Astronomie

Existe-t-il un terme pour décrire toutes les étoiles qui ne sont pas des étoiles à neutrons ou des naines blanches ?

Existe-t-il un terme pour décrire toutes les étoiles qui ne sont pas des étoiles à neutrons ou des naines blanches ?

Je cherche un terme officiel qui décrit toutes les étoiles qui ne sont pas des étoiles à neutrons ou des naines blanches. « Étoiles toujours brûlantes » ou « étoiles ordinaires » sont tout ce que j'ai pu trouver. Existe-t-il un terme officiel pour les stars qui évoluent encore et qui ne sont pas encore "mortes" ?


Il est tentant de penser que des étoiles non dégénérées le recouvrent, puisque même la structure de la séquence principale de masse la plus faible étoiles ne sont pas significativement affectés par la dégénérescence des fermions. Malheureusement, les noyaux des stades évolutifs plus avancés peuvent dégénérer.

J'irais donc avec les étoiles à combustion nucléaire, bien que cela exclue à son tour les étoiles pré-séquence principale.

À certains égards, il est plus facile de dire une étoile qui n'est pas un vestige stellaire compact.


De temps en temps, quelqu'un remarquera qu'une "étoile" est une boule de plasma qui est soutenue par des réactions nucléaires en son cœur, et donc techniquement les étoiles à neutrons et les naines blanches sont des restes stellaires, et pas des étoiles.

Le terme technique est donc « star ». Et si vous pensez que cela pourrait être ambigu, épelez-le simplement : « Étoiles avec des réactions de fusion soutenues par »/« Étoiles, à l'exclusion des restes stellaires »


Mon conseil serait de ne pas rechercher une définition « officielle », car les définitions officielles ne serviront souvent pas l'application que vous avez en tête. Dites simplement ce que vous voulez dire, adapté à cette application. Nous aimerions que les définitions soient des instructions pour trier tout ce qui est de tout ce qui ne l'est pas, mais en pratique, elles ne peuvent pas fonctionner de cette façon. Par exemple, quelle est la définition officielle d'un "ordinateur", qui fonctionne dans n'importe quel contexte ? À un certain niveau, la définition d'une étoile devrait inclure tous les objets que les gens qui se considèrent comme des « astronomes stellaires » étudient, car c'est le point commun entre toutes ces étoiles qui les unit. Mais la plupart des définitions « officielles » d'une « étoile » excluent déjà de nombreux objets que les « astronomes stellaires » étudient ! (Il en va de même pour les "planètes".) Ainsi, bien que des définitions officielles existent, elles ne correspondent souvent pas à ce que vous souhaitez dans votre application. C'est pourquoi je dis, définissez simplement ce que vous voulez dire vous-même, et n'essayez même pas d'être "officiel". Par exemple, si vous vous intéressez à l'évolution stellaire et que vous n'êtes pas intéressé par les points finaux parce qu'ils n'évoluent pas encore, alors dites des étoiles qui évoluent encore. Si vous vous intéressez aux étoiles qui obéissent à une loi des gaz parfaits, vous pourriez préférer un terme comme "étoiles ordinairement gazeuses" ou quelque chose du genre. Adapter à l'intérêt donne une meilleure définition que quelque chose d'"officiel".


Questions et réponses du jour : Naines blanches contre étoiles à neutrons ?

Question :
Quelles sont les cinq différences entre les naines blanches et les étoiles à neutrons ?

UNE:
La différence majeure est due à la manière dont ils sont formés.
1. Les naines blanches sont formées par l'effondrement d'étoiles de faible masse, moins d'environ 10 fois la masse du Soleil. Cette étoile perd la majeure partie de sa masse dans le vent, laissant derrière elle un noyau d'une masse solaire inférieure à 1,44. D'autre part, les étoiles à neutrons se forment lors de l'effondrement catastrophique du noyau d'une étoile massive.
D'autres différences suivent :

2. Une naine blanche est soutenue par une pression de dégénérescence des électrons, une étoile à neutrons par une pression de dégénérescence des neutrons (allez chercher ces termes pour une leçon de physique rapide).
3. Une naine blanche a un rayon plus grand - environ 600 fois
4. Une étoile à neutrons a un champ gravitationnel plus fort - environ 400 000 fois
5. Enfin, les étoiles à neutrons ont des températures plus élevées à la naissance, tournent plus vite et ont des champs magnétiques plus puissants, entre autres.

Rangez ces pépites pour la prochaine fois que vous serez sur Jeopardy!, ou peut-être que la star – attendez le jeu de mots – lors de la soirée-questionnaire de votre pub local.


Des naines blanches s'écrasant sur des étoiles à neutrons expliquent les supernovae les plus solitaires

Une équipe de recherche dirigée par des astronomes et des astrophysiciens de l'Université de Warwick a découvert que certaines des supernovae les plus solitaires de l'Univers sont probablement créées par les collisions d'étoiles naines blanches avec des étoiles à neutrons.

Le Dr Joseph Lyman de l'Université de Warwick est le chercheur principal sur le papier, Les progéniteurs des transitoires riches en calcium ne se forment pas in situ, publié aujourd'hui par la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (et peut être lu ici).

« Notre article examine les transitoires dits « riches en calcium » », explique le Dr Lyman. "Ce sont des explosions lumineuses qui durent des semaines, cependant, elles ne sont pas aussi brillantes et ne durent pas aussi longtemps que les supernovae traditionnelles, ce qui les rend difficiles à découvrir et à étudier en détail".

Des études antérieures avaient montré que le calcium représentait jusqu'à la moitié de la matière rejetée lors de telles explosions, contre seulement une infime fraction dans les supernovae normales. Cela signifie que ces événements curieux peuvent en fait être les principaux producteurs de calcium dans notre univers.

« L'un des aspects les plus étranges est qu'ils semblent exploser dans des endroits inhabituels. Par exemple, si vous regardez une galaxie, vous vous attendez à ce que toutes les explosions correspondent à peu près à la lumière sous-jacente que vous voyez de cette galaxie, car c'est là que se trouvent les étoiles », commente le Dr Lyman. "Cependant, une grande partie d'entre eux explosent à d'énormes distances de leurs galaxies, où le nombre de systèmes stellaires est infime.

"Ce que nous abordons dans le document est de savoir s'il y a des systèmes sous lesquels ces transitoires ont explosé, par exemple, il pourrait y avoir des galaxies naines très faibles, expliquant les emplacements étranges. Nous présentons des observations, aussi faibles que possible, pour montrer qu'il n'y a en fait rien à l'emplacement de ces transitoires - donc la question devient, comment sont-ils arrivés là ? »

Les transitoires riches en calcium observés à ce jour peuvent être observés à des dizaines de milliers de parsecs de toute galaxie hôte potentielle, avec un tiers de ces événements à au moins 65 000 années-lumière d'une galaxie hôte potentielle.

Les chercheurs ont utilisé les observations du Very Large Telescope au Chili et du télescope spatial Hubble des exemples les plus proches de ces transitoires riches en calcium pour tenter de détecter quoi que ce soit laissé derrière ou dans la zone environnante de l'explosion.

Les observations approfondies effectuées leur ont permis d'exclure la présence de faibles galaxies naines ou d'amas d'étoiles globulaires aux emplacements de ces exemples les plus proches. De plus, une explication de l'effondrement du cœur des supernovae, à laquelle ressemblent les transitoires riches en calcium, bien que plus faibles, est l'effondrement d'une étoile massive dans un système binaire où la matière est retirée de l'étoile massive subissant l'effondrement. Les chercheurs n'ont trouvé aucune preuve d'un compagnon binaire survivant ou d'autres étoiles massives à proximité, leur permettant de rejeter les étoiles massives en tant que progéniteurs de transitoires riches en calcium.

Le professeur Andrew Levan du département de physique de l'Université de Warwick et un chercheur sur le papier a déclaré :

« Il semblait de plus en plus que les étoiles massives à hypervitesse ne pouvaient pas expliquer l'emplacement de ces supernovae. Il doit s'agir d'étoiles de faible masse à vie plus longue, mais toujours dans une sorte de systèmes binaires, car il n'existe aucun moyen connu pour qu'une seule étoile de faible masse puisse devenir une supernova par elle-même ou créer un événement qui ressemblerait à une supernova.

Les chercheurs ont ensuite comparé leurs données à ce que l'on sait des sursauts gamma de courte durée (SGRB). On les voit aussi souvent exploser dans des endroits éloignés sans qu'aucune galaxie coïncidente ne soit détectée. Les SGRB se produisent lorsque deux étoiles à neutrons entrent en collision, ou lorsqu'une étoile à neutrons fusionne avec un trou noir – ceci a été confirmé par la détection d'un « kilonova » accompagnant un SGRB grâce aux travaux dirigés par le professeur Nial Tanvir, un collaborateur de cette étude. Bien que les fusions d'étoiles à neutrons et de trous noirs n'expliqueraient pas ces transitoires riches en calcium plus brillants, l'équipe de recherche a considéré que si la collision se produisait plutôt entre une étoile naine blanche et une étoile à neutrons, cela correspondrait à leurs observations et à leur analyse :

· Fournirait suffisamment d'énergie pour générer la luminosité des transitoires riches en calcium.

· La présence d'une naine blanche fournirait un mécanisme pour produire un matériau riche en calcium.

· La présence de l'étoile à neutrons pourrait expliquer pourquoi ce système d'étoiles binaires a été trouvé si loin d'une galaxie hôte.

« Ce que nous proposons donc, ce sont des systèmes qui ont été éjectés de leur galaxie. Un bon candidat dans ce scénario est une naine blanche et une étoile à neutrons dans un système binaire. L'étoile à neutrons se forme lorsqu'une étoile massive devient une supernova. Le mécanisme de l'explosion de la supernova fait que l'étoile à neutrons est « couplée » à des vitesses très élevées (100 s de km/s). Ce système à grande vitesse peut alors s'échapper de sa galaxie, et si le système binaire survit au coup de pied, la naine blanche et l'étoile à neutrons fusionneront, provoquant le transitoire explosif.

Les chercheurs notent que de tels systèmes de fusion de naines blanches et d'étoiles à neutrons sont supposés produire des sursauts gamma à haute énergie, motivant d'autres observations de tout nouvel exemple de transitoires riches en calcium pour le confirmer. De plus, de tels systèmes de fusion contribueront à d'importantes sources d'ondes gravitationnelles, potentiellement détectables par les expériences à venir qui éclaireront davantage la nature de ces systèmes exotiques.

R.P. Church et M.B. Davies de l'Observatoire de l'Université de Lund, Département d'astronomie et de physique théorique et N.R.Tanvir du Département de physique et d'astronomie de l'Université de Leicester ont apporté d'importantes contributions aux travaux en plus des chercheurs de l'Université de Warwick.

Notes pour les éditeurs :

· Le travail a utilisé des observations faites avec les télescopes de l'ESO à l'observatoire de Paranal sous l'ID de programme 092.D-0420 et le télescope spatial Hubble de la NASA/ESA, obtenues à partir des archives de données du Space Telescope Science Institute.

· L'Université de Warwick reconnaît le soutien du UK Science and Technology Facilities Council (subvention ID ST/I001719/1).


Les grands observatoires de la NASA aident les astronomes à créer une visualisation 3D d'une étoile éclatée

En l'an 1054 après JC, les observateurs chinois du ciel ont été témoins de l'apparition soudaine d'une "nouvelle étoile" dans le ciel, qu'ils ont enregistrée comme six fois plus brillante que Vénus, ce qui en fait l'événement stellaire observé le plus brillant de l'histoire enregistrée. Cette « étoile invitée », comme ils l'ont décrite, était si brillante que les gens l'ont vue dans le ciel pendant la journée pendant près d'un mois. Les Amérindiens ont également enregistré son apparition mystérieuse dans les pétroglyphes.

Observant la nébuleuse avec le plus grand télescope de l'époque, Lord Rosse en 1844 a nommé l'objet le "Crabe" en raison de sa structure en forme de tentacule. Mais ce n'est que dans les années 1900 que les astronomes ont réalisé que la nébuleuse était la relique survivante de la supernova de 1054, l'explosion d'une étoile massive.

Désormais, les astronomes et les spécialistes de la visualisation du programme Universe of Learning de la NASA ont combiné la vision visible, infrarouge et aux rayons X des Grands Observatoires de la NASA pour créer une représentation tridimensionnelle de la dynamique nébuleuse du Crabe. Certaines structures et certains processus, entraînés par le moteur pulsar au cœur de la nébuleuse, sont mieux vus à des longueurs d'onde particulières.


Existe-t-il un terme pour décrire toutes les étoiles qui ne sont pas des étoiles à neutrons ou des naines blanches ? - Astronomie

Je m'interrogeais sur la taille des naines blanches et des étoiles à neutrons. Le problème n'est pas leur taille en soi, mais ce qui se passe quand on leur ajoute de la matière.

Par exemple, si une étoile naine blanche est dans un système binaire avec une géante rouge qui perd de la matière qui s'ajoute à la naine blanche, comment la taille de la naine blanche change-t-elle au fil du temps. La matière ajoutée l'agrandit-elle jusqu'à ce qu'il y ait tellement de masse qu'elle s'effondre en une étoile à neutrons ou la masse ajoutée la fait-elle encore plus rétrécir puisqu'il y a maintenant plus de masse à supporter ? Je pense que la même analogie peut être utilisée avec une étoile à neutrons prenant de la masse, se transformant finalement en trou noir. Comment sa taille change-t-elle au fur et à mesure que la masse est ajoutée ? Je pensais aussi que la taille restait la même mais je ne sais pas comment. Ma question serait la suivante : qu'arrive-t-il à la taille de ce type d'étoiles lorsque de la matière est ajoutée ?

Ce sont des questions très intéressantes, et la réponse est un peu compliquée et diffère selon que vous parlez de quelque chose qui se passe « en principe » ou dans « le monde réel ». Les naines blanches (WD) et les étoiles à neutrons (NS) font partie d'une classe d'objets, les "auto-gravitateurs inertes", qui se soutiennent contre l'effondrement gravitationnel par la seule force de la pression du gaz. Dans ce contexte, « gaz » peut signifier soit le type de gaz auquel nous sommes habitués, soit la matière dégénérée trouvée dans les WD et les NS. Les autres objets de cette classe incluent les naines brunes et les planètes géantes. En fait, si vous ne tenez pas compte de la composition chimique et ne pensez qu'à la gravité et à la pression, les planètes géantes peuvent être considérées comme des naines blanches de très faible masse. La physique est très similaire.

Considérons donc une petite planète géante, comme Neptune. Cette planète est entièrement supportée par le gaz et la pression de dégénérescence. Si nous ajoutions lentement de la masse à Neptune, la planète commencerait à croître en rayon. La gravité et la pression augmenteraient également, bien sûr, mais pas assez pour compenser l'augmentation de volume. Cela continuera jusqu'à ce que notre planète soit de quelques dizaines ou centaines de la taille de Jupiter. À ce stade, l'augmentation de la gravité et de la pression surmonte le volume supplémentaire de masse que nous ajoutons et l'objet commence à devenir plus petit. (Rappelez-vous que nous ajoutons une masse inerte ici --- si nous devions ajouter de l'hydrogène fusionnable, nous aurions une étoile en fusion une histoire totalement différente!) Finalement, lorsque vous avez ajouté une masse solaire ou plus, vous vous retrouvez avec un objet de la taille de la Terre : une naine blanche.

Donc la réponse à votre question est que pour les objets moins massifs que Jupiter, l'ajout de masse augmente leur taille. Pour les objets plus massifs que Jupiter, ajouter encore plus de masse diminue leur taille en raison de l'augmentation de la gravité et de la pression. Étant donné que les WD et NS sont beaucoup plus massifs que Jupiter, leurs tailles diminuent avec l'augmentation de la masse.

En pratique, lorsqu'un binaire déverse du matériel sur une naine blanche, une nova se produit, renvoyant la plupart du matériel ajouté dans l'espace. Si une naine blanche gagne cependant suffisamment de masse grâce à ce processus, elle s'effondrera dans une supernova de type I. La supernova est probablement trop puissante pour laisser une étoile à neutrons derrière la naine blanche exploser. En revanche, une étoile à neutrons qui accumule trop de masse s'effondrera effectivement dans un trou noir.

Cette page a été mise à jour le 27 juin 2015.

A propos de l'auteur

Dave Kornreich

Dave était le fondateur de Ask an Astronomer. Il a obtenu son doctorat à Cornell en 2001 et est maintenant professeur adjoint au Département de physique et de sciences physiques de l'Université d'État de Humboldt en Californie. Là, il dirige sa propre version de Ask the Astronomer. Il nous aide également avec l'étrange question de cosmologie.


Quelles sont les similitudes et les différences entre les pulsars, les quasars, les naines blanches, les étoiles à neutrons et les trous noirs ?

Les pulsars, les naines blanches, les étoiles à neutrons et les trous noirs sont les restes d'étoiles mortes, les quasars sont alimentés par des trous noirs.

Explication:

Lorsqu'une étoile de moins de 8 masses solaires n'a plus d'hydrogène et d'hélium, son cœur n'est pas assez chaud pour démarrer la fusion du carbone. Le noyau composé principalement de carbone et d'oxygène s'effondre par gravité pour former une naine blanche. L'effondrement gravitationnel est stoppé par la pression de dégénérescence des électrons.

Si l'étoile est plus grande qu'environ 8 masses solaires, elle est capable de fusionner des éléments plus lourds jusqu'au fer. Comme la fusion du fer nécessitait de l'énergie plutôt que de la libérer, les réactions de fusion s'arrêtent et le noyau stellaire s'effondre sous l'effet de la gravité. Si le noyau est plus massif que la limite de Chandrasekhar de 1,44 masse solaire, la gravité surmonte la dégénérescence des électrons, les atomes de pression ne peuvent plus exister. Les protons deviennent des neutrons et un grand nombre de neutrinos sont émis provoquant une explosion de supernova. Le noyau de l'étoile devient une étoile à neutrons.

Si une étoile à neutrons tourne et a un fort champ magnétique, elle émet un rayonnement. Comme il tourne à une vitesse précise, le faisceau de rayonnement atteint la Terre périodiquement avec une période de quelques millisecondes à quelques secondes. C'est un pulsar.

Si le noyau stellaire est supérieur à environ 4 masses solaires, la gravité surmonte la pression de dégénérescence des neutrons. Une fois que le noyau s'effondre sous son rayon de Schwarzschild, l'espace-temps est courbé au point où même la lumière ne peut plus s'échapper. C'est un trou noir.

La plupart des grandes galaxies ont un trou noir supermassif en leur centre. Ceux-ci sont en excès sur des centaines de milliers de masses solaires. S'il y a une bonne réserve de gaz et de poussière à proximité d'un trou noir supermassif, cela forme un disque d'accrétion de matière tombant dans le trou noir. Le matériau tombant dans le disque d'accrétion est surchauffé par la friction et la gravité au point d'émettre d'énormes quantités d'énergie. C'est un quasar.

Ainsi, tous sont similaires en ce sens qu'ils sont formés à partir des restes d'étoiles mourantes. Les pulsars sont un type d'étoile à neutrons. Les étoiles à neutrons et les trous noirs se comportent de la même manière. La principale différence entre ces objets est la masse.


Réponses et réponses

Je ne crois pas qu'on puisse avoir une étoile à neutrons aussi lumineuse.

Avant de discuter de la raison pour laquelle quelque chose est vrai, nous devons d'abord comprendre si c'est vrai.

Je ne crois pas qu'on puisse avoir une étoile à neutrons aussi lumineuse.

Avant de discuter de la raison pour laquelle quelque chose est vrai, nous devons d'abord comprendre si c'est vrai.

Les masses des étoiles composantes ont une plus grande incertitude. Le plus grand (m1) a 90 % de chances d'être compris entre 1,36 et 2,26 M☉, et le plus petit (m2) a 90 % de chances d'être compris entre 0,86 et 1,36 M

Autant que je sache, notre compréhension actuelle de l'équation d'état de la matière des étoiles à neutrons n'exclut pas cela. Je pense que cela permet aux étoiles à neutrons aussi légères qu'environ 1/10 de la masse solaire d'être stables. Mais notre compréhension actuelle de l'équation d'état de la matière des étoiles à neutrons n'est pas très bonne.

J0453+1559 a ce qui pourrait être un NS à M = 1,174 (avec une incertitude de 0,4%). Il pourrait s'agir d'un WD, bien que l'orbite corresponde mieux à une NS. En dehors de cela, la distribution des étoiles à neutrons se situe dans la gamme de masse solaire 1,1-2,0.

Utiliser une mesure de 1,11 masses solaires avec une incertitude de 23% comme preuve de M < 1 est tout simplement idiot.

Peter a raison, de nombreux EOS permettent une matière stellaire à neutrons stable à M

0.1. Cependant, ceux-ci nécessitent de la matière froide d'étoiles à neutrons. Pour les étoiles à neutrons chaudes - c'est-à-dire toutes - la limite est proche de M = 1. (En effet, c'est l'une des raisons pour lesquelles nous ne connaissons pas bien l'EOS. Tous les EOS considérés ont des prédictions similaires pour les étoiles à neutrons chaudes. matière NS). Ainsi, même si un objet plus petit était stable, il n'y a aucun moyen connu d'en former un, et il ne semble pas y en avoir aucun observé.

Plus précisément, tous ceux que nous avons observés. C'est peut-être parce que toutes les étoiles à neutrons que nous avons observées sont assez jeunes, c'est-à-dire que les supernovas qui les ont formées étaient assez récentes, à des échelles de temps cosmologiques. (Le pulsar de la nébuleuse du Crabe, par exemple, a environ 1000 ans.) À mesure que ces objets vieillissent et se refroidissent, ils deviendront plus difficiles à observer, du moins avec notre technologie actuelle.

Cependant, il est également vrai que le principal processus connu pour former des étoiles à neutrons - une supernova - nécessite une étoile nettement plus massive que le Soleil (environ 2 à 3 masses solaires). Une bonne fraction de cette masse est éjectée lors de l'explosion, mais cela laisse encore un résidu d'environ 1 masse solaire. Ainsi, même une étoile à neutrons froide qui est un vestige d'une supernova qui s'est produite il y a des milliards d'années ne devrait pas, pour des raisons cosmologiques, être beaucoup plus légère qu'une masse solaire. Je ne sais pas si d'autres mécanismes de formation d'étoiles à neutrons ont été proposés qui pourraient rendre les étoiles à neutrons froides nettement plus légères qu'une masse solaire.

Cela semble étrange. Quelle est la température qui supprimerait la dégénérescence du cœur des étoiles à neutrons ? Pour toute température bien inférieure à cette échelle, la température ne devrait pas avoir beaucoup d'importance.

Faites-moi savoir pourquoi je me trompe.

Ce n'est pas vraiment le cas. Il existe de jeunes pulsars, comme le Crabe et le Vela, qui sont en train de perdre leur moment angulaire initial. Mais il existe d'autres pulsars (appelés pulsars à la milliseconde, bien que ce terme soit trompeur) qui ont été réactivés. Sortir avec eux n'est pas facile, tout ce que nous pouvons faire, c'est sortir avec leurs stars compagnes. Les âges typiques se comptent en milliards d'années.

Il y en a environ 200 connus. Aucun n'a une masse inférieure à 1,1-1,2. Donc, s'il existe des SN plus petites, pourquoi n'en avons-nous pas vu surgir ?

Comme je l'ai mentionné plus tôt, il n'y a pas de mécanisme de formation connu. Cela peut ne pas expliquer adéquatement la difficulté. Pour en faire un, vous devez le presser sans le chauffer. La gravité ne le fera pas pour vous. Vous avez besoin d'un mécanisme de compression non gravitationnel qui peut émettre de l'énergie plus rapidement que le rayonnement thermique. Bonne chance pour en trouver un.

Une partie de ces objets sera dans des binaires, vous avez donc la possibilité d'équivalents SNa 1a. Rien de tel n'est visible.

Autant que je sache, notre compréhension actuelle de l'équation d'état de la matière des étoiles à neutrons n'exclut pas cela. Mais notre compréhension actuelle de l'équation d'état de la matière des étoiles à neutrons n'est pas très bonne.

Il existe un processus naturel pour éliminer la masse d'une étoile à neutrons. Lorsque la matière de la surface d'une étoile à neutrons commence à se répandre sur une autre étoile à neutrons ou un trou noir et à s'échapper de l'autre côté.

Mais parce que les étoiles à neutrons se dilatent lors de l'élimination de la masse, lorsqu'une étoile à neutrons commence à perdre de la masse, elle se dilate, provoquant un débordement de masse supplémentaire. L'échelle de temps de ce processus? Une étoile à neutrons mesure environ 10 km de diamètre. La vitesse du son est de l'ordre de 100 000 km/s. L'échelle de temps est donc de plusieurs centaines de microsecondes.

Comment l'échelle de temps de l'expansion des étoiles à neutrons se compare-t-elle à l'échelle de temps de la désintégration bêta ? Refroidissement de processus Urca ?

Que révèle précisément une fusion d'étoiles à neutrons sur l'équation d'état de la matière nucléaire, froide et chaude ?

La plus petite étoile à neutrons est refroidie par expansion adiabatique.

Et la désintégration des neutrons libère nécessairement à la fois des antineutrinos et de la chaleur.

La chaleur peut aller à l'expansion adiabatique, au rayonnement électromagnétique ou au processus Urca. qui, contrairement à la désintégration bêta, produit à la fois des antineutrinos et des neutrinos.

Dans les millisecondes après que GW170817 a commencé à déborder, la plus grosse étoile à neutrons a dû immédiatement devenir chaude et a commencé à émettre à la fois des processus électromagnétiques thermiques et Urca. D'un autre côté, un trou noir est, eh bien, noir, et ne produira donc PAS de neutrinos du processus Urca.

Quelle est l'efficacité de la matière neutronique étendue et répandue dans la production de neutrinos par le processus Urca, par opposition à la production d'antineutrinos par désintégration bêta ?

De plus, un trou noir n'a pas de cheveux. Une étoile à neutrons a des cheveux. Les oscillations d'une étoile à neutrons de matière réelle sans horizon des événements devraient produire des ondes de gravité complètement différentes de l'anneau d'un trou noir sans structure, et sensibles à l'équation d'état réelle de l'intérieur.


Existe-t-il un terme pour décrire toutes les étoiles qui ne sont pas des étoiles à neutrons ou des naines blanches ? - Astronomie

La matière ordinaire, ou l'étoffe dont nous et tout ce qui nous entoure sont faits, consiste en grande partie d'espace vide. Même un rocher est principalement un espace vide. C'est parce que la matière est faite d'atomes. Un atome est un nuage d'électrons en orbite autour d'un noyau composé de protons et de neutrons.

Le noyau contient plus de 99,9 pour cent de la masse d'un atome, mais il a un diamètre de seulement 1/100 000 de celui du nuage d'électrons. Les électrons eux-mêmes occupent peu de place, mais le motif de leur orbite définit la taille de l'atome, qui est donc à 99,9999999999999% d'espace ouvert !

Ce que nous percevons comme douloureusement solide lorsque nous heurtons un rocher est en réalité un tohu-bohu d'électrons se déplaçant dans l'espace vide si rapidement que nous ne pouvons ni voir ni ressentir le vide. À quoi ressemblerait l'importance s'il n'était pas vide, si nous pouvions écraser le nuage d'électrons jusqu'à la taille du noyau ? Supposons que nous puissions générer une force suffisamment puissante pour écraser tout le vide d'un rocher à peu près de la taille d'un stade de football. La roche serait réduite à la taille d'un grain de sable et pèserait encore 4 millions de tonnes !

Ces forces extrêmes se produisent dans la nature lorsque la partie centrale d'une étoile massive s'effondre pour former une étoile à neutrons. Les atomes sont complètement écrasés et les électrons sont coincés à l'intérieur des protons pour former une étoile composée presque entièrement de neutrons. Le résultat est une petite étoile qui ressemble à un noyau gigantesque et n'a pas d'espace vide.

Les étoiles à neutrons sont des objets étranges et fascinants. Ils représentent un état extrême de la matière sur lequel les physiciens sont désireux d'en savoir plus. Pourtant, même si vous pouviez en visiter un, vous seriez bien avisé de refuser l'offre.

Le champ gravitationnel intense mettrait votre vaisseau spatial en pièces avant qu'il n'atteigne la surface. Les champs magnétiques autour des étoiles à neutrons sont également extrêmement puissants. Les forces magnétiques pressent les atomes sous la forme de cigares. Même si votre vaisseau spatial restait prudemment à quelques milliers de kilomètres au-dessus de l'étoile à neutrons de surface afin d'éviter les problèmes de champs gravitationnels et magnétiques intenses, vous seriez toujours confronté à un autre danger potentiellement mortel.

Si l'étoile à neutrons tourne rapidement, comme la plupart des jeunes étoiles à neutrons, les champs magnétiques puissants combinés à la rotation rapide créent un générateur impressionnant qui peut produire des différences de potentiel électrique de plusieurs milliards de volts. De telles tensions, qui sont 30 millions de fois supérieures à celles des éclairs, créent des blizzards mortels de particules à haute énergie.

Ces particules de haute énergie produisent des faisceaux de rayonnement de la radio à travers les énergies des rayons gamma. Comme un faisceau de phare en rotation, le rayonnement peut être observé comme une source de rayonnement pulsée, ou pulsar. Les pulsars ont été observés pour la première fois par des radioastronomes en 1967. Il y a maintenant environ 1000 pulsars connus. Le pulsar de la nébuleuse du Crabe, l'un des pulsars les plus jeunes et les plus énergétiques connus, a été observé pour pulser dans presque toutes les longueurs d'onde - radio optique, rayons X et rayons gamma. On observe quelques dizaines de pulsars pulser en rayons X et six pulser en rayons gamma.


Ces illustrations montrent comment une étoile à neutrons en rotation extrêmement rapide, qui s'est formée à partir de l'effondrement d'une étoile très massive, peut produire des champs magnétiques incroyablement puissants. Ces objets sont appelés magnétars.

Les magnétars sont des étoiles à neutrons dont les champs magnétiques sont environ un milliard de fois supérieurs au champ magnétique de la Terre. On pense que ces champs magnétiques impressionnants sont produits lorsqu'une étoile à neutrons en rotation extrêmement rapide est formée par l'effondrement du noyau d'une étoile massive. Lorsqu'une étoile à neutrons se forme, elle déclenche une explosion de supernova qui expulse les couches externes de l'étoile à grande vitesse.

Le taux élevé de rotation de l'étoile à neutrons intensifie le champ magnétique déjà très puissant jusqu'au niveau du magnétar. Lorsque les forces magnétiques deviennent suffisamment fortes, elles peuvent provoquer des tremblements d'étoiles à la surface de l'étoile à neutrons qui produisent de puissantes explosions de rayons X appelées flashs de rayons X. Ces événements peuvent représenter un type intermédiaire d'explosion de supernova - plus énergétique que les supernovas ordinaires, mais moins que les hypernovae, considérées comme responsables des sursauts gamma. Des explosions de magnétar peuvent également se produire pendant des centaines d'années après l'explosion initiale.

Le champ magnétique stable le plus puissant produit sur Terre dans un laboratoire est environ un million de fois supérieur au champ magnétique terrestre. Au-delà de cette limite, le matériau magnétique ordinaire serait détruit par les forces magnétiques. Ce n'est que sur une étoile à neutrons, où la gravité est plus de 100 milliards de fois plus élevée que sur Terre, que la matière peut résister aux forces magnétiques d'un magnétar, et même là, la croûte de l'étoile à neutrons peut se briser sous la contrainte.

La source de l'énergie est le champ magnétique en rotation rapide, de sorte que ces pulsars sont parfois appelés pulsars alimentés en rotation, pour les distinguer d'un autre type de pulsar découvert par les astronomes en rayons X, les pulsars alimentés par accrétion.


Pulsars alimentés par accrétion

Si une étoile à neutrons est en orbite proche autour d'une étoile compagnon normale, elle peut capturer la matière qui s'écoule de cette étoile. Cette matière capturée formera un disque autour de l'étoile à neutrons à partir duquel elle descendra en spirale et tombera, ou s'accumulera, sur l'étoile à neutrons.

La matière en chute gagnera une énorme quantité d'énergie en s'accélérant. Une grande partie de cette énergie sera rayonnée aux énergies des rayons X. Le champ magnétique de l'étoile à neutrons peut canaliser la matière vers les pôles magnétiques, de sorte que l'énergie libérée se concentre dans une colonne ou un point de matière chaude. Au fur et à mesure que l'étoile à neutrons tourne, la région chaude se déplace dans et hors de vue et produit des impulsions de rayons X.

Si vous avez un navigateur compatible Java, vous pouvez voir notre animation et notre discussion sur les pulsars à rayons X.

Les pulsars alimentés par accrétion sont produits par la matière qui s'écoule sur l'étoile à neutrons, tandis que les pulsars alimentés par rotation produisent un écoulement de matière. (Dans certains cas, une contribution significative à l'émission de rayons X peut provenir de calottes polaires chauffées par des particules « instreaming ».) Pour ces dernières, une rotation rapide est requise. Pour le premier, une source abondante de gaz tombant, telle qu'une étoile compagne, est nécessaire. (Voir Systèmes binaires et à étoiles multiples)

Certaines des sources de rayons X les plus puissantes de notre galaxie accrètent des étoiles à neutrons dans des systèmes d'étoiles binaires. Avec Chandra, les astronomes ont également détecté des centaines de tels objets dans d'autres galaxies. Les étoiles à neutrons en accumulation présentent divers comportements que l'on pense être liés aux détails de la façon dont la matière tombe sur l'étoile à neutrons. Certains pulsent régulièrement, certains scintillent de manière quasi périodique, certains éclatent de manière explosive, certains éjectent des jets de particules à haute énergie. Si vous avez un navigateur compatible Java, vous pouvez voir notre animation et notre discussion sur les pulsars à rayons X.

Un trou noir dans un système binaire pourrait également produire une source alimentée par accrétion. Étant donné que les trous noirs n'ont pas de surface ou de pôle magnétique au sens normal du terme, ils ne peuvent pas produire d'impulsions de rayons X régulières, bien qu'ils puissent scintiller.


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La réponse a à voir avec Ovide. Et Shakespeare. Et Thomas Edison. Et Mary Pickford. Les étoiles sont des étoiles, certes, parce qu'elles scintillent et brillent – ​​parce que, même baignées par les feux de la rampe, elles semblent avoir une incandescence qui leur est propre. Mais ce sont des « stars », bien plus précisément, parce qu'elles font partie de la tendance de longue date de la culture occidentale à associer l'humain au céleste. Ce sont des « stars » parce que leur public veut qu'elles le soient – ​​et en un certain sens en ont besoin.

Le large usage du mot «étoile» pour désigner un leader parmi nous remonte, m'a dit Peter Davis, historien du théâtre à l'Université de l'Illinois à Urbana-Champaign, au Moyen Âge. Chaucer, qui a également été le premier utilisateur enregistré du mot « célébrité » et l'un des premiers à utiliser le mot « célèbre », a également fait allusion à la convergence lexicale de l'humain et du céleste : La maison de la renommée, le rêveur de Chaucer craint qu'il ne se retrouve "stellisé". « Dieu qui a fait la nature, pense le rêveur, dois-je mourir autrement ? Jupiter va-t-il me transformer en star ?

Chaucer, fait remarquer Dean Swinford dans son livre À travers la porte du démon, rappelait la notion de métamorphose d'Ovide - l'idée que les humains pourraient être transformés, dans ce cas, en l'étoffe brillante des constellations. Chaucer’s words also carried architectural implications that would likely have been apparent to his audiences: “Fixing with stars,” Swinford points out, “implies the creation of a mosaic-like decoration of the interior of a cathedral.” The building was an intentional mimicry of the sky, and an unintentional anticipation of Hollywood’s own kind of firmament: It presented stars as a constellation of gleaming lights, always above.

le US Weeklyfied version of stellification is in many ways a direct descendant of Chaucer’s: It emphasizes the role of the celebrity as a body both distant and accessible, gleaming and sparkling and yet reassuringly omnipresent. Stars have long suggested a kind of order—and orientation—within chaotic human lives. They have long hinted that there is something bigger, something beyond, something more.

Little surprise, then, that—especially as the world of science became more familiar with the workings of celestial bodies—the world of the theater seized on their symbolism. Molière, Peter Davis told me, made Chaucerian use of the personified “star”: In School for Wives, in 1662, Horace describes Agnes as “this young star of love, adorned by so many charms.” Shakespeare, too, neatly anticipated Hollywood’s blending of the personal and the celestial in both his plays and his poems. “We make guilty of our disasters the sun, the moon, and stars,” Edmund laments in King Lear, “as if we were villains on necessity, fools by heavenly compulsion.” Love, too, in Shakespeare’s mind, makes its highest sense as a heavenly force, reassuring in its constancy: In “Sonnet 116,” the bard finds love to be “. an ever-fixed mark / That looks on tempests and is never shaken / It is the star to every wand’ring bark, / Whose worth’s unknown, although his height be taken.”

It was in this context, Davis explains, that the notion of the human star came to refer, in particular, to the decidedly grounded firmament of the theater—and to the decidedly human person of the actor. According to the Oxford English Dictionary, the first reference to a “star” of the stage came in 1751, with the Bays in Council announcing, “You may Shine the brightest Theatric Star, that ever enliven’d of charm’d an Audience.” Around the same time, in 1761, the book Historical Theatres of London & Dublin noted of an apparently Meryl Streepian actor named Garrick: “That Luminary soon after became a Star of the first Magnitude.” Garrick would appear again in 1765, in an extremely effusive article written about him in The Gentleman’s and London Magazine: “The rumor of this bright star appearing in the East flew with the rapidity of lightening through the town, and drew all the theatrical Magi thither to pay their devotions to his new-born son of genius….”

By the 1820s, it was common to refer to actors as “stars”—for purposes of salesmanship as much as anything else. Theater touring became popular during that time, in both England and America. British actors, in particular, Davis told me, were often promoted as “stars” for their tours in the U.S. as a way to ensure that large audiences would come to witness their performances. Actors like Edmund Kean, George Frederick Cooke, and Charles and Fanny Kemble were celestially sold to American audiences. Sometimes, Davis notes, the actors were considered to have passed their prime in Britain they used their American tours to reboot their careers back home. It was fitting: Through the wily dynamics of public relations, “star,” in the U.S., was born.

The term carried through as theater acting gave way to movie acting—as silent films gave way to talkies. “The observable ‘glow’ of potential stardom was present from the very beginning of film history,” Jeanine Basinger notes in her book The Star Machine. But it also took hold, as with so much else in Hollywood history, fitfully. As Jan-Christopher Horak, the director of the UCLA Film and Television Archive, told me, the earliest films didn’t name the actors who starred in them. That was in part because the actors, many of whom had been trained in the theater, were initially embarrassed to be putting their hard-won skills to the service of this strange new medium.

It was also, however, because of the mechanics of the medium itself. On film, Anne Helen Petersen suggests in her book Scandals of Classic Hollywood: Sex, Deviance, and Drama From the Golden Age of American Cinema, the Hollywood star was a function of technology as much as it was one of culture. As early cinema developed in the early 20th century, bulky and unwieldy cameras made it difficult for cinematographers to capture anything beyond full-length shots of actors. “Because viewers couldn’t see the actor’s face up close,” Petersen writes, “it was difficult to develop the feelings of admiration or affection we associate with film stars.” As cameras improved, though, close-ups became more common, emphasizing actors’ faces and humanity. As sound became part of the cinema experience, voices, too, substituted full personas for lurching images. The “picture personality” had arrived. The “star,” yet again, was born.

With that came the star system that would give structure to Hollywood for much of its young life. Mary Pickford, Horak notes, one of the first movie actors to be billed under her (stage) name, soon began making films under her own banner. Charlie Chaplin, long before Andy Warhol would ironize the term, became a superstar. The star itself, in the era of spotlights and marquis banners, soon became a metonym—a convenient and fitting way to describe the people who studded Hollywood’s new and expanding firmament. The term that had taken life in the age of Shakespeare and Molière and early romanticism—a time that would, in some places, find art becoming obsessed with the dignity of the individual and the fiery workings of the human soul—came alive yet again in the glow of the screen.

It may be quaint, today, to talk of “movie stars.” This is an age defined, after all, by that other Chaucerian term: the “celebrity.” It’s an age of actor-founded lifestyle brands and internet-famous felines and people starring in reality itself. But our current celebrities, too, suggest something similar to what “star” has long evoked: orientation, transcendence, a kind of union between mortals and the gods they have chosen for themselves. “Celebrity” comes from the Old French for “rite” or “ceremony” it suggests that even the most frivolous of the famous are filling a role that is, in its way, profound. Stars—fusions of person and persona, of the fleshy human and the flinty image on the stage and screen—have long offered a kind of structure within the hectic hum of human lives. They have long promised that most basic and inspiring of things: that we can be something more than what we are. “I am big,” Norma Desmond, that fading star, insisted. “It’s the pictures that got small.”


Interesting Facts About Stars

Think you know everything there is to know about stars? Think again! Here’s a list of 10 interesting facts about stars some you might already know, and few that are going to be new.

1. The Sun is the closest star

Okay, this one you should know, but it’s pretty amazing to think that our own Sun, located a mere 150 million km away is average example of all the stars in the Universe. Our own Sun is classified as a G2 yellow dwarf star in the main sequence phase of its life. The Sun has been happily converting hydrogen into helium at its core for 4.5 billion years, and will likely continue doing so for another 7+ billion years. When the Sun runs out of fuel, it will become a red giant, bloating up many times its current size. As it expands, the Sun will consume Mercury, Venus and probably even Earth. Here are 10 facts about the Sun.

2. Stars are made of the same stuff

All stars begin from clouds of cold molecular hydrogen that gravitationally collapse. As they cloud collapses, it fragments into many pieces that will go on to form individual stars. The material collects into a ball that continues to collapse under its own gravity until it can ignite nuclear fusion at its core. This initial gas was formed during the Big Bang, and is always about 74% hydrogen and 25% helium. Over time, stars convert some of their hydrogen into helium. That’s why our Sun’s ratio is more like 70% hydrogen and 29% helium. But all stars start out with 3/4 hydrogen and 1/4 helium, with other trace elements.

3. Stars are in perfect balance

You might not realize but stars are in constant conflict with themselves. The collective gravity of all the mass of a star is pulling it inward. If there was nothing to stop it, the star would just continue collapsing for millions of years until it became its smallest possible size maybe as a neutron star. But there is a pressure pushing back against the gravitational collapse of the star: light. The nuclear fusion at the core of a star generates a tremendous amount of energy. The photons push outward as they make their journey from inside the star to reach the surface a journey that can take 100,000 years. When stars become more luminous, they expand outward becoming red giants. And when they run out of light pressure, they collapse down into white dwarfs.

4. Most stars are red dwarfs

If you could collect all the stars together and put them in piles, the biggest pile, by far, would be the red dwarfs. These are stars with less than 50% the mass of the Sun. Red dwarfs can even be as small as 7.5% the mass of the Sun. Below that point, the star doesn’t have the gravitational pressure to raise the temperature inside its core to begin nuclear fusion. Those are called brown dwarfs, or failed stars. Red dwarfs burn with less than 1/10,000th the energy of the Sun, and can sip away at their fuel for 10 trillion years before running out of hydrogen.

5. Mass = temperature = color

The color of stars can range from red to white to blue. Red is the coolest color that’s a star with less than 3,500 Kelvin. Stars like our Sun are yellowish white and average around 6,000 Kelvin. The hottest stars are blue, which corresponds to surface temperatures above 12,000 Kelvin. So the temperature and color of a star are connected. Mass defines the temperature of a star. The more mass you have, the larger the star’s core is going to be, and the more nuclear fusion can be done at its core. This means that more energy reaches the surface of the star and increases its temperature. There’s a tricky exception to this: red giants. A typical red giant star can have the mass of our Sun, and would have been a white star all of its life. But as it nears the end of its life it increases in luminosity by a factor of 1000, and so it seems abnormally bright. But a blue giant star is just big, massive and hot.

6. Most stars come in multiples

It might look like all the stars are out there, all by themselves, but many come in pairs. These are binary stars, where two stars orbit a common center of gravity. And there are other systems out there with 3, 4 and even more stars. Just think of the beautiful sunrises you’d experience waking up on a world with 4 stars around it.

7. The biggest stars would engulf Saturn

Speaking of red giants, or in this case, red supergiants, there are some monster stars out there that really make our Sun look small. A familiar red supergiant is the star Betelgeuse in the constellation Orion. It has about 20 times the mass of the Sun, but it’s 1,000 times larger. But that’s nothing. The largest known star is the monster VY Canis Majoris. This star is thought to be 1,800 times the size of the Sun it would engulf the orbit of Saturn!

8. The most massive stars are the shortest lived

I mentioned above that the low mass red dwarf stars can sip away at their fuel for 10 trillion years before finally running out. Well, the opposite is true for the most massive stars that we know about. These giants can have as much as 150 times the mass of the Sun, and put out a ferocious amount of energy. For example, one of the most massive stars we know of is Eta Carinae, located about 8,000 light-years away. This star is thought to have 150 solar masses, and puts out 4 million times as much energy. While our own Sun has been quietly burning away for billions of years, and will keep going for billions more, Eta Carinae has probably only been around for a few million years. And astronomers are expecting Eta Carinae to detonate as a supernovae any time now. When it does go off, it would become the brightest object in the sky after the Sun the Moon. It would be so bright you could see it during the day, and read from it at night.

9. There are many, many stars

Quick, how many stars are there in the Milky Way. You might be surprised to know that there are 200-400 billion stars in our galaxy. Each one is a separate island in space, perhaps with planets, and some may even have life. But then, there could be as many as 500 billion galaxies in the Universe, and each of which could have as many or more stars as the Milky Way. Multiply those two numbers together and you’ll see that there could be as many as 2 x 10 23 stars in the Universe. That’s 200,000,000,000,000,000,000,000.

10. And they’re very far

With so many stars out there, it’s amazing to consider the vast distances involved. The closest star to Earth is Proxima Centauri, located 4.2 light-years away. In other words, it takes light itself more than 4 years to complete the journey from Earth. If you tried to hitch a ride on the fastest spacecraft ever launched from Earth, it would still take you more than 70,000 years to get there from here. Traveling between the stars just isn’t feasible right now.

We have recorded several episodes of Astronomy Cast about stars. Here are two that you might find helpful: Episode 12: Where Do Baby Stars Come From, and Episode 13: Where Do Stars Go When they Die?


IRA FLATOW: For decades, astronomers have been puzzling over the mystery of ULXs. Those are Ultra Luminous X-ray sources– of course you knew that– often perched in the edges of galaxies, not quite strong enough to be super-massive black holes, but too bright to be other kinds of known objects. Well, four years ago, the mystery seemed solved.

The fledgling NuSTAR telescope detected pulsations that proved at least a few of them were neutron stars. Neutron stars– tiny dense stars that pack the mass of several suns into the space of just a few kilometers. But that just created a new problem, because these neutron stars were far brighter than they should be– given what we know about the limitations of mass and luminosity in stars, hundreds of times too bright, the kind of a problem astronomers love to have.

Well, now new research might have an answer. These neutron stars might have an intensely-powerful magnetic field, 10 billion times the strongest magnetic field we’ve ever generated on Earth. The research is published in Nature Astronomy this week. And my guest, Dr. Matt Middleton, a lecturer in physics and astronomy at the University of Southampton in UK is one of the co-authors. Welcome, Dr. Middleton, to Science Friday.

MATT MIDDLETON: Hi, there. Thank you for having me on.

IRA FLATOW: So what made these X-ray sources so mysterious?

MATT MIDDLETON: Right. So the mystery really goes back to the 1970s, when people first started looking out into the universe with X-ray telescopes. Because remember, you can’t actually see X-ray bright objects on the Earth, because– thankfully– our atmosphere protects us from such harmful radiation. And when people looked out, they found these things that were really, really bright. They were far too bright than they had any right to be, really.

They weren’t associated with the centers of galaxies, where we know material falls onto these super-massive black holes, where the mass is millions of billions times the mass of the sun. But they were still way too bright to be what we normally see in X-ray binaries, where we have a black hole which is, say, 10 times the mass of the sun, or a neutron star, which is around 1 to 1.4 time the mass of the sun, or even white dwarfs, which can be even more tiny. But they’re really, really gravitationally-compact objects. And material falls onto them. And they get very bright.

But these ULXs, they seem to be too bright for that. So for a long time, astronomers were sort of scratching their heads and going, well, what could this be? And people first thought, OK, well, maybe these are a new type of gravitationally-compact objects. And maybe these are what we’ll call intermediate mass black holes, which is a great idea, right? Because we know that super-massive black holes in the centers of basically all galaxies had to form somehow. So they had to build themselves up from very, very small, possibly primordial black holes.

And somewhere along that line, there may have been intermediate mass black holes, around 100, 1,000, 10,000 times the mass of the sun. So maybe that’s what they were. But we can’t just go and weight these things. It’s very, very difficult. So we needed indirect evidence to work out what they were.

And so for a very long time this argument in the community raged, on what are they? Do we think they’re normal, stellar mass compact objects? Or do we think they’re intermediate mass black holes? So that was really the root of all these arguments.

IRA FLATOW: So voila– you look at your data. And you say, they’re not black holes. They are a different kind of neutron star that we’ve not seen before?

MATT MIDDLETON: Well, so it’s slightly more complicated than that. So we looked at them, and the evidence wasn’t clear cut. So we looked at what we call the X-ray spectra and their variability. So the spectrum is where you break your light into various different channels. And you look at the shape of that. And you can compare that to objects that we know and study really well.

And for a long time we looked at them and we thought, well, we don’t really know what these look like. They could be intermediate mass black holes. Or they could be stellar mass black holes. Maybe they could be neutron stars. We don’t really know. We all had to come up with indirect lines of thought to get there.

And then all of a sudden, things got much simpler, because a colleague of ours, Matteo Bachetti, discovered with the NuSTAR telescope– which is led by Fiona Harrison, who I know you’ve had on the show before– they discovered these pulsations. And these positions indicated that this thing had to have a surface. And it was spinning really quickly. So all of a sudden they thought, well, it can’t be a black hole, because black holes don’t have surfaces.

MATT MIDDLETON: Although hypersurface is a different topic altogether. So it had to be neutron star. And then the question is, how can these neutron stars be so bright?

IRA FLATOW: And then your answer was, well, we give them this giant magnetic field.

MATT MIDDLETON: So there’s two ways to do it two ways to skin this cat. You can either put a lot of material at very, very rapid rates towards a neutron star. And then what happens– at a certain radius, in what we call an accretion disk, so imagine a pancake. And in the middle of that pancake you’ve got a neutron star. At some radius, or some distance from the neutron star, the disk puffs up. And then it tapers down to the neutron star, so in a bit of a cone, right?

MATT MIDDLETON: And then all that radiation that’s produced within that disk or from that neutron star gets trapped within that cone. And it gets what we call geometrically beamed towards us. So it’s like having a flashlight. It’s mirrored behind it, so that it reflects that illumination that’s coming from the bulb back out towards you. That’s why it looks so much brighter than it would do if you just had the bulb on it’s own. So that’s one way you can do it.

The other way you can do it is by having, as you said, a really, really strong magnetic field. And it’s possible the truth lies somewhere in between. The importance of the magnetic field in this picture is that it reduces what we call the cross-section, or the scattering cross-section to electrons.

And that’s horribly complicated. So let me just say what I mean there. What we define as the Eddington limit is the point at which radiation– so the push by light is balanced by gravity. And that push by light is related to what those photons in that light can scatter off. It’s called a cross-section, OK?

So that cross-section changes. If it becomes smaller, then you can put more material onto your neutron star or your black hole. And so you can essentially generate more luminosity that way. So there are two ways to do it. You either have geometrical beaming or you have a very, very strong magnetic field. And those are really the two options that people have been investigating.

IRA FLATOW: Mm-hmm. This is Science Friday from PRI, Public Radio International. Talking with Matt Middleton, lecturer in physics and astronomy at the University of Southampton in the UK. You know, black holes get so much attention, don’t they?

IRA FLATOW: Do you neutron star guys get a little jealous of not giving enough neutron star love out there to these stars?

MATT MIDDLETON: Oh, there’s so much neutron star love. There’s so much neutron star love. You know, a big shout-out to all my people who work on ultra-dense matter. I think the thing is that black holes are fundamentally very sexy. You know, look at films like Interstellar. And if you’re old enough, you might remember a Disney film called Black Hole.

It’s very easy– because they’re quite scary things and they’re quite cool. They’re beyond what we can conceptualize. Neutron stars are very difficult to conceptualize. But they are essentially a star. So you can picture that in your head. A black hole is shrunk down beyond the [INAUDIBLE]. It’s so small you have to invoke quantum gravity and all sorts of weird effects.

But the neutron star community is so alive and effervescent. And they’re working all sorts of fantastic things, including ultra-dense matter, which is something we can never really probe on Earth. So the physics that they’re doing, you can’t really approach through any other means. So I don’t think the neutron star guys are upset by black hole astrophysicists and the results that we get out.

I think maybe black hole guys sometimes wish there was a surface, because those have their own very special effects. And sometimes neutron star guys probably think, wow, I really wish this thing didn’t have a surface. It’d make things in my life a lot easier.

MATT MIDDLETON: But they’re different bits of science, and both of them extremely interesting.

IRA FLATOW: Of course, last year’s big gravitational wave news was that LIGO and Virgo had detected these colliding neutron stars–

IRA FLATOW: Something we’ve never observed before. Is there something else like that we might soon have a chance to observe?

MATT MIDDLETON: Yeah, sure. Well, I mean, so the very first detection was two black holes merging together.

MATT MIDDLETON: And then neutron stars have also been found, which were long expected to be found. And it’s a really interesting question. So the way that you detect gravitational waves is that– well, not the way you detect them, but the way you produce them is having what we call a gravitational quadrupole moment. And lots of things can have gravitational waves. You or I could be producing gravitational waves, just so small we could never detect them.

So who knows what we’re going to find out there. We could be seeing super-massive black holes that are spinning together and merging. We could be looking back at the early times in the universe and looking at the gravitational waves coming from those black holes merging, and then the galaxies being formed and developed around them. We could be finding neutron stars, [? coming out of ?] black holes, or white dwarfs [? coming ?] [? out of ?] neutron stars, all sorts of things. So it’s going to be an extremely interesting and important window we’ve opened to the universe. And I personally feel very, very honored to be part of astronomy in this exciting time, because it’s going to get really interesting.

IRA FLATOW: Because I talk to astronomers and physicists all the time. And what really excites them is that they don’t know something.

MATT MIDDLETON: Yeah, absolutely.

IRA FLATOW: It’s the hunt that they like.

MATT MIDDLETON: Well, of course. I mean, we can’t write papers on what people already know. We’re in it for the mystery, right? And I love astronomy. You know, I grew up watching Star Trek– I mean, obviously, the Patrick Stewart version, you know?

MATT MIDDLETON: But those sort of programs really touched me as a child. And of course I got interested in astronomy and the mysteries that are out there. And yeah, OK, I don’t fly around in a starship. But I can close my eyes and pretend.

MATT MIDDLETON: But I get to work on these amazing objects. And I’m just really fortunate to get to do that.

IRA FLATOW: Well, I’m glad you “engage” in your work.

MATT MIDDLETON: Hell of a pun.

IRA FLATOW: Yeah I know. That’s me. Matt Middleton lectures in physics and astronomy, University of Southampton, and co-author of the new neutron star research. Glad to see you have so much fun with this. Thank you for taking time to be with us today.

MATT MIDDLETON: My pleasure, anytime.

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