Astronomie

À quel point les étoiles naines blanches peuvent-elles briller lorsqu'elles accumulent de la matière ?

À quel point les étoiles naines blanches peuvent-elles briller lorsqu'elles accumulent de la matière ?

Je me rends compte que c'est un peu général car cela dépend de la taille de la naine blanche et du taux d'accrétion. L'idée générale à laquelle j'ai pensé est ce qui se passerait si une étoile naine blanche - disons 0,8 masse solaire, bien en dessous de Chandrasekhar devait accumuler un tas d'hydrogène assez rapidement. J'ai pensé qu'il pourrait faire très chaud et lumineux, peut-être semblable à une géante rouge pendant une période de temps relativement brève.

La plupart des naines blanches ajoutent de la masse en siphonnant de la couche externe à partir d'une étoile co-orbitante proche, mais j'imagine que cela se produit généralement assez lentement, pas assez rapidement pour faire briller la naine blanche comme une étoile de la séquence principale.

Existe-t-il des études sur la rapidité avec laquelle la masse peut être ajoutée de cette manière et sur la luminosité de la naine blanche ? L'hydrogène fusionne-t-il rapidement à la surface d'une naine blanche ou doit-il d'abord s'accumuler jusqu'à une certaine épaisseur, créant peut-être un mini flash ? ou la fusion se produit-elle assez rapidement.

Un calcul très approximatif, la vitesse de fuite d'une naine blanche, qui serait similaire à la vitesse terminale de la matière (principalement de l'hydrogène) qui y tombe est d'environ 5 500 000 mètres/seconde pour une naine blanche de 1 masse solaire. La source.

La vitesse nécessaire à la fusion de l'hydrogène est d'environ 20 000 000 mètres par seconde. Source (sous la section ce qui rend la fusion difficile). Ainsi, les naines blanches ne sont pas assez massives pour créer une fusion lors de l'impact, mais la haute densité et la chaleur élevée de l'impact semblent pouvoir créer une fusion relativement rapidement à mesure que la matière s'accumule autour d'elles, créant peut-être quelque chose qui brille comme une étoile et se dilate. assez rapidement - en supposant qu'il y ait une brûlure soutenue et non une sorte d'explosion très rapide. Je pense qu'il pourrait briller très chaud et peut-être s'étendre assez grand, mais je ne fais que deviner.

Si une naine blanche devait percuter, disons, une naine brune ou une étoile de très faible masse, riche en hydrogène, disons environ 0,1 masse solaire ? Une telle naine brune serait beaucoup plus grande que la naine blanche mais aussi un peu plus légère, probablement assez légère pour être complètement pénétrée bien que l'impact créerait également probablement une fusion et il m'est difficile d'imaginer ce qui se passerait avec un crash si violent. Il me semble que la densité de la naine blanche, si elle pouvait retenir la majeure partie de la matière de la naine brune, serait suffisante pour que vous vous retrouviez avec une étoile de fusion légère à combustion rapide, avec un noyau très dense. C'est peut-être une question impossible, mais à quelle vitesse une naine blanche de masse solaire de 0,8 consommerait-elle l'hydrogène d'une naine brune de masse solaire de 0,1 si ce type de collision rare se produisait. Est-ce que cela formerait réellement un objet semblable à une étoile pendant une période de temps, disons un million d'années environ, ou l'énorme énergie de l'impact ne ferait-il fondamentalement pas voler en éclats une nouvelle étoile ? Peut-être qu'un quasi-accident et une approche à l'intérieur de la limite de Roche seraient mieux qu'un impact direct pour la formation d'une nouvelle étoile.

Merci.


Il pourrait y avoir un problème avec votre calcul, car au moment où une naine blanche faite d'hélium atteint jusqu'à 0,5 masse solaire, non seulement les couches de surface sont assez chaudes pour fusionner l'hydrogène, mais elles sont en fait assez chaudes pour fusionner l'hélium ! C'est ce qui arrivera au Soleil lorsqu'il cessera d'être une géante rouge. Vous parlez de naines blanches au carbone, mais elles sont similaires aux naines blanches à l'hélium. Ainsi, la fusion d'hydrogène à la surface d'une naine blanche est un résultat courant - c'est ce qui provoque un phénomène appelé "nova classique". Vous êtes donc sur la bonne voie, mais ce dont vous parlez est un domaine d'étude bien connu.


Une naine blanche explose à l'intérieur d'un disque circumstellaire dense

BERKELEY, CA &mdash En mesurant la lumière polarisée d'une étoile en explosion inhabituelle, une équipe internationale d'astrophysiciens et d'astronomes a élaboré la première image détaillée d'une supernova de type Ia et du système stellaire distinctif dans lequel elle a explosé.

À l'aide du très grand télescope de l'Observatoire européen austral au Chili, les chercheurs ont déterminé que la supernova 2002ic avait explosé à l'intérieur d'un disque plat, dense et agglutiné de poussière et de gaz, auparavant emporté par une étoile compagnon. Leurs travaux suggèrent que ce précurseur et certains autres précurseurs des supernovae de type Ia ressemblent aux objets connus sous le nom de nébuleuses protoplanétaires, bien connues dans notre propre galaxie de la Voie lactée.

Les étoiles du système binaire sont beaucoup trop petites pour être visibles, mais la spectropolarimétrie révèle que les éjectas d'une naine blanche qui explose dans SN 2002ic (rouge foncé) interagissent avec la matière environnante d'une étoile compagne, distribuée principalement dans le disque (bleu foncé) les chocs hydrodynamiques maintiennent la supernova lumineuse près d'un an après son explosion. En dehors du disque, la densité de la matière circumstellaire est plus faible (gris). (Illustration : Wang)

Lifan Wang du Laboratoire national Lawrence Berkeley, Dietrich Baade de l'Observatoire européen austral (ESO), Peter Höflich et J. Craig Wheeler de l'Université du Texas à Austin, Koji Kawabata de l'Observatoire astronomique national du Japon et Ken'ichi Nomoto de l'Université de Tokyo rapporte ses découvertes dans le numéro du 20 mars 2004 d'Astrophysical Journal Letters.

Casting de supernovae pour taper

Les supernovae sont étiquetées en fonction des éléments visibles dans leurs spectres : les spectres de type I manquent de raies d'hydrogène, tandis que les spectres de type II ont ces raies. Ce qui rend le SN 2002ic inhabituel, c'est que son spectre ressemble par ailleurs à une supernova typique de type Ia, mais présente une forte raie d'émission d'hydrogène.

Le type II et quelques autres supernovae se produisent lorsque les noyaux d'étoiles très massives s'effondrent et explosent, laissant derrière eux des étoiles à neutrons extrêmement denses ou même des trous noirs. Les supernovae de type Ia, cependant, explosent par un mécanisme très différent.

"Une supernova de type Ia est une boule de feu métallique", explique Wang du Berkeley Lab, un pionnier dans le domaine de la spectropolarimétrie de supernova. "A Le type Ia n'a ni hydrogène ni hélium mais beaucoup de fer, plus du nickel radioactif, du cobalt et du titane, un peu de silicium et un peu de carbone et d'oxygène. Ainsi, l'un de ses ancêtres doit être une vieille étoile qui a évolué pour laisser derrière elle une naine blanche à carbone-oxygène. Mais le carbone et l'oxygène, en tant que combustibles nucléaires, ne brûlent pas facilement. Comment une naine blanche peut-elle exploser ? »

Les modèles de type Ia les plus largement acceptés supposent que la naine blanche - à peu près la taille de la Terre mais contenant la majeure partie de la masse du soleil - accumule la matière d'un compagnon en orbite jusqu'à ce qu'elle atteigne 1,4 masse solaire, connue sous le nom de limite de Chandrasekhar. La naine blanche désormais superdense s'enflamme dans une puissante explosion thermonucléaire, ne laissant derrière elle que de la poussière d'étoile.

D'autres schémas incluent la fusion de deux naines blanches ou même d'une naine blanche solitaire qui ré-accumule la matière perdue par son jeune moi. Malgré trois décennies de recherche, cependant, jusqu'à la découverte et les études spectropolarimétriques ultérieures de SN 2002ic, il n'y avait aucune preuve solide pour un modèle.

En novembre 2002, Michael Wood-Vasey et ses collègues de la Nearby Supernova Factory du Département de l'énergie basée à Berkeley Lab ont signalé la découverte de SN 2002ic, peu de temps après que son explosion ait été détectée à près d'un milliard d'années-lumière dans une galaxie anonyme du constellation des Poissons.

En août 2003, Mario Hamuy des observatoires Carnegie et ses collègues ont rapporté que la source du gaz riche en hydrogène abondant dans SN 2002ic était très probablement une étoile dite Asymptotic Giant Branch (AGB), une étoile dans les phases finales de sa vie, avec trois à huit fois la masse du soleil - juste le genre d'étoile qui, après avoir emporté ses couches externes d'hydrogène, d'hélium et de poussière, laisse derrière elle une naine blanche.

De plus, cette supernova apparemment contradictoire - un type Ia avec de l'hydrogène - était en fait similaire à d'autres supernovae riches en hydrogène précédemment désignées de type IIn. Cela suggère à son tour que, bien que les supernovae de type Ia soient en effet remarquablement similaires, il peut y avoir de grandes différences entre leurs géniteurs.

Parce que les supernovae de type Ia sont si similaires et si brillantes - aussi brillantes ou plus brillantes que des galaxies entières - elles sont devenues les bougies standard astronomiques les plus importantes pour mesurer les distances cosmiques et l'expansion de l'univers. Au début de 1998, après avoir analysé des dizaines d'observations de supernovae distantes de type Ia, les membres du Supernova Cosmology Project du Department of Energy basé à Berkeley Lab, ainsi que leurs rivaux de l'équipe de recherche High-Z Supernova Search basée en Australie, ont annoncé la découverte étonnante que l'expansion de l'univers s'accélère.

Les cosmologistes ont par la suite déterminé que plus des deux tiers de l'univers sont constitués d'un mystérieux quelque chose surnommé « l'énergie sombre », qui étire l'espace et entraîne l'accélération de l'expansion. Mais en savoir plus sur l'énergie noire dépendra d'une étude minutieuse de nombreuses supernovae de type Ia plus éloignées, y compris une meilleure connaissance du type de systèmes stellaires qui les déclenchent.

Structure de l'image avec spectropolarimétrie

La spectropolarimétrie du SN 2002ic a fourni l'image la plus détaillée d'un système de type Ia à ce jour. La polarimétrie mesure l'orientation des ondes lumineuses, par exemple les lunettes de soleil Polaroid "mesurent" la polarisation horizontale lorsqu'elles bloquent une partie de la lumière réfléchie par les surfaces planes. Dans un objet comme un nuage de poussière ou une explosion stellaire, cependant, la lumière n'est pas réfléchie par des surfaces mais diffusée par des particules ou des électrons.

Si le nuage de poussière ou l'explosion est sphérique et uniformément lisse, toutes les orientations sont également représentées et la polarisation nette est nulle. Mais si l'objet n'est pas sphérique -- en forme de disque ou de cigare, par exemple -- plus de lumière oscillera dans certaines directions que dans d'autres.

Même pour des asymétries assez notables, la polarisation nette dépasse rarement un pour cent. C'était donc un défi pour l'instrument de spectropolarimétrie de l'ESO de mesurer le faible SN 2002ic, même en utilisant le puissant Very Large Telescope. Il a fallu plusieurs heures d'observation sur quatre nuits différentes pour acquérir les données de polarimétrie et de spectroscopie de haute qualité nécessaires.

Les observations de l'équipe sont survenues près d'un an après la première détection de SN 2002ic. La supernova était devenue beaucoup plus faible, mais sa raie d'émission d'hydrogène proéminente était six fois plus lumineuse. Avec la spectroscopie, les astronomes ont confirmé l'observation de Hamuy et de ses associés, selon laquelle les éjectas se dilatant vers l'extérieur à partir de l'explosion à grande vitesse s'étaient heurtés à la matière épaisse et riche en hydrogène environnante.

Cependant, seules les nouvelles études polarimétriques ont pu révéler que la majeure partie de cette matière avait la forme d'un disque mince. La polarisation était probablement due à l'interaction des éjectas à grande vitesse de l'explosion avec les particules de poussière et les électrons dans la matière environnante se déplaçant plus lentement. En raison de la façon dont la raie de l'hydrogène s'était éclaircie longtemps après la première observation de la supernova, les astronomes ont déduit que le disque comprenait des amas denses et qu'il était en place bien avant l'explosion de la naine blanche.

Une structure qui peut ressembler à l'ancêtre de SN 2002ic : la nébuleuse du papillon NGC 6302 est le vestige d'une étoile qui a perdu la plupart de ses couches externes avant de se contracter, et peut être un membre d'un système binaire. Le centre du système est obscurci par une structure sombre et poussiéreuse en forme de disque, mais le rayonnement s'échappant perpendiculairement au disque chauffe et illumine le matériau circumstellaire.
(Photo : ESO ALV)

"Ces résultats surprenants suggèrent que l'ancêtre de SN 2002ic était remarquablement similaire aux objets familiers aux astronomes de notre propre Voie lactée, à savoir les nébuleuses protoplanétaires", a déclaré Wang. Beaucoup de ces nébuleuses sont les restes des coquilles externes emportées par les étoiles de la branche géante asymptotique. De telles étoiles, si elles tournent rapidement, projettent des disques minces et irréguliers.

Une question de timing

Pour qu'une naine blanche collecte suffisamment de matière pour atteindre la limite de Chandrasekhar, il faut environ un million d'années. En revanche, une étoile AGB perd de grandes quantités de matière relativement rapidement, la phase de nébuleuse protoplanétaire est transitoire, ne durant que quelques centaines ou milliers d'années avant que la matière soufflée ne se dissipe. "C'est une petite fenêtre", dit Wang, pas assez de temps pour que le noyau restant (lui-même une naine blanche) ré-accumule suffisamment de matériau pour exploser.

Ainsi, il est plus probable qu'une compagne naine blanche dans le système SN 2002ic était déjà occupée à collecter de la matière bien avant la formation de la nébuleuse. Étant donné que la phase protoplanétaire ne dure que quelques centaines d'années et qu'en supposant qu'une supernova de type Ia prenne généralement un million d'années pour évoluer, seulement environ un millième de toutes les supernovae de type Ia devraient ressembler à SN 2002ic. Moins encore présenteront ses caractéristiques spectrales et polarimétriques spécifiques, bien qu'"il serait extrêmement intéressant de rechercher d'autres supernovae de type Ia avec de la matière circumstellaire", déclare Wang.

Néanmoins, déclare Dietrich Baade, chercheur principal du projet de polarimétrie qui a utilisé le VLT, « l'hypothèse selon laquelle toutes les supernovae de type Ia sont fondamentalement les mêmes qui permet d'expliquer les observations de SN 2002ic ».

Les systèmes binaires avec différentes caractéristiques orbitales et différents types de compagnons à différents stades de l'évolution stellaire peuvent toujours donner lieu à des explosions similaires, via le modèle d'accrétion. Notes Baade, "Le cas apparemment particulier de SN 2002ic fournit une preuve solide que ces objets sont en fait très semblables, comme le suggère la similitude étonnante de leurs courbes de lumière."

En montrant la distribution du gaz et de la poussière, la spectropolarimétrie a démontré pourquoi les supernovae de type Ia sont si semblables même si les masses, les âges, les états évolutifs et les orbites de leurs systèmes précurseurs peuvent différer si largement.


Une naine blanche explose à l'intérieur d'un disque circumstellaire dense

BERKELEY, CA &mdash En mesurant la lumière polarisée d'une étoile en explosion inhabituelle, une équipe internationale d'astrophysiciens et d'astronomes a élaboré la première image détaillée d'une supernova de type Ia et du système stellaire distinctif dans lequel elle a explosé.

À l'aide du très grand télescope de l'Observatoire européen austral au Chili, les chercheurs ont déterminé que la supernova 2002ic avait explosé à l'intérieur d'un disque plat, dense et agglutiné de poussière et de gaz, précédemment emporté par une étoile compagnon. Leurs travaux suggèrent que ce précurseur et certains autres précurseurs des supernovae de type Ia ressemblent aux objets connus sous le nom de nébuleuses protoplanétaires, bien connues dans notre propre galaxie de la Voie lactée.

Les étoiles du système binaire sont beaucoup trop petites pour être visibles, mais la spectropolarimétrie révèle que les éjectas d'une naine blanche qui explose dans SN 2002ic (rouge foncé) interagissent avec la matière environnante d'une étoile compagne, distribuée principalement dans le disque (bleu foncé) les chocs hydrodynamiques maintiennent la supernova lumineuse près d'un an après son explosion. En dehors du disque, la densité de la matière circumstellaire est plus faible (gris). (Illustration : Wang)

Lifan Wang du Laboratoire national Lawrence Berkeley, Dietrich Baade de l'Observatoire européen austral (ESO), Peter Höflich et J. Craig Wheeler de l'Université du Texas à Austin, Koji Kawabata de l'Observatoire astronomique national du Japon et Ken'ichi Nomoto de l'Université de Tokyo rapporte ses découvertes dans le numéro du 20 mars 2004 d'Astrophysical Journal Letters.

Casting de supernovae pour taper

Les supernovae sont étiquetées en fonction des éléments visibles dans leurs spectres : les spectres de type I manquent de raies d'hydrogène, tandis que les spectres de type II ont ces raies. Ce qui rend le SN 2002ic inhabituel, c'est que son spectre ressemble par ailleurs à une supernova typique de type Ia, mais présente une forte raie d'émission d'hydrogène.

Le type II et quelques autres supernovae se produisent lorsque les noyaux d'étoiles très massives s'effondrent et explosent, laissant derrière eux des étoiles à neutrons extrêmement denses ou même des trous noirs. Les supernovae de type Ia, cependant, explosent par un mécanisme très différent.

"Une supernova de type Ia est une boule de feu métallique", explique Wang du Berkeley Lab, un pionnier dans le domaine de la spectropolarimétrie de supernova. "A Le type Ia n'a ni hydrogène ni hélium mais beaucoup de fer, plus du nickel radioactif, du cobalt et du titane, un peu de silicium et un peu de carbone et d'oxygène. Ainsi, l'un de ses ancêtres doit être une vieille étoile qui a évolué pour laisser derrière elle une naine blanche à carbone-oxygène. Mais le carbone et l'oxygène, en tant que combustibles nucléaires, ne brûlent pas facilement. Comment une naine blanche peut-elle exploser ?"

Les modèles de type Ia les plus largement acceptés supposent que la naine blanche - à peu près la taille de la Terre mais contenant la majeure partie de la masse du soleil - accumule la matière d'un compagnon en orbite jusqu'à ce qu'elle atteigne 1,4 masse solaire, connue sous le nom de limite de Chandrasekhar. La naine blanche désormais superdense s'enflamme dans une puissante explosion thermonucléaire, ne laissant derrière elle que de la poussière d'étoile.

D'autres schémas incluent la fusion de deux naines blanches ou même d'une naine blanche solitaire qui ré-accumule la matière perdue par son jeune moi. Malgré trois décennies de recherche, cependant, jusqu'à la découverte et les études spectropolarimétriques ultérieures de SN 2002ic, il n'y avait aucune preuve solide pour un modèle.

En novembre 2002, Michael Wood-Vasey et ses collègues de la Nearby Supernova Factory du Département de l'énergie basée à Berkeley Lab ont signalé la découverte de SN 2002ic, peu de temps après que son explosion ait été détectée à près d'un milliard d'années-lumière dans une galaxie anonyme du constellation des Poissons.

En août 2003, Mario Hamuy des observatoires Carnegie et ses collègues ont rapporté que la source du gaz riche en hydrogène abondant dans SN 2002ic était très probablement une étoile dite Asymptotic Giant Branch (AGB), une étoile dans les phases finales de sa vie, avec trois à huit fois la masse du soleil - juste le genre d'étoile qui, après avoir emporté ses couches externes d'hydrogène, d'hélium et de poussière, laisse derrière elle une naine blanche.

De plus, cette supernova apparemment contradictoire - un type Ia avec de l'hydrogène - était en fait similaire à d'autres supernovae riches en hydrogène précédemment désignées de type IIn. Cela suggère à son tour que, bien que les supernovae de type Ia soient en effet remarquablement similaires, il peut y avoir de grandes différences entre leurs géniteurs.

Parce que les supernovae de type Ia sont si similaires et si brillantes - aussi brillantes ou plus brillantes que des galaxies entières - elles sont devenues les bougies standard astronomiques les plus importantes pour mesurer les distances cosmiques et l'expansion de l'univers. Au début de 1998, après avoir analysé des dizaines d'observations de supernovae distantes de type Ia, les membres du Supernova Cosmology Project du Department of Energy basé à Berkeley Lab, ainsi que leurs rivaux de l'équipe de recherche High-Z Supernova Search basée en Australie, ont annoncé la découverte étonnante que l'expansion de l'univers s'accélère.

Les cosmologistes ont par la suite déterminé que plus des deux tiers de l'univers sont constitués d'un mystérieux quelque chose surnommé « l'énergie sombre », qui étire l'espace et entraîne l'accélération de l'expansion. Mais en savoir plus sur l'énergie noire dépendra d'une étude minutieuse de nombreuses supernovae de type Ia plus éloignées, y compris une meilleure connaissance du type de systèmes stellaires qui les déclenchent.

Structure de l'image avec spectropolarimétrie

La spectropolarimétrie du SN 2002ic a fourni l'image la plus détaillée d'un système de type Ia à ce jour. La polarimétrie mesure l'orientation des ondes lumineuses, par exemple les lunettes de soleil Polaroid "mesurent" la polarisation horizontale lorsqu'elles bloquent une partie de la lumière réfléchie par les surfaces planes. Dans un objet comme un nuage de poussière ou une explosion stellaire, cependant, la lumière n'est pas réfléchie par des surfaces mais diffusée par des particules ou des électrons.

Si le nuage de poussière ou l'explosion est sphérique et uniformément lisse, toutes les orientations sont également représentées et la polarisation nette est nulle. Mais si l'objet n'est pas sphérique -- en forme de disque ou de cigare, par exemple -- plus de lumière oscillera dans certaines directions que dans d'autres.

Même pour des asymétries assez notables, la polarisation nette dépasse rarement un pour cent. C'était donc un défi pour l'instrument de spectropolarimétrie de l'ESO de mesurer le faible SN 2002ic, même en utilisant le puissant Very Large Telescope. Il a fallu plusieurs heures d'observation sur quatre nuits différentes pour acquérir les données de polarimétrie et de spectroscopie de haute qualité nécessaires.

Les observations de l'équipe sont survenues près d'un an après la première détection de SN 2002ic. La supernova était devenue beaucoup plus faible, mais sa raie d'émission d'hydrogène proéminente était six fois plus lumineuse. Avec la spectroscopie, les astronomes ont confirmé l'observation de Hamuy et de ses associés, selon laquelle les éjectas se dilatant vers l'extérieur à partir de l'explosion à grande vitesse s'étaient heurtés à la matière épaisse et riche en hydrogène environnante.

Cependant, seules les nouvelles études polarimétriques ont pu révéler que la majeure partie de cette matière avait la forme d'un disque mince. La polarisation était probablement due à l'interaction des éjectas à grande vitesse de l'explosion avec les particules de poussière et les électrons dans la matière environnante se déplaçant plus lentement. En raison de la façon dont la raie de l'hydrogène s'était éclaircie longtemps après la première observation de la supernova, les astronomes ont déduit que le disque comprenait des amas denses et qu'il était en place bien avant l'explosion de la naine blanche.

Une structure qui peut ressembler à l'ancêtre de SN 2002ic : la nébuleuse du papillon NGC 6302 est le vestige d'une étoile qui a perdu la plupart de ses couches externes avant de se contracter, et peut être un membre d'un système binaire. Le centre du système est obscurci par une structure sombre et poussiéreuse en forme de disque, mais le rayonnement s'échappant perpendiculairement au disque chauffe et illumine le matériau circumstellaire.
(Photo : ESO ALV)

"Ces résultats surprenants suggèrent que l'ancêtre de SN 2002ic était remarquablement similaire aux objets familiers aux astronomes de notre propre Voie lactée, à savoir les nébuleuses protoplanétaires", a déclaré Wang. Beaucoup de ces nébuleuses sont les restes des coquilles externes emportées par les étoiles de la branche géante asymptotique. De telles étoiles, si elles tournent rapidement, projettent des disques minces et irréguliers.

Une question de timing

Pour qu'une naine blanche collecte suffisamment de matière pour atteindre la limite de Chandrasekhar, il faut environ un million d'années. En revanche, une étoile AGB perd de grandes quantités de matière relativement rapidement, la phase de nébuleuse protoplanétaire est transitoire, ne durant que quelques centaines ou milliers d'années avant que la matière soufflée ne se dissipe. "C'est une petite fenêtre", dit Wang, pas assez de temps pour que le noyau restant (lui-même une naine blanche) ré-accumule suffisamment de matériau pour exploser.

Ainsi, il est plus probable qu'une compagne naine blanche dans le système SN 2002ic était déjà occupée à collecter de la matière bien avant la formation de la nébuleuse. Étant donné que la phase protoplanétaire ne dure que quelques centaines d'années et qu'en supposant qu'une supernova de type Ia prenne généralement un million d'années pour évoluer, seulement environ un millième de toutes les supernovae de type Ia devraient ressembler à SN 2002ic. Moins encore présenteront ses caractéristiques spectrales et polarimétriques spécifiques, bien qu'"il serait extrêmement intéressant de rechercher d'autres supernovae de type Ia avec de la matière circumstellaire", déclare Wang.

Néanmoins, déclare Dietrich Baade, chercheur principal du projet de polarimétrie qui a utilisé le VLT, « l'hypothèse selon laquelle toutes les supernovae de type Ia sont fondamentalement les mêmes qui permet d'expliquer les observations de SN 2002ic ».

Les systèmes binaires avec différentes caractéristiques orbitales et différents types de compagnons à différents stades de l'évolution stellaire peuvent toujours donner lieu à des explosions similaires, via le modèle d'accrétion. Notes Baade, "Le cas apparemment particulier de SN 2002ic fournit une preuve solide que ces objets sont en fait très semblables, comme le suggère la similitude étonnante de leurs courbes de lumière."

En montrant la distribution du gaz et de la poussière, la spectropolarimétrie a démontré pourquoi les supernovae de type Ia sont si semblables même si les masses, les âges, les états évolutifs et les orbites de leurs systèmes précurseurs peuvent différer si largement.


Centre d'Astrophysique | Les scientifiques de Harvard et du Smithsonian étudient les différents types de disques astronomiques de plusieurs manières, notamment :

Cartographier du matériel dans la partie la plus interne d'un disque d'accrétion autour d'un trou noir à l'aide du télescope Event Horizon (EHT), un puissant réseau multi-observatoires couvrant le globe d'Hawaï au pôle Sud. Cette carte a révélé les détails du disque et du trou noir supermassif qu'il entoure, fournissant la première image d'un trou noir.
CfA joue un rôle central dans la capture de l'image historique du trou noir

Utiliser des télescopes conçus pour observer la lumière dans la gamme millimétrique et submillimétrique, pour comprendre la chimie des disques entourant les protoétoiles. Des observatoires tels que l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) et le Submillimeter Array (SMA) sont particulièrement bien adaptés pour trouver des produits chimiques qui sont des précurseurs potentiels de la vie.
Molécules organiques complexes découvertes dans Infant Star System

À la recherche de signes de planètes nouveau-nées dans les disques protoplanétaires. La position et la taille de ces nouveaux mondes au sein de leurs disques nous disent quelque chose sur la façon dont les planètes se forment et si elles se déplacent par rapport à leurs positions initiales. Cela a des implications pour notre propre système solaire, qui est le produit d'une longue histoire que nous ne pouvons pas observer directement.
Les écarts de disque ne signalent pas toujours les planètes

Utilisation de l'observatoire à rayons X Chandra de la NASA et d'autres télescopes pour étudier les disques d'accrétion autour des naines blanches, des étoiles à neutrons et des trous noirs de masse stellaire. Cela inclut l'étude des pulsars millisecondes : des étoiles à neutrons qui accumulent de la matière à partir d'un compagnon et tournent des centaines de fois par seconde. Les disques de ces systèmes sont la clé pour comprendre comment ces objets tournent si vite.
Pulsars millisecondes

Étudier les disques d'accrétion autour des trous noirs supermassifs au centre des galaxies, qui peuvent être parmi les objets les plus brillants de l'univers. L'observatoire à rayons X Chandra est particulièrement efficace pour cartographier les détails de la façon dont les trous noirs mangent et dispersent les produits chimiques à travers leurs galaxies hôtes.
Le trou noir supermassif tourne ultra-rapidement


À quel point les étoiles naines blanches peuvent-elles briller lorsqu'elles accumulent de la matière ? - Astronomie

Pouvez-vous nommer des étoiles mortes dont la lumière est encore visible à l'œil nu ?

Lorsqu'une étoile « meurt » (j'entends par là lorsqu'il n'y a plus de réactions de fusion nucléaire en cours), elle peut prendre trois formes différentes. Selon la masse initiale de l'étoile, elle deviendra soit une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Vous pouvez immédiatement exclure la possibilité de voir des trous noirs car ils n'émettent aucune lumière et des étoiles à neutrons car aucune n'est brillante aux longueurs d'onde visibles. Cela nous laisse avec des naines blanches, qui sont le plus grand des trois produits finaux possibles pour les étoiles. Malheureusement, vous ne pourrez même pas voir la naine blanche la plus brillante. Les astronomes décrivent la luminosité des étoiles par leur magnitude. L'échelle de magnitude recule de telle sorte qu'une étoile de magnitude 4 est plus faible qu'une étoile de magnitude 1. À l'œil nu et un ciel clair, vous pouvez voir des étoiles jusqu'à la magnitude 6, et il s'avère que la naine blanche la plus brillante a une magnitude de 8,3. De plus, cette naine blanche la plus brillante est dans un système binaire : c'est la compagne de l'étoile la plus brillante du ciel nocturne : Sirius (cette étoile s'appelle Sirius A et sa compagne naine blanche est Sirius B). Cela le rend encore plus difficile à voir, car la lumière de Sirius A dépasse celle de Sirius B. Mais quand même, vous pouvez regarder Sirius et imaginer que vous regardez deux étoiles, dont une naine blanche !

L'autre idée serait de regarder d'autres vestiges d'étoiles : les nébuleuses planétaires. Lorsqu'une étoile meurt et devient une naine blanche, elle éjecte du gaz dans l'espace qui semble briller car il est illuminé par les étoiles. Si vous pouvez voir une nébuleuse planétaire, cela signifie qu'il y a une naine blanche au centre de celle-ci. Mais encore une fois, nous n'avons pas de chance, car la nébuleuse planétaire la plus brillante, la nébuleuse de l'haltère, a une magnitude de 7,4, ce qui signifie que vous ne pouvez pas la voir à l'œil nu.

Cette page a été mise à jour le 30 août 2015.

A propos de l'auteur

Amélie Saintonge

Amélie travaille sur des moyens de détecter les signaux des galaxies à partir de cartes radio.


Les supernovae standard de type Ia ont une gamme de masses étonnamment large

Les supernovae de type Ia résultent des explosions d'étoiles naines blanches. Ces supernovae varient considérablement en termes de luminosité maximale, de durée de luminosité et de disparition, comme le montre le graphique du bas. Les modèles théoriques (lignes noires en pointillés) cherchent à expliquer les différences, par exemple pourquoi les supernovae faibles s'estompent rapidement et les supernovae brillantes s'estompent lentement. Une nouvelle analyse de la Nearby Supernova Factory indique que lorsque les pics de luminosité sont pris en compte, comme le montre le graphique du haut, les comportements tardifs des supernovae faibles et brillantes fournissent des preuves solides que les naines blanches qui ont causé les explosions avaient des masses différentes, même bien que les explosions résultantes soient toutes des « bougies standard ».

(Phys.org) — Il y a seize ans, deux équipes de chasseurs de supernova, l'une dirigée par Saul Perlmutter du Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab) du département américain de l'Énergie, l'autre par Brian Schmidt de l'Australian National University, ont déclaré que l'expansion de l'univers s'accélère - une découverte lauréate du prix Nobel équivalant à la découverte de l'énergie noire. Les deux équipes ont mesuré la vitesse d'expansion de l'univers à différents moments de son histoire en comparant les luminosités et les décalages vers le rouge des supernovae de type Ia, les meilleures « bougies standard » cosmologiques.

Ces supernovae éblouissantes ont une luminosité remarquablement similaire, étant donné qu'il s'agit d'explosions thermonucléaires massives d'étoiles naines blanches, qui emballent à peu près la masse de notre soleil dans une boule de la taille de la Terre. En fonction de leurs couleurs et de la vitesse à laquelle elles s'éclaircissent et s'estompent, les luminosités des différentes supernovae de type Ia peuvent être normalisées à environ 10 %, ce qui donne des jauges précises pour mesurer les distances cosmiques.

Jusqu'à récemment, les scientifiques pensaient savoir pourquoi les supernovae de type Ia se ressemblent autant. Mais leur scénario préféré était faux.

L'hypothèse était que les étoiles naines blanches à carbone-oxygène, les ancêtres des supernovae, capturent une masse supplémentaire en la dépouillant d'une étoile compagnon ou en fusionnant avec une autre naine blanche lorsqu'elles approchent de la limite de Chandrasekhar (40 % plus massive que notre soleil), elles faire l'expérience d'un emballement thermonucléaire. Les brillances de type Ia étaient si similaires, pensaient les scientifiques, car les quantités de carburant et les mécanismes d'explosion étaient toujours les mêmes.

"La limite de masse de Chandrasekhar a longtemps été avancée par les cosmologistes comme la raison la plus probable pour laquelle les luminosités des supernovae de type Ia sont si uniformes, et plus important encore, pourquoi elles ne devraient pas changer systématiquement à des décalages vers le rouge plus élevés", explique le cosmologue Greg Aldering, qui dirige l'usine internationale Nearby Supernova Factory (SNfactory) basée dans la division physique du Berkeley Lab. "La limite de Chandrasekhar est fixée par la mécanique quantique et doit s'appliquer de la même manière, même pour les supernovae les plus éloignées."

Mais une nouvelle analyse des supernovae normales de type Ia, dirigée par Richard Scalzo, membre de la SNfactory de l'Australian National University, ancien postdoctorant du Berkeley Lab, montre qu'elles ont en fait une gamme de masses. Most are near or slightly below the Chandrasekhar mass, and about one percent somehow manage to exceed it.

The SNfactory analysis has been accepted for publication by the Avis mensuels de la Royal Astronomical Society and is available online as an arXiv preprint.

A new way to analyze exploding stars

While white dwarf stars are common, Scalzo says, "it's hard to get a Chandrasekhar mass of material together in a natural way." A Type Ia starts in a two-star (or perhaps a three-star) system, because there has to be something from which the white dwarf accumulates enough mass to explode.

Some models picture a single white dwarf borrowing mass from a giant companion. However, says Scalzo, "The most massive newly formed carbon-oxygen white dwarfs are expected to be around 1.2 solar masses, and to approach the Chandrasekhar limit a lot of factors would have to line up just right even for these to accrete the remaining 0.2 solar masses."

If two white dwarfs are orbiting each other they somehow have to get close enough to either collide or gently merge, what Scalzo calls "a tortuously slow process." Because achieving a Chandrasekhar mass seems so unlikely, and because sub-Chandrasekhar white dwarfs are so much more numerous, many recent models have explored how a Type Ia explosion could result from a sub-Chandrasekhar mass – so many, in fact, that Scalzo was motivated to find a simple way to eliminate models that couldn't work.

He and his SNfactory colleagues determined the total energy of the spectra of 19 normal supernovae, 13 discovered by the SNfactory and six discovered by others. All were observed by the SNfactory's unique SNIFS spectrograph (SuperNova Integral Field Spectrograph) on the University of Hawaii's 2.2-meter telescope on Mauna Kea, corrected for ultraviolet and infrared light not observed by SNIFS.

A supernova eruption thoroughly trashes its white dwarf progenitor, so the most practical way to tell how much stuff was in the progenitor is by spectrographically "weighing" the leftover debris, the ejected mass. To do this Scalzo took advantage of a supernova's layered composition.

A Type Ia's visible light is powered by radioactivity from nickel-56, made by burning carbon near the white dwarf's center. Just after the explosion this radiation, in the form of gamma rays, is absorbed by the outer layers – including iron and lighter elements like silicon and sulfur, which consequently heat up and glow in visible wavelengths.

But a month or two later, as the outer layers expand and dissipate, the gamma rays can leak out. The supernova's maximum brightness compared to its brightness at late times depends on how much gamma radiation is absorbed and converted to visible light – which is determined both by the mass of nickel-56 and the mass of the other material piled on top of it.

The SNfactory team compared masses and other factors with light curves: the shape of the graph, whether narrow or wide, that maps how swiftly a supernova achieves its brightest point, how bright it is, and how hastily or languorously it fades away. The typical method of "standardizing" Type Ia supernovae is to compare their light curves and spectra.

"The conventional wisdom holds that the light curve width is determined primarily or exclusively by the nickel-56 mass," Scalzo says, "whereas our results show that there must also be a deep connection with the ejected mass, or between the ejected mass and the amount of nickel-56 created in a particular supernova."

Exploding white dwarf stars, the bottom line

Greg Aldering summarizes the most basic result of the new analysis: "The white dwarfs exploding as Type Ia supernovae have a range of masses, and the resulting light-curve width is directly proportional to the total mass involved in the explosion."

For a supernova whose light falls off quickly, the progenitor is a lot less massive than the Chandrasekhar mass – yet it's still a normal Type Ia, whose luminosity can be confidently standardized to match other normal Type Ia supernovae.

The same is true for a Type Ia that starts from a "classic" progenitor with Chandrasekhar mass, or even more. For the heavyweights, however, the pathway to supernova detonation must be significantly different than for lighter progenitors. These considerations alone were enough to eliminate a number of theoretical models for Type Ia explosions.

Carbon-oxygen white dwarfs are still key. They can't explode on their own, so another star must provide the trigger. For super-Chandrasekhar masses, two C-O white dwarfs could collide violently, or one could accrete mass from a companion star in a way that causes it to spin so fast that angular momentum supports it beyond the Chandrasekhar limit.

More relevant for cosmolology, because more numerous, are models for sub-Chandrasekhar mass. From a companion star, a C-O white dwarf could accumulate helium, which detonates more readily than carbon – the result is a double detonation. Or two white dwarfs could merge. There are other surviving models, but the psychological "safety net" that the Chandrasekhar limit once provided cosmologists has been lost. Still, says Scalzo, the new analysis narrows the possibilities enough for theorists to match their models to observations.

"This is a significant advance in furthering Type Ia supernovae as cosmological probes for the study of dark energy," says Aldering, "likely to lead to further improvements in measuring distances. For instance, light-curve widths provide a measure of the range of the star masses that are producing Type Ia supernovae at each slice in time, well back into the history of the universe."


White dwarf star

Our editors will review what you’ve submitted and determine whether to revise the article.

White dwarf star, any of a class of faint stars representing the endpoint of the evolution of intermediate- and low-mass stars. White dwarf stars, so called because of the white colour of the first few that were discovered, are characterized by a low luminosity, a mass on the order of that of the Sun, and a radius comparable to that of Earth. Because of their large mass and small dimensions, such stars are dense and compact objects with average densities approaching 1,000,000 times that of water.

Unlike most other stars that are supported against their own gravitation by normal gas pressure, white dwarf stars are supported by the degeneracy pressure of the electron gas in their interior. Degeneracy pressure is the increased resistance exerted by electrons composing the gas, as a result of stellar contraction (voir degenerate gas). The application of the so-called Fermi-Dirac statistics and of special relativity to the study of the equilibrium structure of white dwarf stars leads to the existence of a mass-radius relationship through which a unique radius is assigned to a white dwarf of a given mass the larger the mass, the smaller the radius. Furthermore, the existence of a limiting mass is predicted, above which no stable white dwarf star can exist. This limiting mass, known as the Chandrasekhar limit, is on the order of 1.4 solar masses. Both predictions are in excellent agreement with observations of white dwarf stars.

The central region of a typical white dwarf star is composed of a mixture of carbon and oxygen. Surrounding this core is a thin envelope of helium and, in most cases, an even thinner layer of hydrogen. A very few white dwarf stars are surrounded by a thin carbon envelope. Only the outermost stellar layers are accessible to astronomical observations.

White dwarfs evolve from stars with an initial mass of up to three or four solar masses or even possibly higher. After quiescent phases of hydrogen and helium burning in its core—separated by a first red-giant phase—the star becomes a red giant for a second time. Near the end of this second red-giant phase, the star loses its extended envelope in a catastrophic event, leaving behind a dense, hot, and luminous core surrounded by a glowing spherical shell. This is the planetary-nebula phase. During the entire course of its evolution, which typically takes several billion years, the star will lose a major fraction of its original mass through stellar winds in the giant phases and through its ejected envelope. The hot planetary-nebula nucleus left behind has a mass of 0.5–1.0 solar mass and will eventually cool down to become a white dwarf.

White dwarfs have exhausted all their nuclear fuel and so have no residual nuclear energy sources. Their compact structure also prevents further gravitational contraction. The energy radiated away into the interstellar medium is thus provided by the residual thermal energy of the nondegenerate ions composing its core. That energy slowly diffuses outward through the insulating stellar envelope, and the white dwarf slowly cools down. Following the complete exhaustion of this reservoir of thermal energy, a process that takes several additional billion years, the white dwarf stops radiating and has by then reached the final stage of its evolution and becomes a cold and inert stellar remnant. Such an object is sometimes called a black dwarf.

White dwarf stars are occasionally found in binary systems, as is the case for the white dwarf companion to the brightest star in the night sky, Sirius. White dwarf stars also play an essential role in Type Ia supernovae and in the outbursts of novae and of other cataclysmic variable stars.

The Editors of Encyclopaedia Britannica This article was most recently revised and updated by Adam Augustyn, Managing Editor, Reference Content.


Title: The accretion of solar material onto white dwarfs: No mixing with core material implies that the mass of the white dwarf is increasing

Cataclysmic Variables (CVs) are close binary star systems with one component a white dwarf (WD) and the other a larger cooler star that fills its Roche Lobe. The cooler star is losing mass through the inner Lagrangian point of the binary and some unknown fraction of this material is accreted by the WD. One consequence of the WDs accreting material, is the possibility that they are growing in mass and will eventually reach the Chandrasekhar Limit. This evolution could result in a Supernova Ia (SN Ia) explosion and is designated the Single Degenerate Progenitor (SD) scenario. This paper is concerned with the SD scenario for SN Ia progenitors. One problem with the single degenerate scenario is that it is generally assumed that the accreting material mixes with WD core material at some time during the accretion phase of evolution and, since the typical WD has a carbon-oxygen CO core, the mixing results in large amounts of carbon and oxygen being brought up into the accreted layers. The presence of enriched carbon causes enhanced nuclear fusion and a Classical Nova explosion. Both observations and theoretical studies of these explosions imply that more mass is ejected than is accreted. Thus, the WDmore » in a Classical Nova system is losing mass and cannot be a SN Ia progenitor. However, the composition in the nuclear burning region is important and, in new calculations reported here, the consequences to the WD of no mixing of accreted material with core material have been investigated so that the material involved in the explosion has only a Solar composition. WDs with a large range in initial masses and mass accretion rates have been evolved. I find that once sufficient material has been accreted, nuclear burning occurs in all evolutionary sequences and continues until a thermonuclear runaway (TNR) occurs and the WD either ejects a small amount of material or its radius grows to about 10 cm and the evolution is ended. In all cases where mass ejection occurs, the mass of the ejecta is far less than the mass of the accreted material. Therefore, all the WDs are growing in mass. It is also found that the accretion time to explosion can be sufficiently short for a 1.0M WD that recurrent novae can occur on a low mass WD. This mass is lower than typically assumed for the WDs in recurrent nova systems. Finally, the predicted surface temperatures when the WD is near the peak of the explosion imply that only the most massive WDs will be significant X-ray emitters at this time. « moins


How bright can white dwarf stars glow as they accrete matter? - Astronomie

“..astronomers can tell the temperature of the central regions of the Sun and of many other stars within a few percentage points and be quite sure about the figures they quote.”
—A Star Called the Sun, George Gamow.

The Cone Nebula is a column of dark dust, six light-years long, near some newly formed hot blue stars. The edge of the column, especially the tip, is bright with red light from ionized hydrogen. This nebula and the cluster that illuminates it are about 2600 light-years away in Monoceros. Credit: Michael Gariepy/Adam Block/NOAO/AURA/NSF.

The cone nebula shows a star at the top of a conical-shaped dusty plasma, festooned with lights. The image strikes an instinctive chord—the mythical celestial world mountain around which the stars revolve the cosmic (Christmas) tree with lights fireworks displays against a night sky. Pourquoi? Because it reflects back to us our own prehistory when a strange drama was taking place in the sky. The Earth was enveloped in a towering polar auroral plasma, flashing with light and with bright celestial bodies at its distant focus. How do we know? Prehistoric mankind around the globe chiselled representations of what they saw into solid rock. The effort required was prodigious, the motivation extraordinary. Modern astronomy seems unable to address the issue, offering instead a comfortable myth of cosmic stability.

Twentieth century technologies have enabled astronomers to see the stars and planets ever more clearly, but their perceptions are clouded by centuries-old beliefs about celestial harmony that the heat and light of stars is due to some kind of internal fire that we understand gravity sufficiently to declare that it obeys a universal law and alone governs cosmic evolution. These perceptions have become dogma and dogma hinders progress. So it is not surprising that a growing number of critics see gravitational cosmology of the “Big Bang” as sterile and irrelevant to any real understanding of our place and history in the universe. The fact that it has nothing to say about life itself—the deepest mystery of the universe—is just one of countless signs that the present field of view is too limited.

For the moment I want to feature two reports in December that show astronomers do not understand stars. The view of stars as ‘fires in the sky’ was understandable when chemical fires were the only source of light that we knew & the only question we asked of stars was ‘how do they shine? But that view failed when we realized that stars had to burn steadily for aeons. The discovery of nuclear energy offered an answer to this new question without having to re-evaluate the accumulation of other assumptions about stars.

The thermonuclear assumption was never proved, and observations that contradicted it were never crucial enough to compel astronomers to doubt it. It came full circle and led to a futile decades-long effort to mimic the conjectured process to provide power on the Earth. All the while, a clue to a better answer stared the experimenters and theoreticians in the face: they were using electricity to trigger thermonuclear reactions maybe the Sun was doing that, too.

We use electricity as a convenient means of lighting and heating that doesn’t require the power to be generated on site. We’ve discovered that thin transmission lines can carry great amounts of power over long distances from generator to light bulb. Nature is parsimonious in achieving its ends why wouldn’t stars get power from natural transmission lines? The satisfying answer is that they do. Radio astronomers can trace the telltale magnetic fields in deep space. The magnetic fields mark filamentary cosmic ‘transmission lines’ carrying electrical power between galaxies and stars.

Planetary nebula M2-9. The complex Z-pinch hourglass shape of the external circuitry of a star becomes visible in a planetary nebula where the galactic power is high enough or the plasma is dusty. Gravitational models of stars fail to explain the fine detail of planetary nebulae.

NASA’s Dim View of Stars

The latest report from NASA is a fitting end to The Year of The ELECTRIC UNIVERSE®. It demonstrates that the electric model of stars envisaged the latest observations while NASA researchers again mask their assumptions by stating them as facts. Ironically, the report refers to some stars as “low-energy fluorescent light bulbs.”

As usual, all the science reporting agencies repeat NASA’s words without critical comment. Mainstream media rarely do investigative science journalism. The NASA report follows, along with my comments.

Astronomers Find the Two Dimmest Stellar Bulbs

This artist's concept shows the dimmest star-like bodies currently known -- twin brown dwarfs referred to as 2M 0939. The twins, which are about the same size, are drawn as if they were viewed close to one of the bodies. Picture credit: NASA/JPL-Caltech.

It’s a tie! The new record-holder for dimmest known star-like object in the universe goes to twin “failed” stars, or brown dwarfs, each of which shines feebly with only one millionth the light of our sun.

Comment: As we shall see, the notion of “twin failed stars” is a theoretical assumption and not a fact!

In an ELECTRIC UNIVERSE® there is no such thing as a “failed” star. They have no thermonuclear “engine” to fail. All bodies in the galaxy receive external electrical energy from the galactic circuit. Radio astronomers (for the most part unwittingly) trace the circuit by mapping the magnetic fields of galaxies and stars, which fields are generated by the electric current flowing in the circuit. The circuits are unrecognized due to the mistaken conviction that magnetic fields can be ‘frozen in’ to plasma. The ‘father’ of plasma physics, Hannes Alfvén, appealed against this mistaken notion in his Nobel Prize acceptance speech in 1970. But to give up this false belief would require discarding decades of theoretical work and reputations built upon it.

Previously, astronomers thought the pair of dim bulbs was just one typical, faint brown dwarf with no record-smashing titles. But when NASA’s Spitzer Space Telescope observed the brown dwarf with its heat-seeking infrared vision, it was able to accurately measure the object’s extreme faintness and low temperature for the first time. What’s more, the Spitzer data revealed the brown dwarf is, in fact, twins.

“Both of these objects are the first to break the barrier of one millionth the total light-emitting power of the sun,” said Adam Burgasser of the Massachusetts Institute of Technology, Cambridge. Burgasser is lead author of a new paper about the discovery appearing in the Astrophysical Journal Letters.

Brown dwarfs are the misfits of the cosmos. They are compact balls of gas floating freely in space, but they are too cool and lightweight to be stars, and too warm and massive to be planets. The name “brown dwarf” comes from the fact that these small, star-like bodies change color over time as they cool, and thus have no definitive color. In reality, most brown dwarfs would appear reddish if they could be seen with the naked eye. Their feeble light output also means they are hard to find. The first brown dwarf wasn’t discovered until 1995. While hundreds are known today, astronomers say there are many more in space still waiting to be discovered.

Comment: All stars are an electrical phenomenon. There are no “misfits” in an ELECTRIC UNIVERSE®. All of the assumptions being heaped upon the meagre photons received from deep space merely serve, as usual, to force fit the data to the standard model of stars. The very name, brown “dwarf,” assumes that these stars are “compact balls of gas floating freely in space.”

In stark comparison, the electric model describes them as “huge” because the light from a star is a plasma discharge phenomenon with only a loose relationship to the physical size of the star and a strong dependence on the electrical environment. Brown dwarfs do not simply cool down over time and wink out. They are externally powered electric lights.

“The apparent size and color of an electric star is an electrical phenomenon. If Jupiter’s magnetosphere were lit up it would appear the size of the full Moon… The light of a red star is due to the distended anode glow of an electrically low-stressed star… Red Giants are a more visible and scaled-up example of what an L-type Brown Dwarf star might look like close-up.”

Astronomers recently used Spitzer’s ultrasensitive infrared vision to learn more about the object, which was still thought to be a solo brown dwarf. These data revealed a warm atmospheric temperature of 565 to 635 Kelvin (560 to 680 degrees Fahrenheit). While this is hundreds of degrees hotter than Jupiter, it’s still downright cold as far as stars go. In fact, it is one of the coldest star-like bodies measured so far.

To calculate the object’s brightness, the researchers had to first determine its distance from Earth. After three years of precise measurements with the Anglo-Australian Observatory in Australia, they concluded that the star is the fifth-closest known brown dwarf to us, 17 light-years away toward the constellation Antlia. This distance, together with Spitzer’s measurements, told the astronomers the object was both cool and extremely dim.

But something was puzzling. The brightness of the object was twice what would be expected for a brown dwarf with its particular temperature. The solution? The object must have twice the surface area. In other words, it’s twins, with each body shining only half as bright, and each with a mass of 30 to 40 times that of Jupiter. Both bodies are one million times fainter than the sun in total light, and at least one billion times fainter in visible light alone.

“These brown dwarfs are the lowest power stellar light bulbs in the sky that we know of,” said Burgasser. “And like low-energy fluorescent light bulbs, they emit most of their light in a narrow range of wavelengths, in this case in the infrared.”

Comment: Burgasser’s description of brown dwarfs as “low-energy fluorescent light bulbs” is the closest he comes to the truth. Like fluorescent lights, brown dwarfs require electricity! And the solution to the problem is simple—a single red dwarf with a distended red anode-glow can provide the extra brightness without postulating an unlikely twin.

According to the authors, there are even dimmer brown dwarfs scattered throughout the universe, most too faint to see with current sky surveys. NASA’s upcoming Wide-Field Infrared Survey Explorer mission will scan the entire sky at infrared wavelengths, and is expected to uncover hundreds of these inconspicuous characters.

“The holy grail in the study of brown dwarfs is to find out how low you can go in terms of temperature, mass and brightness,” said Davy Kirkpatrick, a co-author of the paper at NASA’s Infrared Processing and Analysis Center at the California Institute of Technology, Pasadena. “This will tell us more about how brown dwarfs form and evolve.”

Comment: In an ELECTRIC UNIVERSE®, stars do not evolve. The notion of stellar evolution and the age of stars is an invention of the standard thermonuclear model of stars. And for so long as scientists cling to an unworkable theory of stellar formation by gravitational accretion, new findings will serve only to add to the confusion.

I predict that further discoveries by the Wide-Field Infrared Survey Explorer in this category will require the same ad hoc assumption that the radiant surface area, based on standard theory, must be accommodated by multiple star systems. The odds against finding so many multiple systems will become astronomical.

Success for the Electrical Model of White Dwarf Stars

The Hertzsprung-Russell diagram (left) is a plot of observations which must be explained by the chosen model of stars. The electrical model of stars reverses the direction of the x-axis to show the direct relationship between an increase in current density at the surface of a star and the higher temperature of that star, reflected by its change in color from red hot to white hot to blue hot.

The main sequence is the backbone of the observations but there are sharp discontinuities between the main sequence, the giant stars and white dwarfs. In the standard thermonuclear model of stars, the explanations for these discontinuities are beset by many observational discrepancies and ad hoc patches.

In the electric star model such discontinuities are a natural feature of a plasma discharge. Main sequence stars operate like arc lights in a cinema projector. The plasma discharge at their photospheres is in arc mode. The main sequence is a direct result of increasing the current density at the surface of a star.

The white dwarfs operate more like fluorescent lights, where a fainter coronal glow-mode discharge provides the light. If you can imagine the Sun’s bright photosphere being replaced by faint white coronal light, you have the picture. White ‘dwarfs’ are not dwarfs at all. They are faint, not because they are small but because they produce their light in a different mode of plasma discharge from stars like the Sun. The current density scale for white dwarfs is different to that of the main sequence and this is why they are scattered along a lower-luminosity sequence.

In the case of giant stars, the star’s ‘surface’ is bloated like the glow of a neon light as the star seeks to satisfy its current requirements. The red light comes from a low current density at the large diameters of the (virtual) anode of these stars.

The stellar thermonuclear evolutionary story is that a star of intermediate mass (1-8 solar masses) terminates its life as an Earth-sized white dwarf after the exhaustion of its nuclear fuel. During the transition from a nuclear-burning star to the white dwarf stage, the star collapses to about one fiftieth of the solar radius and becomes very hot. Many such objects with surface temperatures around 100,000 Kelvin (K) are known. Theories of stellar evolution predict that these stars can be much hotter. However, the probability of catching them in such an extremely hot state is low, because this phase is short-lived.

An article was published on December 12 this year in Astronomy & Astrophysics Letters which claims to have discovered one of these white dwarfs, “one of the hottest stars ever known with a temperature of 200,000 K at its surface.” The temperature is deduced from the emission from nine-fold ionized calcium atoms thought to be in the star’s photosphere. It is the highest ionization level of a chemical element ever discovered in a photospheric stellar spectrum.

The stellar atmosphere modelling of a white dwarf based on thermodynamic equilibrium will give erroneous conclusions because charged particles in an electric field will be dethermalized (their random motion reduced while their kinetic energy increases). So it easy for a white dwarf to multiply ionize calcium atoms because the electrical energy required is equivalent to a mere 211 electron volts and not random thermal energy equal to a temperature of 200,000 to 300,000 K. Using thermal (mechanical) energy is the most difficult and unlikely way of explaining the data.

The white dwarf also challenges the standard stellar evolution concepts because it has a chemical surface composition rich in calcium and helium that is not predicted by stellar evolution models. A paper in the Astrophysical Journal of February 2005 shows the surprise and confusion created by this star. As usual, mechanical energy in the form of a supposed “shocked wind” is proposed as the origin of weak X-ray emission at 1 keV. And despite the almost infinite number of “knobs” available to twiddle on the standard model, a match with observations has not been reached.

The obstacle to an understanding of white dwarfs comes from using heat (mechanical energy) from within a star to explain highly energetic phenomena outside the star. It is precisely the difficulty encountered with the Sun and its phenomenally hot corona. The conceptual hurdle is exemplified by the paradigm set out in the introduction to the above paper:

“The hot 106-107 K coronae on the Sun and other late-type stars are believed to be sustained by mechanical energy in their outer convection zones, which is dissipated at the surface through the medium of magnetic fields generated and amplified by differential rotation and convection in the interior.”
[Emphasis added].

In other words, our present understanding of the Sun and therefore most other stars is based on this simple belief that to this day has not been verified. In this circumstance it would be scientifically responsible to question that belief when new data fails to satisfy predictions. As Eddington, the theoretician who gave us the standard model of stars, wrote of white dwarfs when first discovered, “Strange objects, which persist in showing a type of spectrum entirely out of keeping with their luminosity, may ultimately teach us more than a host which radiates according to rule.” But beliefs are very difficult to shift.

In July this year I wrote:

“A white dwarf is a star that is under low electrical stress so that bright ‘anode tufting’ is not required. The star appears extremely hot, white and under-luminous because it is equivalent to having the faint white corona discharge of the Sun reach down to the star’s atmosphere. As usual, a thin plasma sheath will be formed between the plasma of the star and the plasma of space. The electric field across the plasma sheath is capable of accelerating electrons to generate X-rays when they hit atoms in the atmosphere. And the power dissipated is capable of raising the temperature of a thin plasma layer to tens of thousands of degrees.”

Of course, this model will need to be reviewed in the light of new data. But at least it is a new, quite different model that easily meets the basic observational fact of high-energy phenomena outside a star. The strong magnetic fields of some white dwarfs are diagnostic of external electric currents. The spectral line broadening indicates the presence of a strong electric field in the light-emitting region. The electrical energy focussed on the white dwarf is dissipated in an extensive, cool corona instead of a hot, arc-tufted photosphere.

So it is significant that the spectrum of the white dwarf in the cited paper was interpreted as “evidence that the X-rays originated not from deeper atmospheric layers but from a coronal plasma encircling the star.” The white dwarf “became the first white dwarf thought to have a corona, albeit a cool one.” The weak X-ray emission is attributed, in ad hoc fashion, to “a shocked wind.” It’s like a dentist using a jet engine to X-ray your teeth.

The presence of anomalies in the star’s spectrum, both in the elements present and their state of ionization, is more accurately explained by the electrical model of stars, which have a cool core of heavy elements. The authors note, “a coronal model requires a total luminosity more than two orders of magnitude larger than that of the star itself.” An electric white ‘dwarf’ emits light from both the corona and the thin, brighter plasma sheath that forms its photosphere.

An electric white dwarf is a far simpler model than the “collapsed degenerate stellar corpse” model. The star is not “dying.” It has not evolved from another type of star. It is not an impossible object—a Sun squeezed to twice the diameter of the Earth. Stars cannot suffer gravitational collapse to a theoretical form of ‘degenerate matter’ that has never been observed—where atoms are squeezed together so strongly that only electrons in adjacent atoms prevent further collapse because they cannot share orbits. Just how far-fetched this notion is can be gauged if we consider that the electric repulsive force exceeds the gravitational force by 39 orders of magnitude!!

Subrahmanyan Chandrasekhar was awarded the Nobel Prize in 1983 for his theoretical work on electron degenerate white dwarfs, which predicted the existence of a relationship between mass and radius for a degenerate white dwarf. This theoretical mass-radius relation is a generally accepted underlying assumption in nearly all studies of white dwarf properties. In turn, these studies, including the white dwarf mass distribution and luminosity function, are foundations for such varied fields as stellar evolution and galactic formation. The notion of stellar collapse led on to more extreme theoretical fictions—neutron stars and black holes. The damage wrought by such an assumption for our understanding of stars and the cosmos cannot be overstated! A recent paper in The Astrophysical Journal warned, “One might assume that a theory as basic as stellar degeneracy rests on solid observational grounds, yet this is not the case. Comparison between observation and theory has shown disturbing discrepancies.” The paper cited here adds to the discrepancies.

In summary: nearby red and white stars that appear faint are not different to other stars. Red dwarfs are physically much smaller than the Sun but their visible glow discharge is large and of low current density and energy (red).

White ‘dwarfs,’ on the other hand, are physically larger than red dwarfs but generally smaller than the Sun. Lacking bright anode tufting they have an extended coronal type discharge and photosphere that emits faint whitish light, ultraviolet light and mild X-rays. The spectral lines are broadened, sometimes to the point of disappearance, due to the coronal electric field. This gives the misleading impression that hydrogen (whose spectral lines are smeared the most) is missing in many of these stars and that therefore they are remnants of larger stars that have lost or burned their hydrogen fuel.

Significantly, the larger the white dwarf, the lower the current density and the lower the apparent temperature. This trend has been noted with some puzzlement by researchers. White dwarfs the size of the Sun and a little larger are stars under lower electrical stress than normal. This may occur, for example, in binary star systems like that of Sirius, where one star usurps most of the available electrical energy.

There are no collapsed stars of extraordinary high density. The story of stellar evolution is fiction. The numbers of small red and white stars exceed the number of bright stars. They are formed in the same Z-pinch mechanism in dusty plasma as are all other stars. Or they may be born later by parturition (nova) of an unstable larger star. The economy and success of the ELECTRIC UNIVERSE® model is readily apparent.

The ELECTRIC UNIVERSE® paradigm continues its successful run of discovery and prediction in 2008

In January I declared 2008 The Year of the ELECTRIC UNIVERSE®. And so it has proved to be. Confirming and supportive evidence arrives almost daily. Along with my associated THUNDERBOLTS.INFO website we attract tens of thousands of visitors each month. This month set a new record. The scientific literacy of visitors is exceptionally high, and a consistent pattern has emerged, verified by hundreds of comments. When newcomers compare the direct evidence for the ELECTRIC UNIVERSE® to conventional interpretations of the same data, offered here and in “Thunderbolts Picture of the Day,” the conclusion becomes clear. We do indeed live in an ELECTRIC UNIVERSE®.

The Thunderbolts Project is attracting volunteers and people wanting to undertake serious study to further their understanding of plasma and the ELECTRIC UNIVERSE®. New books, educational e-books and videos are being produced and a Japanese version of Thunderbolts of the Gods is due to go on sale in that country early in the new year.


Chandra Discovers White Dwarf Stars and Other Exotic Binaries in 47 Tucanae

A Chandra X-ray Observatory image of the globular cluster 47 Tucanae. The image is about ten light-years across, and shows many cataclysmic variables (CVs), white dwarf stars that accrete from a companion star. Astronomers have discovered twenty-two new CVs in the cluster, and used the statistics to argue that, unlike many clusters which have bright, recently formed CVs, the ones here are older or even primordial. NASA/CXC/Michigan State/A.Steiner et al. 2014

Cataclysmic variable stars (CVs) are white dwarf stars that are accreting from an orbiting, low mass binary companion star. The accretion is facilitated by the proximity of the stars typical orbital periods range from about one to ten hours. Although the family of these exotic CV binaries is heterogeneous, there are, roughly speaking, four classes characterized by the accretion physics, eruptions caused by occasional accretion events, flaring from activity on the white dwarf’s surface, and the appearance of hydrogen lines in the companion star.

CVs are found in many galactic environments, but their presence in globular clusters, whose distances and populations are well characterized, allows a more precise comparative study of their properties. CVs can affect the evolution of the cluster while themselves being influenced by the dense stellar environment in a cluster. Evolutionary models of globular cluster evolution imply that after about ten billion years, a cluster with a million stars should have about two hundred CVs – many more than have been seen so far in any cluster. Identifying them, however, is not easy because they can be faint and because they exist in such crowded environments.

CfA astronomers Maureen van den Berg and Josh Grindlay and their colleagues detected twenty-two new CVs in the nearby globular cluster 47 Tucanae (47 Tuc) using Chandra X-ray Observatory and Hubble measurements, bringing the total known to forty-three, the largest sample in any globular cluster so far. The scientists find that 47 Tuc has fewer bright CVs than had been expected. Many globular clusters show a steep increase in stellar density near their centers (the so-called “core collapse” scenario). The scientists argue that the high central densities in these core-collapsed clusters has led to frequent close encounters between stars, which in turn has resulted in the formation of younger and brighter CVs. The cluster 47 Tuc has not experienced core collapse, which could explain the relative lack of such bright CVs. These new results imply that the CV population in 47 Tuc is therefore a combination of primordial CVs and others formed dynamically early in the evolution of the cluster.

Publication: L. E. Rivera Sandoval, et al., “New Cataclysmic Variables and Other Exotic Binaries in the Globular Cluster 47 Tucanae,” MNRAS 475, 4841, 2018 doi:10.1093/mnras/sty058


Voir la vidéo: Laventure Spatiale - Notre Galaxie Survivra Telle? (Juillet 2021).