuse pour qu'une étoile normale à rotation lente n'accélère pas jusqu'au taux de rotation le plus rapide possible une fois qu'elle devient une supernova puis s'effondre en une étoile à neutrons.

Le même effet peut être observé chez une patineuse qui tire dans ses bras pour tourner plus vite tout en tournant.

Mais toutes les jeunes étoiles à neutrons observées par les astronomes tournent à 120 tours par seconde ou moins et un facteur mdasha de cinq plus lent que le pulsar le plus rapide connu, qui est très ancien et aurait été lancé bien après la supernova par d'autres mécanismes.

La théorie d'Owen est qu'un type de circulation de fluide se produit sur les étoiles à neutrons qui crée une sorte de traînée dans l'espace-temps. Appelés « modes » parce qu'ils doivent leur existence à la rotation, ces mouvements ressemblent beaucoup aux tourbillons océaniques qui déplacent les courants en mouvements circulaires sur Terre.

Ce que la thèse d'Owen a montré, c'est que les modes r d'une étoile à neutrons en rotation rapide émettent fortement des ondes gravitationnelles. L'effet de traînée, causé par les ondes gravitationnelles quittant l'étoile, provoque à son tour une croissance des modes r alors qu'ils devraient normalement disparaître en raison de la friction interne trouvée dans les jeunes étoiles à neutrons. Dans le processus, cela oblige l'étoile à neutrons en rotation à ralentir.

Ainsi, les étoiles à neutrons nouvellement créées peuvent en effet commencer leur vie à tourner assez rapidement, mais sont rapidement ralenties par les modes r croissants. Les vieilles étoiles à neutrons ont une friction beaucoup plus forte et peuvent être redémarrées par d'autres processus.

"Les méthodes standard connues à l'heure actuelle indiquent que ces courants pourraient devenir très importants", explique Owen.

La taille des modes r est la clé, explique-t-il. Son travail montre que, si un mode r était si grand qu'il projetait de la matière pratiquement d'un pôle à l'autre, l'étoile à neutrons devrait ralentir jusqu'à un dixième de sa vitesse de rotation d'origine en un an. Ceci, en fait, est conforme aux taux de rotation observés dans les pulsars existants.

Mais l'effet est autodestructeur, dit Owen. Les modes r sont maintenus par les ondes gravitationnelles, qui sont plus fortes lorsqu'elles sont émises par des étoiles en rotation rapide. Mais les ondes gravitationnelles quittant l'étoile la font tourner vers le bas, ce qui rend les ondes plus faibles, ce qui signifie qu'il y a moins de puissance pour maintenir les modes r. Ainsi, l'étoile à neutrons finit par atteindre un équilibre.

"Si les modes r deviennent très importants, ils commenceront à émettre beaucoup d'énergie sous forme d'ondes gravitationnelles", explique Owen. "Mais ils ne peuvent pas le faire pour toujours, car l'énergie de rotation qu'ils dégagent est ce qui les maintient en vie en premier lieu."

Ainsi, au cours d'une année, montre Owen, à peu près n'importe quel pulsar devrait être réduit à un taux de rotation bien inférieur au maximum newtonien.

Le travail d'Owen est purement théorique à ce stade, mais pourrait être testé lorsque LIGO sera opérationnel. LIGO, un projet de collaboration entre Caltech et le MIT avec des détecteurs jumeaux dans le sud de la Louisiane et le centre de Washington, est conçu expressément pour la détection et l'étude détaillée des ondes gravitationnelles.

Si une supernova se déclenche dans notre voisinage cosmique, disons, à moins de 60 millions d'années-lumière, LIGO devrait être capable de détecter les ondes gravitationnelles projetées vers la Terre. Et si les vagues changent au rythme prévu au cours d'une année, les travaux théoriques d'Owen seront confirmés par l'observation.

"Plusieurs supernovae devraient se déclencher chaque année à une distance suffisamment proche pour que LIGO puisse détecter les ondes", dit-il. "Ainsi, lorsqu'une supernova se produit, nous devrions d'abord voir les ondes démarrer très brusquement jusqu'à 1 000 cycles par seconde, puis descendre à environ 100 à 200 cycles par seconde au cours d'une année."

Les travaux d'Owen, Lindblom et Morsink soulèvent de nouvelles questions, avec lesquelles les cosmologues et les expérimentateurs des ondes de gravité du monde entier se débattent maintenant. Quelle est l'ampleur du ballottement dans une jeune étoile à neutrons et qu'est-ce qui limite sa croissance ? Les expérimentateurs de LIGO peuvent-ils reconcevoir leurs programmes informatiques pour trouver les ondes prédites par Owen dans la pléthore de données de LIGO ? Quels autres types d'étoiles se promèneront sauvagement, comme les étoiles à neutrons nouveau-nés d'Owen, et qu'est-ce que ce ballottement leur fera, et LIGO peut-il être réglé pour trouver leurs ondes gravitationnelles ?

Le directeur de thèse d'Owen à Caltech était Kip Thorne, un physicien théoricien renommé qui est l'auteur du livre populaire Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy.


Demandez à Ethan : Comment le filage affecte-t-il la forme des pulsars ?

Une étoile à neutrons est l'une des collections de matière les plus denses de l'Univers, mais il y a une étoile supérieure. [+] limite à leur masse. Dépassez-le et l'étoile à neutrons s'effondrera davantage pour former un trou noir.

Il y a très peu d'objets dans l'Univers qui restent immobiles, presque tout ce que nous savons tourne d'une manière ou d'une autre. Chaque lune, planète et étoile que nous connaissons tourne sur son propre axe, ce qui signifie qu'il n'y a pas de sphère vraiment parfaite dans notre réalité physique. Lorsqu'un objet en équilibre hydrostatique tourne, il se gonfle à l'équateur tout en se comprimant aux pôles. Notre propre Terre est 26 miles (42 km) de plus le long de son axe équatorial que son axe polaire en raison de sa rotation quotidienne, et il y a beaucoup de choses qui tournent plus rapidement. Et les objets qui tournent le plus vite ? C'est ce que notre supporter de Patreon Jason McCampbell veut savoir :

[S] certains pulsars ont des vitesses de rotation incroyables. Dans quelle mesure cela déforme-t-il l'objet et perd-il de la matière de cette façon ou la gravité est-elle toujours capable de lier tout le matériau à l'objet ?

Il y a une limite à la vitesse à laquelle tout peut tourner, et bien que les pulsars ne fassent pas exception, certains d'entre eux sont vraiment exceptionnels.

Le pulsar Vela, comme tous les pulsars, est un exemple de cadavre d'étoile à neutrons. Le gaz et la matière. [+] qui l'entoure est assez courant et est capable de fournir du carburant pour le comportement pulsatoire de ces étoiles à neutrons.

Les pulsars, ou étoiles à neutrons en rotation, possèdent certaines des propriétés les plus incroyables de tous les objets de l'Univers. Formées à la suite d'une supernova, dont le noyau s'effondre en une boule solide de neutrons dépassant la masse du Soleil mais de quelques kilomètres de diamètre, les étoiles à neutrons sont la forme de matière connue la plus dense de toutes. Bien qu'elles soient appelées "étoiles à neutrons", elles ne contiennent qu'environ 90 % de neutrons. Ainsi, lorsqu'elles tournent, les particules chargées qui les composent se déplacent rapidement, générant un champ magnétique important. Lorsque les particules environnantes pénètrent dans ce champ, elles sont accélérées, créant un jet de rayonnement émanant des pôles de l'étoile à neutrons. Et lorsqu'un de ces pôles pointe vers nous, nous voyons le « pouls » du pulsar.

Un pulsar, fait de neutrons, a une enveloppe externe de protons et d'électrons, qui créent un . [+] champ magnétique extrêmement puissant des milliards de fois celui de notre Soleil à la surface. Notez que l'axe de rotation et l'axe magnétique sont quelque peu désalignés.

Mysid de Wikimedia Commons/Roy Smits

La plupart des étoiles à neutrons ne nous apparaissent pas comme des pulsars, car la plupart d'entre elles ne sont pas alignées par coïncidence avec notre ligne de mire. Il se peut que toutes les étoiles à neutrons soient des pulsars, mais nous n'en voyons qu'une petite fraction pulser réellement. Néanmoins, il existe une grande variété de périodes de rotation observées dans les étoiles à neutrons en rotation.

Cette image du noyau de la nébuleuse du Crabe, une jeune étoile massive qui est récemment morte dans un spectaculaire . [+] explosion de supernova, présente ces ondulations caractéristiques dues à la présence d'une étoile à neutrons pulsante et en rotation rapide : un pulsar. A tout juste 1 000 ans, ce jeune pulsar, qui tourne 30 fois par seconde, est typique des pulsars ordinaires.

Les pulsars ordinaires, qui comprennent l'écrasante majorité des jeunes pulsars, mettent de quelques centièmes de seconde à quelques secondes pour effectuer une rotation complète, tandis que les pulsars plus anciens, plus rapides, "millisecondes" tournent beaucoup plus vite. Le pulsar le plus rapide connu tourne 766 fois par seconde, tandis que le plus lent jamais découvert, au centre du reste de supernova RCW 103 vieux de 2 000 ans, met 6,7 heures pour effectuer une rotation complète autour de son axe.

L'étoile à neutrons à rotation très lente au cœur du reste de supernova RCW 103 est également une . [+] magnétar. En 2016, de nouvelles données provenant de divers satellites ont confirmé qu'il s'agissait de l'étoile à neutrons à rotation la plus lente jamais découverte.

Rayons X : NASA/CXC/Université d'Amsterdam/N.Rea et al Optique : DSS

Il y a quelques années, une fausse histoire circulait selon laquelle une étoile à rotation lente était désormais l'objet le plus sphérique connu de l'humanité. Improbable! Alors que le Soleil est très proche d'une sphère parfaite, à seulement 10 km de plus dans son plan équatorial que la direction polaire (ou à seulement 0,0007% d'une sphère parfaite), cette étoile nouvellement mesurée, KIC 11145123, est plus de deux fois la taille du Soleil mais a une différence de seulement 3 km entre l'équateur et les pôles.

L'étoile à rotation la plus lente que nous connaissions, Kepler/KIC 1145123, diffère par son étoile polaire et équatoriale. [+] diamètres de seulement 0,0002 %. Mais les étoiles à neutrons peuvent être beaucoup, beaucoup plus plates.

Laurent Gizon et al/Mark A Garlick

Alors qu'un écart de 0,0002 % par rapport à la sphéricité parfaite est plutôt bon, l'étoile à neutrons à rotation la plus lente, connue sous le nom de 1E 1613, les a tous battus. S'il fait environ 20 kilomètres de diamètre, la différence entre les rayons équatorial et polaire est approximativement le rayon d'un seul proton : moins d'un billionième d'un aplatissement de 1 %. C'est-à-dire, si nous pouvons être certains que c'est la dynamique de rotation de l'étoile à neutrons qui dicte sa forme.

Mais ce n'est peut-être pas le cas, et cela compte énormément quand on regarde l'envers de la médaille : les étoiles à neutrons à rotation la plus rapide.

Une étoile à neutrons est très petite et sa luminosité globale est faible, mais elle est très chaude et prend beaucoup de temps . [+] pour refroidir. Si vos yeux étaient assez bons, vous le verriez briller des millions de fois l'âge actuel de l'Univers.

Les étoiles à neutrons ont des champs magnétiques incroyablement puissants, les étoiles à neutrons normales atteignant environ 100 milliards de Gauss et les magnétars, les plus puissants, entre 100 000 et 1 000 milliards de Gauss. (À titre de comparaison, le champ magnétique terrestre est d'environ 0,6 Gauss.) Alors que la rotation a pour effet d'aplatir une étoile à neutrons en une forme connue sous le nom de sphéroïde aplati, les champs magnétiques devraient avoir l'effet inverse, en allongeant l'étoile à neutrons le long de l'axe de rotation en une forme semblable à un ballon de football connue sous le nom de sphéroïde allongé.

Un sphéroïde aplati (L) et allongé (R), qui sont des formes génériquement aplaties ou allongées qui . [+] les sphères peuvent devenir en fonction des forces qui s'exercent sur elles.

Ag2gaeh / Wikimedia Commons

En raison des contraintes liées aux ondes gravitationnelles, nous sommes certains que les étoiles à neutrons sont déformées de moins de 10 à 100 centimètres par rapport à leur forme due à la rotation, ce qui signifie qu'elles sont parfaitement sphériques à environ 0,0001 % près. Mais les vraies déformations devraient être beaucoup plus petites. L'étoile à neutrons la plus rapide tourne avec une fréquence de 766 Hz, soit une période de seulement 0,0013 seconde.

Bien qu'il existe de nombreuses façons de tenter de calculer l'aplatissement même pour l'étoile à neutrons la plus rapide, sans équation convenue, même cette vitesse incroyable, où la surface équatoriale se déplace à environ 16% de la vitesse de la lumière, entraînerait un aplatissement de seulement 0,0000001%, donne ou prend un ordre de grandeur ou deux. Et c'est loin d'être la vitesse d'échappement, tout à la surface de l'étoile à neutrons est là pour rester.

Dans les derniers instants de la fusion, deux étoiles à neutrons n'émettent pas simplement des ondes gravitationnelles, mais un . [+] explosion catastrophique qui résonne à travers le spectre électromagnétique et une multitude d'éléments lourds vers l'extrémité très élevée du tableau périodique.

Université de Warwick / Mark Garlick

Cependant, lorsque deux étoiles à neutrons ont fusionné, cela a peut-être fourni l'exemple le plus extrême d'étoile à neutrons en rotation (post-fusion) que nous ayons jamais rencontré. Selon nos théories standard, ces étoiles à neutrons auraient dû s'effondrer dans un trou noir au-delà d'une certaine masse : environ 2,5 fois la masse du Soleil. Mais si ces étoiles à neutrons tournent rapidement, elles peuvent rester dans un état d'étoile à neutrons pendant un certain temps, jusqu'à ce que suffisamment d'énergie soit rayonnée par les ondes gravitationnelles pour atteindre cette instabilité critique. Cela peut augmenter la masse d'une étoile à neutrons admissible, au moins temporairement, jusqu'à 10 à 20 % supplémentaires.

Lorsque nous avons observé la fusion étoile à neutrons-étoile à neutrons et les ondes gravitationnelles qui en découlent, c'est exactement ce que nous pensons qui s'est produit.

Alors, après la fusion, quelle était la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons ? À quel point sa forme était-elle déformée ? Et quels types d'ondes gravitationnelles les étoiles à neutrons post-fusion émettent-elles en général ?

La façon dont nous arriverons à la réponse implique une combinaison d'examen d'autres événements dans une variété de gammes de masses : en dessous d'une masse combinée de 2,5 masses solaires (où vous devriez obtenir une étoile à neutrons stable), entre 2,5 et 3 masses solaires (comme l'événement que nous avons vu, où vous obtenez une étoile à neutrons temporaire qui devient un trou noir), et au-dessus de 3 masses solaires (où vous allez directement à un trou noir), et mesurez les signaux lumineux. Nous en apprendrons également plus en captant plus rapidement la phase d'inspiration et en étant en mesure de pointer vers la source prévue avant la fusion. Au fur et à mesure que LIGO/Virgo et d'autres détecteurs d'ondes gravitationnelles se mettent en ligne et deviennent plus sensibles, nous deviendrons de mieux en mieux dans ce domaine.

Illustration d'artiste de la fusion de deux étoiles à neutrons. Les systèmes d'étoiles à neutrons binaires s'inspirent et fusionnent. [+] aussi, mais la paire en orbite la plus proche que nous ayons trouvée ne fusionnera pas avant que près de 100 millions d'années se soient écoulées. LIGO en trouvera probablement beaucoup d'autres avant cela.

NSF / LIGO / Université d'État de Sonoma / A. Simonnet

D'ici là, sachez que les étoiles à neutrons, malgré ce que l'on pourrait penser de leur rotation rapide, sont extrêmement rigides en raison de leurs densités inégalées. Même avec leurs champs magnétiques très puissants et leurs spins relativistes, il s'agit très probablement d'une sphère plus parfaite que tout ce que nous avons jamais trouvé, macroscopiquement, dans tout l'Univers. À moins que les particules individuelles ne se révèlent être des sphères plus parfaites (et elles le peuvent), les étoiles à neutrons à rotation la plus lente et au champ magnétique le plus faible sont les endroits où rechercher les objets naturels les plus sphériques de tous. Avec le temps, vous obtenez une étoile à neutrons stable à longue durée de vie, tout ce qu'elle va faire au fil du temps est de changer lentement sa vitesse de rotation. Tout ce qu'il contient, pour autant que nous puissions en juger, est là pour rester.


Toutes les étoiles à neutrons tournent-elles ? - Astronomie

Comment se fait-il que certaines étoiles à neutrons deviennent des pulsars et d'autres non ?

Afin de répondre à cette question, il est nécessaire de comprendre la relation entre les étoiles à neutrons et les pulsars. Une étoile à neutrons a un champ magnétique très puissant (environ 10 12 gauss contre environ 0,6 gauss sur Terre) et tourne très vite (environ 100 fois par seconde). De plus, il existe une pléthore de particules chargées dans l'environnement d'une étoile à neutrons, de sorte que l'étoile à neutrons émet des jets de rayonnement à travers les pôles magnétiques. Vous savez peut-être que le pôle magnétique et le pôle géographique (axe de rotation) ne coïncident pas sur Terre. De même, ils ne coïncident pas dans plusieurs étoiles à neutrons. Ainsi, lorsque l'étoile à neutrons tourne, les faisceaux de rayonnement sont balayés autour de l'axe de rotation. Si nous nous trouvons sur la trajectoire du faisceau, alors nous voyons un pulsar. Dans de nombreux cas, la Terre ne se trouve pas sur la trajectoire du faisceau, et nous ne voyons donc pas de pulsar.

Edité par Michael Lam le 29 août 2015: Nous savons maintenant que toutes les étoiles à neutrons, même celles que nous pouvons voir parce qu'un faisceau passe dans notre champ de vision, ne sont pas des pulsars. Certains sont connus sous le nom de magnétars, avec des champs magnétiques encore plus puissants. Le faisceau radio est alimenté par la décroissance de ce champ magnétique plutôt que par le ralentissement de la rotation du pulsar. On ne sait pas exactement pourquoi certaines supernovae produisent des pulsars et d'autres des magnétars.

A propos de l'auteur

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep a construit un nouveau récepteur pour le radiotélescope d'Arecibo qui fonctionne entre 6 et 8 GHz. Il étudie les masers au méthanol à 6,7 GHz dans notre Galaxie. Ces masers se produisent sur des sites où naissent des étoiles massives. Il a obtenu son doctorat de Cornell en janvier 2007 et a été stagiaire postdoctoral à l'Institut Max Planck de radioastronomie en Allemagne. Après cela, il a travaillé à l'Institut d'astronomie de l'Université d'Hawaï en tant que boursier postdoctoral submillimétrique. Jagadheep est actuellement à l'Institut indien de science et de technologie spatiales.


Naissance d'une étoile à neutrons

Le fer est de la cendre nucléaire. Il n'a pas d'énergie à donner et ne peut pas être fusionné. La fusion s'arrête soudainement et l'équilibre se termine. Sans la pression extérieure de la fusion, le noyau est écrasé par l'énorme poids de l'étoile au-dessus de lui.

Ce qui se passe maintenant est génial et effrayant.

Les particules comme les électrons et les protons ne veulent vraiment pas être proches les unes des autres. Mais la pression de l'étoile qui s'effondre est si grande que les électrons et les protons fusionnent en neutrons, qui sont ensuite comprimés aussi étroitement que dans les noyaux atomiques.

Une boule de fer de la taille de la terre est pressée dans une boule de matière nucléaire pure, de la taille d'une ville.

Mais pas seulement le noyau, l'étoile entière implose, la gravité entraînant les couches externes à 25% de la vitesse de la lumière. Cette implosion rebondit sur le noyau de fer, produisant une onde de choc qui explose vers l'extérieur et propage le reste de l'étoile dans l'espace.

C'est ce que nous appelons une explosion de supernova, et elle éclipsera les galaxies les plus brillantes. Ce qui reste de l'étoile est maintenant une étoile à neutrons.


Toutes les étoiles à neutrons tournent-elles ? - Astronomie

Comment se fait-il que certaines étoiles à neutrons deviennent des pulsars et d'autres non ?

Afin de répondre à cette question, il est nécessaire de comprendre la relation entre les étoiles à neutrons et les pulsars. Une étoile à neutrons a un champ magnétique très puissant (environ 10 12 gauss contre environ 0,6 gauss sur Terre) et tourne très vite (environ 100 fois par seconde). De plus, il existe une pléthore de particules chargées dans l'environnement d'une étoile à neutrons, de sorte que l'étoile à neutrons émet des jets de rayonnement à travers les pôles magnétiques. Vous savez peut-être que le pôle magnétique et le pôle géographique (axe de rotation) ne coïncident pas sur Terre. De même, ils ne coïncident pas dans plusieurs étoiles à neutrons. Ainsi, lorsque l'étoile à neutrons tourne, les faisceaux de rayonnement sont balayés autour de l'axe de rotation. Si nous nous trouvons sur la trajectoire du faisceau, alors nous voyons un pulsar. Dans de nombreux cas, la Terre ne se trouve pas sur la trajectoire du faisceau, et nous ne voyons donc pas de pulsar.

Edité par Michael Lam le 29 août 2015: Nous savons maintenant que toutes les étoiles à neutrons, même celles que nous pouvons voir parce qu'un faisceau passe dans notre champ de vision, ne sont pas des pulsars. Certains sont connus sous le nom de magnétars, avec des champs magnétiques encore plus puissants. Le faisceau radio est alimenté par la décroissance de ce champ magnétique plutôt que par le ralentissement de la rotation du pulsar. On ne sait pas exactement pourquoi certaines supernovae produisent des pulsars et d'autres des magnétars.

A propos de l'auteur

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep a construit un nouveau récepteur pour le radiotélescope d'Arecibo qui fonctionne entre 6 et 8 GHz. Il étudie les masers au méthanol à 6,7 GHz dans notre Galaxie. Ces masers se produisent sur des sites où naissent des étoiles massives. Il a obtenu son doctorat de Cornell en janvier 2007 et a été stagiaire postdoctoral à l'Institut Max Planck de radioastronomie en Allemagne. Après cela, il a travaillé à l'Institut d'astronomie de l'Université d'Hawaï en tant que boursier postdoctoral submillimétrique. Jagadheep est actuellement à l'Institut indien de science et de technologie spatiales.


Une étoile dense, en rotation et morte découverte par le radiotélescope de l'Outback

Des astronomes ont découvert un pulsar, une étoile à neutrons dense et en rotation rapide qui envoie des ondes radio dans le cosmos, à l'aide d'un radiotélescope à basse fréquence dans l'arrière-pays australien.

Le pulsar a été détecté avec le télescope Murchison Widefield Array (MWA), dans la région reculée du Mid-West en Australie occidentale.

C'est la première fois que des scientifiques découvrent un pulsar avec le MWA, mais ils pensent que ce sera le premier d'une longue série.

La découverte est un signe des choses à venir du télescope SKA (Square Kilometer Array) de plusieurs milliards de dollars. Le MWA est un télescope précurseur du SKA.

Nick Swainston, doctorant au nœud de l'Université Curtin du Centre international de recherche en radioastronomie (ICRAR), a fait la découverte lors du traitement des données collectées dans le cadre d'une enquête pulsar en cours.

"Les pulsars naissent à la suite de supernovae - lorsqu'une étoile massive explose et meurt, elle peut laisser derrière elle un noyau effondré connu sous le nom d'étoile à neutrons", a-t-il déclaré. "Ils ont environ une fois et demie la masse du Soleil, mais tous sont resserrés à seulement 20 kilomètres, et ils ont des champs magnétiques ultra-puissants."

Une impression d'artiste de l'une des 256 tuiles du radiotélescope Murchison Widefield Array observant un pulsar - une étoile à neutrons dense et en rotation rapide qui envoie des ondes radio dans le cosmos. Crédit : Dilpreet Kaur / ICRAR / Curtin University

M. Swainston a déclaré que les pulsars tournent rapidement et émettent un rayonnement électromagnétique à partir de leurs pôles magnétiques.

"Chaque fois que cette émission traverse notre champ de vision, nous voyons une impulsion, c'est pourquoi nous les appelons pulsars", a-t-il déclaré. "Vous pouvez l'imaginer comme un phare cosmique géant."

L'astronome ICRAR-Curtin, le Dr Ramesh Bhat, a déclaré que le pulsar nouvellement découvert est situé à plus de 3000 années-lumière de la Terre et tourne environ une fois par seconde.

"C'est incroyablement rapide par rapport aux étoiles et aux planètes ordinaires", a-t-il déclaré. "Mais dans le monde des pulsars, c'est assez normal."

Le Dr Bhat a déclaré que la découverte avait été faite en utilisant environ un pour cent du grand volume de données collectées pour l'enquête sur le pulsar.

"Nous n'avons fait qu'effleurer la surface", a-t-il déclaré. « Lorsque nous réalisons ce projet à grande échelle, nous devrions trouver des centaines de pulsars dans les années à venir. »

Les pulsars sont utilisés par les astronomes pour plusieurs applications, notamment pour tester les lois de la physique dans des conditions extrêmes.

"Une cuillerée de matière provenant d'une étoile à neutrons pèserait des millions de tonnes", a déclaré le Dr Bhat.

"Leurs champs magnétiques sont parmi les plus puissants de l'Univers, environ 1 000 milliards de fois plus puissants que ceux que nous avons sur Terre."

"Nous pouvons donc les utiliser pour faire de la physique que nous ne pouvons faire dans aucun des laboratoires basés sur Terre."

La tuile 107, ou "la valeur aberrante" comme on l'appelle, est l'une des 256 tuiles du MWA, située à 1,5 km du cœur du télescope. L'éclairage de la tuile et le paysage antique est la Lune. Crédit : Pete Wheeler, ICRAR

Trouver des pulsars et les utiliser pour la physique extrême est également un moteur scientifique clé pour le télescope SKA.

Le directeur de la MWA, le professeur Steven Tingay, a déclaré que la découverte fait allusion à une grande population de pulsars en attente de découverte dans l'hémisphère sud.

"Cette découverte est vraiment excitante car le traitement des données est incroyablement difficile, et les résultats montrent le potentiel pour nous de découvrir beaucoup plus de pulsars avec le MWA et la partie basse fréquence du SKA."

"L'étude des pulsars est l'un des domaines scientifiques phares du SKA, qui vaut plusieurs milliards de dollars, c'est donc formidable que notre équipe soit à la pointe de ce travail", a-t-il déclaré.

Référence : “Découverte d'un pulsar à faible luminosité à spectre raide avec le Murchison Widefield Array” par NA Swainston, NDR Bhat, M. Sokolowski, SJ McSweeney, S. Kudale, S. Dai, KR Smith, IS Morrison, RM Shannon, W. van Straten, M. Xue, SM Ord, SE Tremblay, BW Meyers, A. Williams, G. Sleap, M. Johnston-Hollitt, DL Kaplan, SJ Tingay et RB Wayth, 21 avril 2021, Les lettres du journal astrophysique.
DOI : 10.3847/2041-8213/abec7b


Étoiles à neutrons

Les étoiles à neutrons tournent pour conserver l'énergie libérée par l'explosion de supernova qui les a précédées. Ils tournent généralement très vite. Mon argument [et j'admets la possibilité que je me trompe] est que l'explosion est asymétrique et confère une énorme quantité de moment angulaire au fragment.

Addendum : Écoutez selfAdjoint avant même de réfléchir à ce que j'ai à dire. Il est beaucoup plus compétent et je m'en remets à son jugement. J'essaie juste de donner mon tour.

Les étoiles à neutrons naissent en effet en tournant rapidement, mais je pense que la cause principale est la conservation du moment angulaire. C'est-à-dire que le rayon diminue d'ordres de grandeur, de sorte que les faibles taux de rotation initiaux seront amplifiés :

Ce n'est toujours pas suffisant pour obtenir les pulsars les plus rapides. Ceux-ci sont en fait créés par des couples d'accrétion. Cela signifie qu'une étoile proche déverse de la matière sur l'étoile à neutrons et la fait tourner lorsque la matière entre en collision avec la surface. C'est ainsi que nous obtenons des "pulsars millisecondes".

Vous avez mentionné les explosions asymétriques de supernova, ce sont en fait ce que nous pensons être la cause des "coups de pied d'étoiles à neutrons". Nous voyons des étoiles à neutrons dans la galaxie qui se déplacent à des vitesses inhabituellement élevées, ce qui implique qu'elles ont été en quelque sorte "coupées" par quelque chose. Naturellement, nous pensons que cela a quelque chose à voir avec la supernova.

Enfin, à la question initiale, une étoile à neutrons non rotative devrait être presque une sphère parfaite. En fait, c'est peut-être la meilleure approximation d'une sphère parfaite qui peut être créée naturellement.

Et à propos de ces astéroïdes.

Les formes des astéroïdes sont assez aléatoires. Ils sont généralement trop petits pour que la gravité joue un grand rôle. Leurs formes sont déterminées par la manière aléatoire dont leur contenu se réunit, ainsi que par ce qui les frappe au cours de leurs voyages.

Tu as raison, il peut faire les deux. Le couple du flux d'accrétion dépend de la direction de l'orbite. En d'autres termes, la matière tombante frappera l'étoile à neutrons dans le même sens que le compagnon orbite autour d'elle. Si cela s'oppose à la rotation, alors il sera ralenti par le couple. On s'attendrait généralement à ce qu'elles tournent et orbitent dans la même direction (pour la même raison que les planètes ont tendance à orbiter et à tourner dans la même direction), mais ce n'est pas obligatoire. Même s'il était tourné vers le bas, il finirait par être tourné dans l'autre sens à mesure que le couple continuerait.

L'autre effet auquel vous faites référence (verrouillage des marées) serait beaucoup plus petit dans ce cas, principalement parce qu'une étoile à neutrons est une bête extrêmement robuste. La rotation vers le bas de la terre se produit parce que la lune déforme un peu sa forme et la tord lorsqu'elle tourne. La forme d'une étoile à neutrons serait à peine modifiée par son compagnon, à la fois en raison de sa petite taille et en raison de sa résistance à la compression. Au lieu de cela, je parle de l'impact direct de la matière avec la surface de l'étoile à neutrons.


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Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review

T1 - Les périodes de spin et les profils de rotation des étoiles à neutrons à la naissance

N2 - Nous présentons les résultats d'un vaste ensemble de simulations hydrodynamiques unidimensionnelles et bidimensionnelles des phases d'effondrement, de rebond et de post-rebond du cœur de la supernova et nous nous concentrons sur les périodes de spin et les profils de rotation de l'étoile à neutrons (PNS) en tant que fonction de la vitesse angulaire initiale du noyau de fer, du degré de rotation différentielle et de la masse du géniteur. Pour les modèles considérés, nous trouvons une cartographie grossièrement linéaire entre la vitesse de rotation initiale du noyau de fer et le spin PNS. Les résultats indiquent que l'amplitude des vitesses angulaires du noyau de fer avant l'effondrement est le facteur le plus important dans la détermination du spin PNS. Les différences dans la masse des géniteurs et le degré de rotation différentielle n'entraînent que de petites variations dans la période et le profil de rotation du SNP. Sur la base de nos spins PNS calculés à ∼200-300 ms après rebond et en supposant la conservation du moment angulaire, nous estimons les périodes de rotation finales des étoiles à neutrons. Nous trouvons des périodes de 1 ms et plus courtes pour des périodes initiales de noyau de fer central de ≲10 s. Ceci est sensiblement plus court que ce que les études précédentes ont prédit et est en désaccord avec les données d'observation actuelles de l'astronomie pulsar. Après avoir examiné les mécanismes de spin-down possibles qui pourraient conduire à des périodes plus longues, nous concluons qu'il n'y a pas de mécanisme qui puisse faire ralentir de manière robuste une étoile à neutrons de périodes ∼1 ms aux périodes "d'injection" de dizaines à centaines de millisecondes observées pour les jeunes pulsars . Our results indicate that, given current knowledge of the limitations of neutron star spin-down mechanisms, precollapse iron cores must rotate with periods of around 50-100 s to form neutron stars with periods generically near those inferred for the radio pulsar population.

AB - We present results from an extensive set of one- and two-dimensional radiation-hydrodynamic simulations of the supernova core-collapse, bounce, and postbounce phases and focus on the proto-neutron star (PNS) spin periods and rotational profiles as a function of initial iron core angular velocity, degree of differential rotation, and progenitor mass. For the models considered, we find a roughly linear mapping between initial iron core rotation rate and PNS spin. The results indicate that the magnitude of the precollapse iron core angular velocities is the single most important factor in determining the PNS spin. Differences in progenitor mass and degree of differential rotation lead only to small variations in the PNS rotational period and profile. Based on our calculated PNS spins at ∼200-300 ms after bounce and assuming angular momentum conservation, we estimate final neutron star rotation periods. We find periods of 1 ms and shorter for initial central iron core periods of ≲10 s. This is appreciably shorter than what previous studies have predicted and is in disagreement with current observational data from pulsar astronomy. After considering possible spin-down mechanisms that could lead to longer periods, we conclude that there is no mechanism that can robustly spin down a neutron star from ∼1 ms periods to the "injection" periods of tens to hundreds of milliseconds observed for young pulsars. Our results indicate that, given current knowledge of the limitations of neutron star spin-down mechanisms, precollapse iron cores must rotate with periods of around 50-100 s to form neutron stars with periods generically near those inferred for the radio pulsar population.


Neutron Star Suffers a “Glitch”, Gives Astronomers a Glimpse Into How They Work

A neutron star is what remains after a massive star goes supernova. It’s a tightly-packed, ultra-dense body made of—you guessed it—neutrons. Actually, that’s not absolutely true.

Mathematical models show that neutron stars are made up of layers, and in those layers there are things other than just neutrons. But as you look deeper into a neutron star, you see more and more tightly-packed neutrons, and less of anything else. Once you get to the core, it’s mostly neutrons.

We’re not certain, exactly, what the interior of a neutron star looks like, but mathematical models suggest they’re like this. Image Credit: By Robert Schulze – Own work, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=11363893

But it’s the ‘looking deeper into a neutron star’ that’s the problematic part. Nobody’s ever seen the inside of one.

Astronomers are stuck observing the exterior of neutron stars from a distance to try to understand them. Physics and mathematical models help, but there’s no substitute for actual observation. Luckily, sometimes neutron stars suffer “glitches,” and those glitches are an opportunity to learn something about these ultra-dense bodies.

Neutron stars rotate. They can also emit electromagnetic radiation from their poles, and when that radiation is pointed at Earth intermittently during the star’s rotation, we can see the beams. These neutron stars are called pulsars.

For the most part that rotation is very regular, and very rapid. But sometimes they rotate faster, and that happens when portions of the interior of the star move towards the exterior. For a brief astronomical moment, this glitch can let astronomers gain some insight into these perplexing objects.

In 2016, astronomers using the Mt. Pleasant telescope observed the Vela Pulsar glitching. The Vela Pulsar is about 1000 light years away, in the constellation Vela. It’s the brightest pulsar in the sky in radio frequencies, and it’s also the most well-known of all the glitching pulsars. Only about 5% of pulsars glitch, and Vela glitches about every three years.

This Chandra image shows the Vela Pulsar as a bright white spot in the middle of the picture, surrounded by hot gas shown in yellow and orange. A jet of material is wiggling from the hot gas in the upper right. Image Credit: By NASA/CXC/PSU/G.Pavlov et al. – http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/heapow/archive/compact_objects/vela_pulsar_jet.html, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=135898

This neutron star, which like all neutron stars is only several kilometers in diameter, normally rotates at about 11 times per second. But during the 2016 glitch, the star’s rotation sped up. This was the first time that it was observed glitching live.

In a paper published in the journal Nature Astronomy, a team of scientists re-analyzed the data from the 2016 glitch. The paper is called “Rotational evolution of the Vela pulsar during the 2016 glitch.” The first author is Dr. Greg Ashton of the Monash School of Physics and Astronomy.

The main finding of their re-analysis is that the glitch is more than just a simple increase of rotational velocity. The star rapidly spun up, before relaxing to glitch speed. According to the authors, the behavior of Vela during the glitch gave them a glimpse into the make-up of the interior of the neutron star.

They say that neutron stars have three distinct layers. In a press release, co-author Paul Lasky, also from the Monash School of Physics and Astronomy, said, “One of these components, a soup of super-fluid neutrons in the inner layer of the crust, moves outwards first and hits the rigid outer crust of the star causing it to spin up. But then, a second soup of super-fluid that moves in the core catches up to the first, causing the spin of the star to slow back down.”

They call this phenomenon an overshoot. According to the authors, other scientists have predicted this in studies, but it hasn’t been observed.

“This overshoot has been predicted a couple of times in the literature, but this is the first real time it’s been identified in observations,” Lasky said.

Study co-author Dr Vanessa Graber from McGill University was one of the scientists to predict this overshoot, and she talked about it in her 2018 paper “Rapid crust coupling and glitch rises in superfluid neutron stars.”

But during the live observation of Vela in 2016, the rotating neutron star displayed some other odd behavior: prior to the glitch it actually slowed down. This is something that’s never been observed before.

“Immediately before the glitch, we noticed that the star seems to slow down its rotation rate before spinning back up,” Dr Ashton said. “We actually have no idea why this is, and it’s the first time it’s ever been seen.”

Artist’s illustration of a rotating neutron star, the remnants of a super nova explosion. Credit: NASA, Caltech-JPL

“It could be related to the cause of the glitch, but we’re honestly not sure,” Ashton said.

This study is a new piece of the puzzle when it comes to neutron stars. They’re calling the slow down that precedes the spin-up an “anti-glitch.” The anti-glitch is followed by the “overshoot” which was predicted by co-author Graber and others. Then, there’s the relaxation down to the actual glitch speed. This three-step sequence hasn’t been observed in its entirety before. The authors think that this three-step model for glitches is an important discovery.

In the conclusion of their paper they say, “During the 2016 glitch, the Vela pulsar first spun down. A few seconds later it rapidly spun up, before finally spinning down with an exponential relaxation time of ? 60 s. This model is substantially favoured over a simple step glitch, or one with only a single spin-up event.”

It’s the observation of the anti-glitch that’s key. If astronomers are able to observe other pulsars behaving like this, then they can test predictions against them.

Artist’s illustration of a neutron star, a tiny remnant that remains after its predecessor star explodes. Here, the 12-mile (20-kilometer) sphere is compared with the size of Hannover, Germany. Credit: NASA’s Goddard Space Flight Center

But for now, there’s only one observed instance of the anti-glitch. Without more observation evidence, scientists are limited to models. As the authors say in the conclusion of their paper, “Analyses like that presented herein only assess the relative evidence of models.” Also, “Even the best fitting models tested here do not explain all the features in the data.”

The authors suspect that their analysis will re-ignite more observation and study of neutron stars and their glitches, and to inspire some new theories.