Astronomie

Fonctionnement interne des étoiles à neutrons

Fonctionnement interne des étoiles à neutrons

Quelles sont les étapes futures qui peuvent être prises pour en savoir plus sur le fonctionnement interne d'une étoile à neutrons telles que les « pâtes nucléaires » et les matériaux du noyau interne ?


Une présélection incomplète serait :

(i) Si vous pouvez mesurer la masse maximale possible d'une étoile à neutrons (l'étoile à neutrons la plus massive donne une limite inférieure à cela), alors cela vous indique à quel point l'équation d'état est "dure" ou "douce" (la relation entre la pression , densité et composition) est à l'intérieur (surtout au cœur), et vous dit donc quelque chose sur la composition de la matière et la nature de la force nucléaire forte à de petites séparations. Il est peu probable que les pâtes nucléaires aient un effet dramatique sur cela.

(ii) Mesurer les masses et les rayons des étoiles à neutrons vous renseigneraient directement sur l'équation d'état à différentes profondeurs à l'intérieur d'une étoile à neutrons. Encore une fois, je pense que les pâtes nucléaires n'ont pas une incidence majeure sur ces diagnostics.

(iii) Mesurer la vitesse à laquelle les étoiles à neutrons se refroidissent vous renseigne sur la composition intérieure. Les condensations de matière de quark et de bosons dans le cœur permettraient un refroidissement plus rapide. Des changements brusques de la vitesse de refroidissement peuvent vous renseigner sur les transitions de phase superfluides. Le refroidissement peut également être accéléré par les phases de pâtes nucléaires en laissant fonctionner le procédé URCA.

(iv) La mesure de la réponse des pulsars aux pépins vous renseigne sur la superfluidité à l'intérieur et à la croûte et le couplage de la croûte et du noyau dépendra des propriétés de ce qui se trouve entre les deux, c'est-à-dire les pâtes nucléaires.


Des scientifiques détectent les ondes gravitationnelles des collisions d'étoiles à neutrons

La collaboration scientifique LIGO, la collaboration Virgo et leurs partenaires ont directement détecté des ondes gravitationnelles - des ondulations dans l'espace et le temps - d'une paire d'étoiles à neutrons inspirantes. Nommé GW170817, l'événement n'a pas seulement été «entendu» dans les ondes gravitationnelles, mais également vu à la lumière par des dizaines de télescopes spatiaux et terrestres.

Illustration d'artiste de la fusion de deux étoiles à neutrons. Crédit image : NSF / LIGO / Sonoma State University / A. Simonnet.

Le signal gravitationnel GW170817 a été détecté pour la première fois le 17 août 2017 à 8 h 41 HAE (5 h 41 HAP, 12 h 41 GMT, 14 h 41 CEST).

La détection a été effectuée par les deux détecteurs du Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO), situés à Hanford, Washington, et Livingston, Louisiane. Les informations fournies par le troisième détecteur, Virgo, situé près de Pise, en Italie, ont permis d'améliorer la localisation de l'événement.

À peu près au même moment, le télescope spatial Fermi de la NASA a détecté une rafale de rayons gamma. Le logiciel d'analyse LIGO-Virgo a réuni les deux signaux et a déterminé que leur apparition était très peu susceptible d'être due au hasard.

Les données LIGO indiquaient que deux objets astrophysiques situés à une distance relativement proche d'environ 130 millions d'années-lumière de la Terre s'étaient rapprochés l'un de l'autre.

Il est apparu que les objets n'étaient pas aussi massifs que les trous noirs binaires — objets que LIGO et Virgo ont déjà détectés.

Au lieu de cela, les objets inspirateurs ont été estimés dans une plage d'environ 1,1 à 1,6 fois la masse du Soleil, dans la plage de masse des étoiles à neutrons.

Alors que les trous noirs binaires produisent des « chirps » d'une fraction de seconde dans la bande sensible du détecteur LIGO, le signal GW170817 a duré environ 100 secondes et a été observé sur toute la gamme de fréquences de LIGO.

Fiche d'information GW170817. Crédit image : LIGO Scientific Collaboration.

"Il nous est immédiatement apparu que la source était probablement des étoiles à neutrons, l'autre source convoitée que nous espérions voir et promettait le monde que nous verrions", a déclaré le Dr David Shoemaker, porte-parole de la collaboration scientifique LIGO.

« Qu'il s'agisse d'informer des modèles détaillés du fonctionnement interne des étoiles à neutrons et des émissions qu'elles produisent, à la physique plus fondamentale telle que la relativité générale, cet événement est tellement riche. C'est un cadeau qui continuera à donner.

"Notre analyse de fond a montré qu'un événement de cette force se produit moins d'une fois tous les 80 000 ans par coïncidence aléatoire, nous l'avons donc immédiatement reconnu comme une détection très sûre et une source remarquablement proche", a déclaré le professeur Laura Cadonati, porte-parole adjointe du LIGO Scientific. Collaboration.

« Cette détection a véritablement ouvert les portes d'une nouvelle façon de faire de l'astrophysique. Je pense qu'il restera dans les mémoires comme l'un des événements astrophysiques les plus étudiés de l'histoire. »

Les astrophysiciens ont prédit que lorsque des étoiles à neutrons entrent en collision, elles devraient émettre des ondes gravitationnelles et des rayons gamma, ainsi que de puissants jets qui émettent de la lumière à travers le spectre électromagnétique.

Le sursaut gamma détecté par Fermi est ce qu'on appelle un sursaut gamma court. Les nouvelles observations confirment qu'au moins quelques sursauts gamma courts sont générés par la fusion d'étoiles à neutrons.

« Pendant des décennies, nous avons soupçonné que les sursauts gamma courts étaient alimentés par des fusions d'étoiles à neutrons. Maintenant, avec les données incroyables de LIGO et de Virgo pour cet événement, nous avons la réponse », a déclaré Julie McEnery, scientifique du projet Fermi, du Goddard Space Flight Center de la NASA.

Localisations célestes des signaux d'ondes gravitationnelles détectées par LIGO à partir de 2015 (GW150914, LVT151012, GW151226, GW170104), et, plus récemment, par le réseau LIGO-Virgo (GW170814, GW170817). Après la mise en ligne de Virgo en août 2017, les scientifiques ont pu localiser les signaux des ondes gravitationnelles. L'arrière-plan est une image optique de la Voie lactée. Les localisations de GW150914, LVT151012 et GW170104 s'enroulent autour de la sphère céleste, de sorte que la carte du ciel est affichée avec un dôme translucide. Crédit image : LIGO / Vierge / NASA / Leo Singer / Axel Mellinger.

Fermi a pu fournir une localisation qui a ensuite été confirmée et grandement affinée avec les coordonnées fournies par la détection combinée LIGO-Virgo.

Avec ces coordonnées, les observatoires du monde entier ont pu, quelques heures plus tard, commencer à rechercher la région du ciel d'où provenait le signal.

Un nouveau point lumineux, ressemblant à une nouvelle étoile, a d'abord été découvert par des télescopes optiques. Au final, environ 70 observatoires au sol et dans l'espace ont observé l'événement à leurs longueurs d'onde représentatives.

"Cette détection ouvre la fenêtre d'une astronomie "multi-messagers" tant attendue", a déclaré le Dr David H. Reitze, directeur exécutif du laboratoire LIGO.

« C'est la première fois que nous observons un événement astrophysique cataclysmique à la fois dans les ondes gravitationnelles et les ondes électromagnétiques, nos messagers cosmiques. L'astronomie à ondes gravitationnelles offre de nouvelles opportunités pour comprendre les propriétés des étoiles à neutrons d'une manière qui ne peut tout simplement pas être réalisée avec la seule astronomie électromagnétique. »

Une image générale se dessine parmi tous les observatoires impliqués qui confirme encore que le signal d'onde gravitationnelle initial provenait bien d'une paire d'étoiles à neutrons inspirantes.

"Il y a environ 130 millions d'années, les deux étoiles à neutrons étaient dans leurs derniers instants en orbite l'une autour de l'autre, séparées seulement par environ 200 miles (300 km) et en accélérant tout en réduisant la distance entre elles", ont expliqué les chercheurs.

« Alors que les étoiles tournaient plus vite et se rapprochaient les unes des autres, elles étiraient et déformaient l'espace-temps environnant, dégageant de l'énergie sous la forme de puissantes ondes gravitationnelles, avant de s'écraser les unes contre les autres. Au moment de la collision, la majeure partie des deux étoiles à neutrons a fusionné en un seul objet ultradense, émettant une « boule de feu » de rayons gamma. »

"Les théoriciens ont prédit que ce qui suit la boule de feu initiale est un" kilonova " - un phénomène par lequel le matériau qui reste de la collision d'étoiles à neutrons, qui brille de lumière, est soufflé hors de la région immédiate et loin dans espace."

Les nouvelles observations basées sur la lumière montrent également que des éléments lourds, tels que le plomb et l'or, sont créés lors de ces collisions et ensuite distribués dans tout l'Univers.

Les résultats de LIGO-Virgo sont publiés dans le Lettres d'examen physique.


La couverture du numéro de mars 2019 du magazine Scientific American (voir figure) concerne le travail de NICER pour aider à révéler le fonctionnement interne des étoiles à neutrons. Ces étoiles sont les objets les plus denses de l'univers, avec une masse pouvant aller jusqu'à 2 Soleils serrés dans le volume d'une ville. La densité exacte dans le cœur d'une étoile à neutrons contraint les théories physiques qui décrivent les interactions d'un grand nombre de neutrons et d'autres particules subatomiques.

Pour quatre étoiles à neutrons, NICER a accumulé des expositions très profondes - des millions de secondes, accumulées dans des centaines d'observations individuelles effectuées au cours d'orbites distinctes de l'ISS. Ces données sont analysées avec des superordinateurs pour évaluer et modéliser les pulsations qui atteignent la Terre à partir des faisceaux d'émission de balayage des étoiles. De petites déviations dans les formes des impulsions reçues dues à la « courbure » de la lumière dans la forte gravité à proximité des objets ultra-compacts encodent des informations sur la masse et le rayon de chaque étoile à neutrons. NICER est sur le point de publier les premiers résultats de cette analyse. L'article de Scientific American fournit un contexte et démontre l'intérêt de la communauté scientifique pour ce travail.


Astrophysique computationnelle

L'étude des processus astrophysiques complexes à l'aide de modèles informatiques avancés est le domaine de l'astrophysique computationnelle.

L'astrophysique informatique est un élément central de la recherche astronomique moderne. Les conditions des environnements astrophysiques (étoiles, galaxies, l'espace entre elles) sont impossibles à recréer en laboratoire et sont souvent trop complexes à décrire avec de simples modèles mathématiques. En construisant des modèles informatiques complexes des processus physiques essentiels, nous pouvons mieux interpréter les résultats d'observation et améliorer notre compréhension du fonctionnement interne des environnements astrophysiques. En ce sens, l'astrophysique computationnelle peut être considérée comme la branche expérimentale de la recherche astronomique. La puissance toujours croissante des ordinateurs nous permet de réaliser des simulations toujours plus détaillées de phénomènes astronomiques complexes.

Au Département d'astronomie, le développement d'outils informatiques couvre des domaines de recherche allant de la physique solaire à la cosmologie. Nous sommes spécialisés dans le développement d'outils de calcul pour la dynamique des gaz (avec et sans champs magnétiques) et le transfert radiatif. Les simulations utilisant ces modèles informatiques sont exécutées sur des systèmes parallèles et des superordinateurs.

Les moteurs centraux des supernovae à effondrement du cœur sont l'endroit où se forment les étoiles à neutrons et les trous noirs. Dans ces environnements, les quatre forces fondamentales jouent un rôle important. Nous avons besoin de modèles informatiques complexes pour capturer toute cette physique ensemble dans une simulation : relativité générale pour déterminer correctement la gravité, transport du rayonnement des neutrinos et interactions détaillées des neutrinos pour capturer le refroidissement et le réchauffement des neutrinos, hydrodynamique tridimensionnelle sur une large plage dynamique pour capturer la turbulence et la convection en cours et une théorie nucléaire détaillée pour décrire les interactions entre les nucléons à des densités nucléaires et au-dessus. Pour cela, le professeur adjoint Evan O'Connor et son groupe de recherche utilisent le cadre hydrodynamique FLASH et effectuent des simulations sur certains des plus grands supercalculateurs du monde.

À l'époque de la formation des premières galaxies de l'Univers, il y a quelque 13 milliards d'années, le rayonnement ionisant des étoiles à l'intérieur de ces galaxies a fait passer l'Univers entier d'être froid et neutre à chaud et ionisé. Ce processus est connu sous le nom de réionisation cosmique. Bien que nous sachions qu'elle a eu lieu, nous ne savons toujours pas comment la réionisation s'est développée au fil du temps, ni quels types de galaxies primitives en étaient principalement responsables. Le professeur Garrelt Mellema et son groupe de recherche étudient ce processus avec une combinaison de simulations cosmologiques tridimensionnelles de n-corps et de transfert radiatif et produisent des prédictions pour des observables telles que la distribution des galaxies émettrices de Lyman-alpha et le signal décalé vers le rouge de 21 cm de l'alambic parties neutres de l'Univers. Ces dernières prédictions sont faites dans le cadre de projets d'observation avec le radiotélescope européen LOFAR, ainsi que le futur, global, Square Kilometer Array.

Les étoiles à neutrons sont des vestiges extrêmement denses d'explosions de supernova. Certaines étoiles à neutrons sont dans des systèmes binaires et tournent autour d'une autre étoile à neutrons. De tels systèmes émettent en continu des ondes gravitationnelles et donc spiralent lentement vers une collision extrêmement violente.

L'inspiratoire de deux étoiles à neutrons émet un signal d'onde gravitationnelle « pépiée », comme observé pour la première fois en août 2017 par les détecteurs LIGO/VIRGO. La fusion elle-même déclenche des explosions cosmiques extrêmement brillantes appelées sursauts gamma et éjecte également de la matière extrêmement riche en neutrons dans l'espace dans lequel se forment les éléments les plus lourds du cosmos tels que l'or et le platine.

La modélisation de telles fusions nécessite de réunir de nombreux ingrédients physiques dans une simulation sur ordinateur : la gravité en champ fort, la matière nucléaire, les interactions neutrinos et les réactions nucléaires. L'équipe de recherche du professeur Stephan Rosswog étudie les signatures multi-messagers de telles rencontres.

Pour les coordonnées, visitez la liste du personnel.

Dernière mise à jour: 6 février 2019
Éditeur de pages : Bengt Larsson
La source: Département d'Astronomie


Sonder la matière extrême par l'observation d'étoiles à neutrons

Les étoiles à neutrons, les noyaux ultra-denses laissés après l'effondrement d'étoiles massives, contiennent la matière la plus dense connue dans l'Univers en dehors d'un trou noir. De nouveaux résultats de Chandra et d'autres télescopes à rayons X ont fourni l'une des déterminations les plus fiables à ce jour de la relation entre le rayon d'une étoile à neutrons et sa masse. Ces résultats limitent la façon dont la matière nucléaire - les protons et les neutrons, et leurs quarks constitutifs - interagissent dans les conditions extrêmes rencontrées dans les étoiles à neutrons.

Trois télescopes -- Chandra, XMM-Newton de l'ESA et Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) de la NASA -- ont été utilisés pour observer 8 étoiles à neutrons différentes, dont une sur 47 Tucanae, un amas globulaire situé à environ 15 000 années-lumière dans le périphérie de la Voie lactée. L'image présentée ici a été construite à partir d'une longue observation Chandra de 47 Tucanae. Les rayons X de faible énergie sont rouges, les rayons X d'énergie intermédiaire sont verts et les rayons X de plus haute énergie sont indiqués en bleu.

Dans l'image, le système d'étoiles doubles ou binaires étiqueté X7 contient une étoile à neutrons éloignant lentement le gaz d'une étoile compagne avec une masse bien inférieure à celle du Soleil. En 2006, les chercheurs ont utilisé des observations de la quantité de rayons X de X7 à différentes énergies ainsi que des modèles théoriques pour déterminer une relation entre la masse et le rayon de l'étoile à neutrons. Une procédure similaire a été utilisée pour les observations de Chandra d'une étoile à neutrons dans un autre amas globulaire, NGC 6397, et pour deux autres étoiles à neutrons dans des amas observés par XMM-Newton de l'ESA.

Quatre autres étoiles à neutrons ont été observées avec RXTE pour subir des sursauts de rayons X qui provoquent l'expansion de l'atmosphère de l'étoile à neutrons. En suivant le refroidissement de l'étoile, sa surface peut être calculée. Ensuite, en intégrant des estimations indépendantes de la distance à l'étoile à neutrons, les scientifiques ont pu recueillir plus d'informations sur les relations entre les masses et les rayons de ces étoiles à neutrons.

Étant donné que la masse et le rayon d'un neutron sont directement liés aux interactions entre les particules à l'intérieur de l'étoile, les derniers résultats donnent aux scientifiques de nouvelles informations sur le fonctionnement interne des étoiles à neutrons.

Les chercheurs ont utilisé un large éventail de modèles différents pour la structure de ces objets effondrés et ont déterminé que le rayon d'une étoile à neutrons avec une masse qui est 1,4 fois la masse du Soleil est compris entre 10,4 et 12,9 km (6,5 à 8,0 miles). Ils ont également estimé que la densité au centre d'une étoile à neutrons était environ 8 fois supérieure à celle de la matière nucléaire trouvée dans des conditions semblables à celles de la Terre. Cela se traduit par une pression supérieure à dix mille milliards de fois la pression requise pour que les diamants se forment à l'intérieur de la Terre.

Les résultats s'appliquent que l'ensemble des sources d'éclatement, ou la plus extrême des autres sources, soit retiré de l'échantillon. Des études antérieures ont utilisé de plus petits échantillons d'étoiles à neutrons ou n'ont pas tenu compte d'autant d'incertitudes dans l'utilisation des modèles.

Les nouvelles valeurs de la structure de l'étoile à neutrons devraient être vraies même si de la matière composée de quarks libres existe dans le cœur de l'étoile. Les quarks sont des particules fondamentales qui se combinent pour former des protons et des neutrons et ne se trouvent généralement pas isolément. Il a été postulé que des quarks libres pourraient exister à l'intérieur des centres des étoiles à neutrons, mais aucune preuve solide de cela n'a jamais été trouvée.

Les chercheurs ont également fait une estimation des distances entre les neutrons et les protons dans les noyaux atomiques ici sur Terre. Un rayon d'étoile à neutrons plus grand implique naturellement qu'en moyenne, les neutrons et les protons d'un noyau lourd sont plus éloignés les uns des autres. Leur estimation est comparée aux valeurs d'expériences terrestres.

Les observations d'étoiles à neutrons ont également fourni de nouvelles informations sur la soi-disant « énergie de symétrie » pour la matière nucléaire, qui est le coût énergétique nécessaire pour créer un système avec un nombre de protons différent de celui des neutrons. L'énergie de symétrie est importante pour les étoiles à neutrons car elles contiennent près de dix fois plus de neutrons que de protons. C'est également important pour les atomes lourds sur Terre, comme l'uranium, car ils contiennent souvent plus de neutrons que de protons. Les résultats montrent que l'énergie de symétrie ne change pas beaucoup avec la densité.


Arrière-plan

On sait maintenant que la masse d'une étoile détermine le destin ultime d'une étoile. Les étoiles plus massives brûlent leur carburant plus rapidement et ont une vie plus courte. Ces faits auraient étonné les astronomes travaillant à l'aube du XXe siècle. À cette époque, la compréhension de la source de la chaleur et de la lumière générées par le Soleil et les étoiles était entravée par un manque de compréhension des processus nucléaires.

Sur la base des concepts newtoniens de la gravité, de nombreux astronomes ont compris que les étoiles se formaient dans des nuages ​​de gaz et de poussière, appelés nébuleuses, mesurant des années-lumière de diamètre. Ces grands nuages ​​moléculaires, si épais qu'ils sont souvent opaques par endroits, taquinaient les astronomes. Des décennies plus tard, après le développement de la théorie quantique, les astronomes ont pu comprendre l'énergétique derrière le « rougissement » de la lumière quittant les pépinières stellaires (rougie parce que la lumière bleue est plus diffusée et la lumière rouge passe plus directement à travers l'observateur). Les astronomes ont émis l'hypothèse que les étoiles se sont formées lorsque des régions de ces nuages ​​se sont effondrées (appelé agglutination gravitationnelle). Lorsque la région s'est effondrée, elle s'est accélérée et s'est chauffée pour former une protoétoile, chauffée par la friction gravitationnelle.

À l'ère préatomique, la source de chaleur dans les étoiles était un mystère pour les astronomes qui cherchaient à concilier les contradictions apparentes concernant la façon dont les étoiles étaient capables de maintenir leur taille (c'est-à-dire de ne pas rétrécir lorsqu'elles brûlaient du carburant) et de rayonner les énormes quantités d'énergie mesuré. Conformément aux croyances religieuses dominantes, le Soleil, en utilisant les concepts conventionnels de consommation et de production d'énergie, pourrait être calculé comme ayant moins de quelques milliers d'années.

En 1913, l'astronome danois Ejnar Hertzsprung (1873-1967) et l'astronome anglais Henry Norris Russell (1877-1957) développèrent indépendamment ce qui est maintenant connu sous le nom de diagramme de Hertzsprung-Russell. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, le type spectral (ou, de manière équivalente, l'indice de couleur ou la température de surface) est placé le long de l'axe horizontal et la magnitude absolue (ou luminosité) le long de l'axe vertical. En conséquence, les étoiles se voient attribuer des places de haut en bas par ordre de magnitude croissante (luminosité décroissante) et de droite à gauche en augmentant la température et la classe spectrale.

La relation de la couleur stellaire à la luminosité était une avancée fondamentale dans l'astronomie moderne. La corrélation de la couleur avec la véritable luminosité est finalement devenue la base d'une méthode largement utilisée pour déduire les parallaxes spectroscopiques des étoiles, qui a permis aux astronomes d'estimer la distance des étoiles éloignées de la Terre (les estimations pour les étoiles plus proches pourraient être faites par parallaxe géométrique).

Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les étoiles de la séquence principale (celles qui seront plus tard comprises comme brûlant de l'hydrogène comme combustible nucléaire) forment une bande ou une séquence d'étoiles proéminentes, des étoiles extrêmement brillantes et chaudes dans le coin supérieur gauche du diagramme, à étoiles faibles et relativement plus froides dans le coin inférieur droit du diagramme. Parce que la plupart des étoiles sont des étoiles de la séquence principale, la plupart des étoiles tombent dans cette bande sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. Le Soleil, par exemple, est une étoile de la séquence principale qui se trouve à peu près au milieu du diagramme, parmi ce que l'on appelle les naines jaunes.

Russell a tenté d'expliquer la présence d'étoiles géantes comme le résultat de grands amas gravitationnels. Les étoiles, selon Russell, descendraient dans le graphique à mesure qu'elles perdraient de la masse brûlée comme carburant. Les étoiles commencent leur cycle de vie sous la forme d'énormes corps rouges froids, puis subissent un rétrécissement continuel à mesure qu'elles sont chauffées. Bien que le diagramme de Hertzsprung-Russell ait été une avancée importante dans la compréhension de l'évolution stellaire - et qu'il reste très utile aux astronomes modernes - le raisonnement de Russell derrière les mouvements des étoiles sur le diagramme s'est avéré être exactement le contraire de la compréhension moderne de l'évolution stellaire, qui est basé sur une compréhension du Soleil et des étoiles en tant que réacteurs thermonucléaires.

Les progrès de la théorie quantique et l'amélioration des modèles de structure atomique ont clairement montré aux astronomes du début du XXe siècle qu'une meilleure compréhension du cycle de vie des étoiles et des théories cosmologiques expliquant l'immensité de l'espace était liée aux progrès de la compréhension du fonctionnement interne de l'espace. l'univers à l'échelle atomique. Une compréhension complète de l'énergétique de la conversion de masse dans les étoiles a été fournie par la théorie de la relativité restreinte d'Albert Einstein (1879-1955) et sa relation entre la masse et l'énergie (énergie = masse multipliée par la vitesse de la lumière au carré, ou E = mc 2 ).

Au cours des années 1920, sur la base des principes de la mécanique quantique, le physicien britannique Ralph H. Fowler a déterminé que, contrairement aux prédictions de Russell, une naine blanche deviendrait plus petite à mesure que sa masse augmentait.

L'astrophysicien américain d'origine indienne Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) a d'abord classé l'évolution des étoiles en supernova, naines blanches et étoiles à neutrons et a prédit les conditions requises pour la formation de trous noirs, découverts par la suite dans la seconde moitié du XXe siècle. Avant la Seconde Guerre mondiale, le physicien américain J. Robert Oppenheimer (1904-1967), qui a finalement supervisé le projet Trinity (la fabrication des premières bombes atomiques), a effectué des calculs détaillés conciliant les prédictions de Chandrasekhar avec la théorie de la relativité générale.

Au fil du temps, alors que les mécanismes de la fission et de la fusion atomiques faisaient leur chemin dans la théorie astronomique, il est devenu évident que les étoiles passent environ 90 % de leur vie en tant qu'étoiles de la séquence principale avant que le destin dicté par leur masse ne se manifeste.

Les astronomes ont affiné les concepts concernant la naissance stellaire. Finalement, lorsqu'une protoétoile se contracte suffisamment, l'augmentation de sa température déclenche la fusion nucléaire et l'étoile devient visible en vaporisant le cocon environnant. Les étoiles mènent alors la majorité de leur vie en tant qu'étoiles de la séquence principale, brûlant par définition de l'hydrogène comme combustible nucléaire.

Mais c'est la mort des étoiles qui a eu les conséquences les plus captivantes.

Tout au long de la vie d'une étoile, un bras de fer tendu existe entre la force de compression de la propre gravité de l'étoile et les pressions croissantes générées par les réactions nucléaires à son cœur. Après des cycles de gonflement et de contraction associés à la combustion de combustibles nucléaires de plus en plus lourds, l'étoile finit par manquer de combustible nucléaire utilisable. L'étoile épuisée se contracte alors sous l'effet de sa propre gravité. Le sort ultime de toute étoile individuelle est déterminé par la masse de l'étoile laissée après avoir soufflé ses couches externes au cours de ses spasmes de mort paroxystiques.

Les étoiles de faible masse ne pouvaient fusionner que de l'hydrogène, et lorsque l'hydrogène était épuisé, la fusion s'arrêtait. L'étoile épuisée a rétréci pour devenir une naine blanche.

Les étoiles de masse moyenne gonflent pour devenir des géantes rouges, soufflant des nébuleuses planétaires dans des explosions massives avant de se réduire en naines blanches. Un reste d'étoiles de moins de 1,44 fois la masse du Soleil (appelée limite de Chandrasekhar) s'effondre jusqu'à ce que la pression dans les nuages ​​d'électrons de plus en plus compacts exerce une pression suffisante pour équilibrer la force gravitationnelle qui s'effondre. De telles étoiles deviennent des « naines blanches », contractées dans un rayon de quelques milliers de kilomètres seulement, soit à peu près la taille d'une planète. C'est le sort de notre Soleil.

Les étoiles de grande masse peuvent subir une détonation au carbone ou des cycles de fusion supplémentaires qui créent puis utilisent des éléments de plus en plus lourds comme combustible nucléaire. Quoi qu'il en soit, les cycles de fusion ne peuvent utiliser que des éléments plus lourds jusqu'au fer (le principal produit de la fusion du silicium). Finalement, à mesure que le fer s'accumule dans le noyau, le noyau peut dépasser la limite de Chandrasekhar de 1,44 fois la masse du Soleil et s'effondrer. Cette compréhension théorique préliminaire a ouvert la voie à de nombreuses découvertes de la seconde moitié du XXe siècle, lorsqu'il a été mieux compris que lorsque les électrons sont entraînés en protons, des neutrons se forment et de l'énergie est libérée sous forme de rayons gamma et de neutrinos. Après avoir soufflé ses couches externes dans une explosion de supernova (type II), les restes de l'étoile ont formé une étoile à neutrons et/ou un pulsar (découvert à la fin des années 1960).

Bien qu'il ne comprenne pas complètement les mécanismes nucléaires (ni, bien sûr, la terminologie plus moderne appliquée à ces concepts), les travaux de Chandrasekhar ont permis de prédire que de telles étoiles à neutrons n'auraient que quelques kilomètres de rayon et qu'à l'intérieur d'une telle étoile à neutrons les forces nucléaires et la répulsion des noyaux atomiques comprimés équilibraient la force écrasante de la gravité. Avec des étoiles plus massives, cependant, il n'y avait aucune force connue dans l'univers qui pourrait résister à l'effondrement gravitationnel. De telles étoiles extraordinaires continueraient leur effondrement pour former une singularité – une étoile s'effondrerait jusqu'à un point de densité infinie. Selon la relativité générale, lorsqu'une telle étoile s'effondre, son champ gravitationnel déforme l'espace-temps si intensément que même la lumière ne peut pas s'échapper, et un "trou noir" se forme.

Bien que la terminologie moderne présentée ici ne soit pas la langue des astronomes du début du XXe siècle, l'astronome allemand Karl Schwarzschild (1873-1916) a apporté d'importantes contributions précoces à la compréhension des propriétés de l'espace géométrique autour d'une singularité lorsqu'elle est déformée, selon la théorie de la relativité générale d'Einstein. .


Adelle nous donne un aperçu étonnant de sa recherche sur les étoiles à neutrons avec une clarté brillante alors qu'elle nous guide à travers ses techniques de recherche utilisant des systèmes d'accrétion pour voir l'invisible et pour comprendre le fonctionnement interne et les phénomènes de surface des étoiles à neutrons. Pour son doctorat, Adelle a publié une série d'articles de premier auteur fantastiques, et son article bayésien est remarquablement remarquable !

Si vous ne pouvez pas accéder à l'article bayésien d'Adelle sur The Astrophysical Journal Letters, vous pouvez obtenir le pdf gratuitement sur le serveur ArXiv à l'adresse tinyurl.com/adellegoodwin. C'est une carrière à surveiller de très près et nous souhaitons à Adelle le meilleur pour son doctorat, qu'elle soumet cette semaine à venir.


Première identification d'un élément lourd né d'une collision d'étoiles à neutrons

IMAGE: Une équipe de chercheurs européens, utilisant les données de l'instrument X-shooter sur le Very Large Telescope de l'ESO, a trouvé des signatures de strontium formées lors d'une fusion d'étoiles à neutrons. L'impression de cet artiste montre. Voir plus

Crédit : ESO/L. Californie/M. Kornmesser

Pour la première fois, un élément lourd fraîchement fabriqué, le strontium, a été détecté dans l'espace, à la suite de la fusion de deux étoiles à neutrons. Cette découverte a été observée par le spectrographe X-shooter de l'ESO sur le Very Large Telescope (VLT) et est publiée aujourd'hui dans Nature. La détection confirme que les éléments les plus lourds de l'Univers peuvent se former lors de fusions d'étoiles à neutrons, fournissant une pièce manquante du puzzle de la formation d'éléments chimiques.

En 2017, suite à la détection d'ondes gravitationnelles passant par la Terre, l'ESO a pointé ses télescopes au Chili, dont le VLT, vers la source : une fusion d'étoiles à neutrons nommée GW170817. Les astronomes soupçonnaient que, si des éléments plus lourds se formaient dans les collisions d'étoiles à neutrons, les signatures de ces éléments pourraient être détectées dans les kilonovae, les conséquences explosives de ces fusions. C'est ce qu'une équipe de chercheurs européens a maintenant fait, en utilisant les données de l'instrument X-shooter sur le VLT de l'ESO.

À la suite de la fusion GW170817, la flotte de télescopes de l'ESO a commencé à surveiller l'explosion émergente de la kilonova sur une large gamme de longueurs d'onde. X-shooter en particulier a pris une série de spectres allant de l'ultraviolet au proche infrarouge. L'analyse initiale de ces spectres a suggéré la présence d'éléments lourds dans la kilonova, mais les astronomes n'ont pas pu identifier les éléments individuels jusqu'à présent.

"En réanalysant les données de 2017 de la fusion, nous avons maintenant identifié la signature d'un élément lourd dans cette boule de feu, le strontium, prouvant que la collision des étoiles à neutrons crée cet élément dans l'Univers", explique l'auteur principal de l'étude, Darach Watson du Université de Copenhague au Danemark. Sur Terre, le strontium se trouve naturellement dans le sol et se concentre dans certains minéraux. Ses sels sont utilisés pour donner aux feux d'artifice une couleur rouge brillante.

Les astronomes connaissent les processus physiques qui créent les éléments depuis les années 1950. Au cours des décennies suivantes, ils ont découvert les sites cosmiques de chacune de ces grandes forges nucléaires, sauf une. "Il s'agit de la dernière étape d'une course-poursuite de plusieurs décennies pour déterminer l'origine des éléments", a déclaré Watson. "Nous savons maintenant que les processus qui ont créé les éléments se sont produits principalement dans les étoiles ordinaires, dans les explosions de supernova ou dans les couches externes d'anciennes étoiles. Mais, jusqu'à présent, nous ne connaissions pas l'emplacement du processus final non découvert, connu sous le nom de capture rapide des neutrons, qui a créé les éléments les plus lourds du tableau périodique."

La capture rapide de neutrons est un processus dans lequel un noyau atomique capture les neutrons assez rapidement pour permettre la création d'éléments très lourds. Bien que de nombreux éléments soient produits dans le cœur des étoiles, la création d'éléments plus lourds que le fer, comme le strontium, nécessite des environnements encore plus chauds avec beaucoup de neutrons libres. La capture rapide des neutrons ne se produit naturellement que dans des environnements extrêmes où les atomes sont bombardés par un grand nombre de neutrons.

"C'est la première fois que nous pouvons associer directement un matériau nouvellement créé formé par capture de neutrons à une fusion d'étoiles à neutrons, confirmant que les étoiles à neutrons sont constituées de neutrons et liant le processus de capture rapide de neutrons longuement débattu à de telles fusions", a déclaré Camilla Juul. Hansen de l'Institut Max Planck d'astronomie à Heidelberg, qui a joué un rôle majeur dans l'étude.

Scientists are only now starting to better understand neutron star mergers and kilonovae. Because of the limited understanding of these new phenomena and other complexities in the spectra that the VLT's X-shooter took of the explosion, astronomers had not been able to identify individual elements until now.

"We actually came up with the idea that we might be seeing strontium quite quickly after the event. However, showing that this was demonstrably the case turned out to be very difficult. This difficulty was due to our highly incomplete knowledge of the spectral appearance of the heavier elements in the periodic table," says University of Copenhagen researcher Jonatan Selsing, who was a key author on the paper.

The GW170817 merger was the fifth detection of gravitational waves, made possible thanks to the NSF's Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) in the US and the Virgo Interferometer in Italy. Located in the galaxy NGC 4993, the merger was the first, and so far the only, gravitational wave source to have its visible counterpart detected by telescopes on Earth.

With the combined efforts of LIGO, Virgo and the VLT, we have the clearest understanding yet of the inner workings of neutron stars and their explosive mergers.

This research was presented in a paper to appear in Nature on 24 October 2019.

ESO is the foremost intergovernmental astronomy organisation in Europe and the world's most productive ground-based astronomical observatory by far. It has 16 Member States: Austria, Belgium, the Czech Republic, Denmark, France, Finland, Germany, Ireland, Italy, the Netherlands, Poland, Portugal, Spain, Sweden, Switzerland and the United Kingdom, along with the host state of Chile and with Australia as a Strategic Partner. ESO carries out an ambitious programme focused on the design, construction and operation of powerful ground-based observing facilities enabling astronomers to make important scientific discoveries. ESO also plays a leading role in promoting and organising cooperation in astronomical research. ESO operates three unique world-class observing sites in Chile: La Silla, Paranal and Chajnantor. At Paranal, ESO operates the Very Large Telescope and its world-leading Very Large Telescope Interferometer as well as two survey telescopes, VISTA working in the infrared and the visible-light VLT Survey Telescope. Also at Paranal ESO will host and operate the Cherenkov Telescope Array South, the world's largest and most sensitive gamma-ray observatory. ESO is also a major partner in two facilities on Chajnantor, APEX and ALMA, the largest astronomical project in existence. And on Cerro Armazones, close to Paranal, ESO is building the 39-metre Extremely Large Telescope, the ELT, which will become "the world's biggest eye on the sky".

* ESO Telescopes Observe First Light from Gravitational Wave Source - https:/ / www. eso. org/ public/ news/ eso1733/

Darach Watson
Cosmic Dawn Center (DAWN), Niels Bohr Institute, University of Copenhagen
Copenhagen, Denmark
Cell: +45 24 80 38 25
Email: [email protected]

Camilla J. Hansen
Max Planck Institute for Astronomy
Heidelberg, Germany
Tel: +49 6221 528-358
Email: [email protected]

Jonatan Selsing
Cosmic Dawn Center (DAWN), Niels Bohr Institute, University of Copenhagen
Copenhagen, Denmark
Cell: +45 61 71 43 46
Email: [email protected]

Bárbara Ferreira
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First identification of a heavy element born from neutron star collision

A team of European researchers, using data from the X-shooter instrument on ESO's Very Large Telescope, has found signatures of strontium formed in a neutron-star merger. This artist's impression shows two tiny but very dense neutron stars at the point at which they merge and explode as a kilonova. In the foreground, we see a representation of freshly created strontium. Crédit : ESO/L. Calçada/M. Kornmesser

For the first time, a freshly made heavy element, strontium, has been detected in space, in the aftermath of a merger of two neutron stars. This finding was observed by ESO's X-shooter spectrograph on the Very Large Telescope (VLT) and is published today in Nature. The detection confirms that the heavier elements in the Universe can form in neutron star mergers, providing a missing piece of the puzzle of chemical element formation.

In 2017, following the detection of gravitational waves passing the Earth, ESO pointed its telescopes in Chile, including the VLT, to the source: a neutron star merger named GW170817. Astronomers suspected that, if heavier elements did form in neutron star collisions, signatures of those elements could be detected in kilonovae, the explosive aftermaths of these mergers. This is what a team of European researchers has now done, using data from the X-shooter instrument on ESO's VLT.

Following the GW170817 merger, ESO's fleet of telescopes began monitoring the emerging kilonova explosion over a wide range of wavelengths. X-shooter in particular took a series of spectra from the ultraviolet to the near infrared. Initial analysis of these spectra suggested the presence of heavy elements in the kilonova, but astronomers could not pinpoint individual elements until now.

"By reanalysing the 2017 data from the merger, we have now identified the signature of one heavy element in this fireball, strontium, proving that the collision of neutron stars creates this element in the Universe," says the study's lead author Darach Watson from the University of Copenhagen in Denmark. On Earth, strontium is found naturally in the soil and is concentrated in certain minerals. Its salts are used to give fireworks a brilliant red colour.

Astronomers have known the physical processes that create the elements since the 1950s. Over the following decades they have uncovered the cosmic sites of each of these major nuclear forges, except one. "This is the final stage of a decades-long chase to pin down the origin of the elements," says Watson. "We know now that the processes that created the elements happened mostly in ordinary stars, in supernova explosions, or in the outer layers of old stars. But, until now, we did not know the location of the final, undiscovered process, known as rapid neutron capture, that created the heavier elements in the periodic table."

Rapid neutron capture is a process in which an atomic nucleus captures neutrons quickly enough to allow very heavy elements to be created. Although many elements are produced in the cores of stars, creating elements heavier than iron, such as strontium, requires even hotter environments with lots of free neutrons. Rapid neutron capture only occurs naturally in extreme environments where atoms are bombarded by vast numbers of neutrons.

"This is the first time that we can directly associate newly created material formed via neutron capture with a neutron star merger, confirming that neutron stars are made of neutrons and tying the long-debated rapid neutron capture process to such mergers," says Camilla Juul Hansen from the Max Planck Institute for Astronomy in Heidelberg, who played a major role in the study.

Scientists are only now starting to better understand neutron star mergers and kilonovae. Because of the limited understanding of these new phenomena and other complexities in the spectra that the VLT's X-shooter took of the explosion, astronomers had not been able to identify individual elements until now.

"We actually came up with the idea that we might be seeing strontium quite quickly after the event. However, showing that this was demonstrably the case turned out to be very difficult. This difficulty was due to our highly incomplete knowledge of the spectral appearance of the heavier elements in the periodic table," says University of Copenhagen researcher Jonatan Selsing, who was a key author on the paper.

The GW170817 merger was the fifth detection of gravitational waves, made possible thanks to the NSF's Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) in the US and the Virgo Interferometer in Italy. Located in the galaxy NGC 4993, the merger was the first, and so far the only, gravitational wave source to have its visible counterpart detected by telescopes on Earth.

With the combined efforts of LIGO, Virgo and the VLT, we have the clearest understanding yet of the inner workings of neutron stars and their explosive mergers.

This research was presented in a paper to appear in Nature on 24 October 2019.


Barfing neutron stars reveal their inner guts

Observations of the kilonova. Credit: P.K. Blanchard/ E. Berger/ Pan-STARRS/DECam.

We don't really understand neutron stars. Oh, we know that they sont – they're the leftover remnants of some of the most massive stars in the universe – but revealing their inner workings is a little bit tricky, because the physics keeping them alive is only poorly understood.

But every once in a while two neutron stars smash together, and when they do, they tend to blow up, spewing their quantum guts all over space. Depending on the internal structure and composition of the neutron stars, the "ejecta" (the polite scientific term for astronomical projectile vomit) will look different to us Earth-bound observers, giving us a gross but potentially powerful way to understand these exotic creatures.

As you might have guessed it, neutron stars are made of neutrons. Well, mostly. They also have some protons swimming around inside of them, which is important for later so I hope you remember that.

Neutron stars are the leftover cores of some really big stars. When those giant stars near the end of their lives, they start fusing lighter elements into iron and nickel. The gravitational weight of the rest of the star continues to smash those atoms together, but those fusion reactions no longer produce excess energy, which means that nothing prevents the star from continuing to disastrously collapse in on itself.

In the core, the pressures and densities become so extreme that random electrons get shoved inside protons, turning them into neutrons. Once this process completes (which takes less than a dozen minutes) this giant ball of neutrons finally has the wherewithal to resist further collapse. The rest of the star bounces off that newly-forged core and blows up in a beautiful supernova explosion, leaving behind the core: the neutron star.

So like I said, neutron stars are giant balls of neutrons, with tons of material (a few sun's worth!) crammed into a volume no bigger than a city. As you might imagine, the interiors of these exotic creatures are strange, mysterious, and complex.

Do the neutrons bunch of into layers and form little structures? Are the deep interiors a thick soup of neutrons that just get stranger and stranger the deeper you go? Does that give way to even weirder stuff? What about nature of the crust – the outermost layer of packed electrons?

There are a lot of unanswered questions when it comes to neutron stars. But thankfully, nature gave us a way of peering inside them.

Minor downside: we have to wait for two neutron stars to collide before we get a chance to see what they're made of. Do you remember GW170817? You actually do – it was the big discovery of gravitational waves emanating from two colliding neutron stars, along with a host of rapid-fire telescope followup observations across the electromagnetic spectrum.

All these simultaneous observations gave us the most complete picture yet of so-called kilonovas, or powerful bursts of energy and radiation from these extreme events. The particular episode of GW170817 was the only one ever caught with gravitational wave detectors, but certainly not the only one to happen in the universe.

When neutron stars collide, things get messy really fast. What makes things especially messy is the small population of protons lurking around inside the mostly-neutron neutron star. Because of their positive charge and the super-fast rotation of the star itself, they're able to create incredibly strong magnetic field (in some cases the most powerful magnetic fields in the entire universe) and those magnetic fields play some wicked games.

In the aftermath of a neutron star collision, the tattered remnants of the dead stars continue to swirl around each other in rapid orbit, with some of their entrails expanding away in a titanic blast wave, fueled by the energy of the crash.

The remaining swirling material quickly forms a disk, with that disk threaded by strong magnetic fields. And when strong magnetic fields find themselves inside rapidly-rotating disks, they start to fold in on themselves and amplify, becoming even stronger. Through a process not entirely understood (because the physics, like the scenario, gets a little messy) these magnetic fields wind themselves up near the center of the disk and funnel material out and away from the system altogether: a jet.

The jets, one at each pole, blast outwards, carrying radiation and particles far from the cosmic car accident. In a recent paper, researched investigated the formation and lifetime of the jet, looking especially carefully at how long it takes for a jet to form after the initial collision. It turns out that the details of the jet-launching mechanism depend on the interior contents of the original neutron stars: if you change how neutron stars are structured, you get difference collision stories and different signatures in the properties of the jets.

With more gruesome observations of kilonovas we might yet be able to discern some of these models, and learn what makes neutron stars really tick.