Astronomie

Quelle est la naine blanche la plus cool connue ?

Quelle est la naine blanche la plus cool connue ?

D'accord, donc dans ce rapport ArXiv de 2014, les scientifiques ont découvert la naine blanche la plus froide, avec une température inférieure à 3000 K. Cependant, comme ce rapport date de plus de 6 ans, je pense que cette information est peut-être obsolète. Alors, pour le moment, quelle est la naine blanche la plus cool, et où puis-je trouver plus d'informations à ce sujet ?


Celui de 2014 est toujours le détenteur du record, je crois - dans le sens où il est raisonnablement convaincant que le compagnon invisible du pulsar PSR 2227-0137 soit une naine blanche avec une température de surface inférieure à 3000 K.

Il vaut la peine de se demander pourquoi de tels objets peuvent être difficiles à trouver.

(1) Ce ne sont que les naines blanches de masse la plus élevée qui ont eu le temps de se refroidir en dessous de 3000 K au cours de la vie de notre Galaxie. La raison en est que les naines blanches plus massives sont plus petites et ont des densités beaucoup plus élevées. Cela leur permet de cristalliser à l'intérieur à des températures élevées et la capacité calorifique d'un solide cristallin devient beaucoup plus faible qu'un gaz à la même température, ce qui signifie qu'il leur reste moins de chaleur à irradier. Les naines blanches de grande masse sont peu fréquent; ce sont les points de terminaison de l'évolution de 6-8$Mdot$ étoiles, qui sont beaucoup moins fréquentes que les 1-6$M_dot$ étoiles qui produisent la plupart des naines blanches de masse inférieure dans la galaxie.

(2) Ils sont presque invisibles. Les températures inférieures à 3000 K descendent dans le territoire des naines brunes. Maintenant, nous avons trouvé des milliers de naines brunes, mais celles-ci sont (a) probablement plus courantes que les naines blanches massives (environ 1 pour 5 étoiles) et (b) elles auront environ 20 fois le rayon d'une naine blanche massive et émettent donc 400 fois le flux à la même température. Ainsi, il sera très difficile de trouver des naines blanches froides flottant librement, surtout si elles sont intrinsèquement rares.

(3) Mais ne pouvons-nous pas les trouver dans les systèmes binaires ? Si l'étoile compagne est $>1 M_dot$ alors il aura vécu et mort le temps qu'il a fallu à la naine blanche massive pour se refroidir et le système devrait être un double dégénéré. c'est-à-dire une étoile à neutrons + naine blanche ou deux naines blanches. Beaucoup de ces systèmes sont connus, mais je pense que nous revenons au fait que les naines blanches massives sont rares, et si elles sont plus massives que disons 1,15 M$_odot$ il devient difficile de les distinguer des étoiles à neutrons si l'on n'a que la dynamique du système. Une ligne d'attaque plus prometteuse serait de les rechercher comme compagnons binaires des vieux nains K et M. Mais cela impliquerait que le système binaire d'origine aurait eu un rapport de masse très élevé - une bonne fraction de ces systèmes serait devenue non liée car l'ancêtre de la naine blanche a perdu sa masse (et la majeure partie du système) et un rapport de masse très élevé. les systèmes binaires ne sont pas si courants. Je suppose que le sondage astrométrique Gaia peut être une bonne source de naines blanches froides candidates car il identifiera les mouvements binaires et les masses secondaires (en fait, les masses primaires invisibles) pour de très nombreuses étoiles K et M. Toute étoile K/M avec un compagnon invisible qui est plus massif que $1M_odot$ sera intéressant.


Les astronomes découvrent la naine blanche la plus froide de tous les temps - un ancien diamant de la taille de la Terre

Les astronomes ont identifié ce qui pourrait être l'une des étoiles les plus étranges de notre galaxie : une naine blanche incroyablement froide, ancienne et pâle qui s'est cristallisée en un diamant de la taille de la Terre.

"C'est un objet vraiment remarquable", a déclaré le professeur David Kaplan de l'Université du Wisconsin-Milwaukee dans un communiqué de presse. "Ces choses devraient être là-bas, mais parce qu'elles sont si sombres, elles sont très difficiles à trouver."

Les naines blanches sont des étoiles en fin de vie lorsque la réaction de fusion qui a pompé de la chaleur et de l'énergie pendant s'est pratiquement arrêtée, laissant le carbone et l'oxygène restants se compacter dans un état incroyablement dense et froid.

Dans le cas de cette naine blanche récemment découverte, les astronomes pensent qu'elle s'est refroidie et cristallisée jusqu'au diamant, estimant que l'étoile autrefois ardente a 11 milliards d'années, ce qui en fait le même âge que la Voie lactée.

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Des étoiles comme celle-ci ne sont pas rares (on pense qu'environ 97% des étoiles se transforment en naines blanches et nous avons même découvert des planètes en diamant), mais elles sont incroyablement difficiles à trouver - simplement parce que leur lumière est trop faible pour faire son à travers le cosmos jusqu'aux télescopes sur Terre.

Heureusement, cette naine blanche en particulier avait un partenaire qui révélait sa présence aux astronomes sur Terre : une étoile pulsar compagne surnommée PSR J2222-0137.

Conseillé

Les pulsars sont des étoiles à neutrons superdenses qui tournent incroyablement rapidement, projetant des faisceaux d'ondes radio dans le cosmos comme des phares suralimentés. Cependant, avec le PSR J2222-0137, les astronomes ont remarqué que les faisceaux radio étaient régulièrement obstrués par un objet inconnu.

L'équipe de l'Observatoire national de radioastronomie aux États-Unis soupçonnait qu'il s'agissait d'une naine blanche, mais n'a toujours pas pu voir l'objet après une observation plus approfondie. Leur explication ? C'est l'une des naines blanches les plus froides jamais découvertes.

"Notre image finale devrait nous montrer un compagnon 100 fois plus faible que toute autre naine blanche en orbite autour d'une étoile à neutrons et environ 10 fois plus faible que toute naine blanche connue, mais nous ne voyons rien", a déclaré Bart, étudiant diplômé de l'Université de Caroline du Nord. Dunlap. "S'il y a une naine blanche là-bas, et il y en a presque certainement, il doit faire extrêmement froid."

Cependant, c'est froid dans un sens astronomique et bien qu'elle soit 5 000 fois plus froide que le centre du Soleil, la naine blanche en diamant est toujours estimée à 2 700 degrés Celsius (ou 4 892 degrés Fahrenheit).


La plus petite naine blanche connue dans l'univers est un diamant de la taille de la Terre

Lorsque nous mourons, en l'absence d'une intervention astucieuse d'un entrepreneur de pompes funèbres, nous devenons assez rapidement une flaque de boue chimique grossière et un tas d'os. C'est la façon dont nous nous auto-détruisons. C'est la nature et la façon de dire une finaleva te faire foutre à sa création la plus avancée, et vraiment la façon la plus glamour qu'un cadavre puisse finir est soit d'être réduit en cendres, soit, éventuellement, d'être mangé par un loup majestueux (mettez cela dans votre testament). La star moyenne de la séquence principale, en revanche, sort avec un style suprême. Le soleil de notre quartier amical mourra lorsqu'il manquera de carburant alors que l'étoile brûle ses dernières réserves d'hydrogène en tant que géante rouge détruisant le système solaire, ses entrailles s'effondreront sur elles-mêmes, formant un noyau chaud de carbone.

Après la fin de la phase de géante rouge de la mort des étoiles dans un dernier souffle ardent de vent solaire, nous sommes partis avec juste ce petit morceau blanc ultra-dense. Une naine blanche. Ce cadavre d'étoile naine blanche continuera à se refroidir, à peu près pour toujours. Le résultat final, démontré par les observations de naines blanches qui viennent d'être publiées par l'Observatoire national de radioastronomie, est un repos permanent comme ce que l'on peut raisonnablement appeler un diamant : du carbone cristallisé. Les étoiles qui ont atteint cet état ne devraient pas être rares dans l'univers, mais la détection par NRAO d'une, la naine blanche la plus petite et la plus froide jamais observée, est un exploit impressionnant compte tenu de la petitesse, de la froideur et de l'obscurité de l'étoile. C'est un peu comme chercher un glaçon sur un glacier.

Une naine blanche a toujours une masse, et elle a une masse qui nous aide à trouver n'importe quel petit objet sombre dans l'univers relativement éloigné, comme une exoplanète. Plus précisément, nous recherchons l'effet qu'un corps massif a sur les choses qui l'entourent. Lorsque les astronomes repèrent une exoplanète, c'est souvent grâce à la lentille gravitationnelle, dans laquelle les objets sont localisés par l'oscillation qu'ils affectent sur un autre objet.

La naine blanche nouvellement décrite a été identifiée pour la première fois grâce à un pulsar très voisin, PSR J2222-0137. Ce pulsar, le premier objet identifié dans le système stellaire en question, tourne environ 300 fois par seconde et il était clair dès le départ qu'il avait un partenaire quelconque, peut-être une étoile à neutrons ou une naine blanche très, très morte. . Les pulsars sont, à eux seuls, fascinants en tant que petits radio-oscillateurs (phares cosmiques, aiment à dire les astronomes), mais leurs rotations sont des outils parfaits pour détecter d'autres objets. Adam Deller, astronome au radiotélescope Very Long Baseline Array, a gardé un œil sur PSR J2222-0137 pendant deux ans, collectant les données nécessaires pour localiser son emplacement exact par rapport à la Terre. Avec ces informations, il a ensuite été possible de cibler le pulsar avec le télescope NRAO&aposs Green Bank, en Virginie-Occidentale.

En utilisant les impulsions à tir rapide de & # xA0PSR J2222-0137, les chercheurs de Green Bank, dirigés par un étudiant de l'époque nommé Jason Boyles, ont pu essentiellement regarder le partenaire nain blanc pulsar & aposs se déformer lui-même alors que les deux tournaient l'un autour de l'autre. De subtils retards dans les signaux de pulsar&aposs alors qu'ils se rendaient de là à ici ont fait disparaître la naine blanche alors qu'elle passait derrière -0137, quelque chose qui se produisait tous les deux jours. Ces retards ont révélé la masse des deux objets, le pulsar pesant (se massant, vraiment) à environ 12 fois celui de notre soleil et la naine blanche à environ 1,2 fois la masse.

Une chose étrange à propos des observations des équipes était que, compte tenu de la distance et de la masse de la naine blanche, elle aurait dû être visible à l'aide de lumière optique ou infrarouge. Ce n'est pas le cas : le télescope de recherche astrophysique australe (SOAR) au Chili et le télescope Keck à Hawaï se sont effondrés. Pas de braise brûlante d'une ex-star à trouver juste froide, noire et massive. Ancienne aussi : on estime que la naine blanche existe depuis environ 11 milliards d'années, ce qui en fait à peu près le même âge que la Voie lactée.

"Notre image finale devrait nous montrer un compagnon 100 fois plus faible que toute autre naine blanche en orbite autour d'une étoile à neutrons et environ 10 fois plus faible que toute naine blanche connue, mais nous ne voyons rien", a déclaré Bart Dunlap, un des membres de l'équipe, dans une déclaration de la NRAO. « S'il y a une naine blanche là-bas, et il y en a presque certainement, il doit faire extrêmement froid. »

Et pour être aussi froid, le carbone constitutif de star&aposs se serait suffisamment refroidi pour se cristalliser, nous donnant notre diamant. La naine blanche reste cependant à 900 années-lumière. Alors allons-y et continuons à déchirer le nord du Canada pour nos jolis rochers. Ou pas.

RAPPORTS ORIGINAUX SUR TOUT CE QUI COMPTE DANS VOTRE BOÎTE DE RÉCEPTION.

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2. OBSERVATIONS ET ANALYSE

2.1. Observations radio

Les observations radio du PSR J2222 pour mesurer le retard de Shapiro ont eu lieu la dernière semaine de mai 2011 avec le 100 m Robert C. Byrd GBT. 10 Nous avons eu une observation de 6 heures autour de la conjonction supérieure du système binaire augmentée de cinq observations de 2 heures à chacun des cinq autres extrema de Shapiro, toutes utilisant l'instrument de traitement de pulsar ultime de Green Bank (GUPPI DuPlain et al. 2008). La bande passante de 800 MHz centrée à 1500 MHz dans deux polarisations orthogonales a été séparée en 512 canaux de fréquence échantillonnés de Nyquist d'une largeur de 1,5625 MHz via un banc de filtres polyphasés. Ces canaux, échantillonnés à 8 bits, ont fourni des informations de polarisation complètes et une résolution temporelle effective de 0,64 µs. Chaque canal était dédispersé de manière cohérente à la mesure de dispersion nominale du pulsar (3,27761 pc cm -3 à l'époque, bien que nous ayons affiné cette mesure par la suite). Chaque session d'observation a été divisée en 30 minutes d'observations du PSR J2222 séparées par des balayages d'étalonnage de 60 s de la source radio extragalactique 3C 190. Les balayages d'étalonnage ont été effectués dans le même mode que les observations du pulsar, mais comprenaient également une diode de bruit de 25 Hz insérée dans le récepteur.

La réduction des données a été effectuée en utilisant le PSRCHIVE paquet (Hotan et al. 2004). L'étalonnage de flux a utilisé les balayages sur et hors source de 3C 190. Cela a été suivi de la suppression des interférences de radiofréquence par le psrzap utilitaire. Le profil d'impulsion calibré déterminé à partir de la conjonction de couverture d'observation longue est présenté à la figure 1. Les données ont été alignées dans le temps en utilisant les meilleures éphémérides (ci-dessous), divisées en 16 canaux de fréquence, et refaites pour la mesure de dispersion et la mesure de rotation à l'aide d'une analyse d'erreur bootstrap . Nous avons constaté que la densité de flux moyenne sur la période variait d'un facteur de quelques-uns au cours de longues observations en raison de la scintillation, avec une moyenne de 1 à 2 mJy à 1500 MHz. Les temps d'arrivée individuels (TOA) ont été mesurés à partir des profils d'intensité totale repliés à l'aide de l'algorithme du domaine fréquentiel dans PSRCHIVE (Taylor 1992). Un modèle a été créé en ajustant trois gaussiennes au profil d'impulsion additionné. À partir de ces composantes gaussiennes, nous avons créé un modèle sans bruit avec la phase de la composante fondamentale dans le domaine fréquentiel tournée vers zéro. Les observations ont été divisées en deux segments minute, avec un TOA mesuré pour chaque segment. Notez que puisque la scintillation interstellaire a fait varier considérablement le flux, il y a eu un changement proportionnel dans la précision TOA qui a varié au cours de l'ensemble de données.

Figure 1. Profil d'impulsion de PSR J2222 à partir de la conjonction couvrant l'observation GUPPI. Dans le panneau inférieur, le noir est l'intensité totale, le rouge est la polarisation linéaire et le bleu est la polarisation circulaire (Stokes V). L'angle de position de la polarisation linéaire est indiqué dans le panneau supérieur. Comme c'est le cas avec la plupart des MSP, les variations d'angle de position de polarisation ne permettent pas un ajustement de modèle vectoriel rotatif, nous ne pouvons donc pas contraindre la géométrie d'émission.

Ces données ont été combinées avec des données antérieures prises pour les observations de découverte de PSR J2222 (Boyles et al. 2013) pour produire un modèle de synchronisation. Nous avons utilisé le modèle "DD" (Damour & Deruelle 1985, 1986) dans TEMPO, 11 qui intègre le délai Shapiro. Les données astrométriques pour ce modèle ont été tirées de Deller et al. (2013), et nous avons utilisé les éphémérides DE421 JPL (Folkner et al. 2009). Les ajustements temporels sans délai Shapiro étaient statistiquement inacceptables, avec un résiduel efficace de 9,3 μs (χ 2 = 4539,4 pour 931 degrés de liberté), et une signature de délai Shapiro claire était évidente dans les résidus (Figure 2). Avec le délai de Shapiro inclus dans l'ajustement, le résidu rms était de 4,2 s (χ 2 = 930 pour 929 degrés de liberté), sans structure restante évidente dans les résidus (la variation des paramètres astrométriques dans les incertitudes de Deller et al. 2013 a changé le les résultats de synchronisation par 1σ). Le délai de Shapiro détermine l'inclinaison de l'orbite et la masse d'accompagnement, celle-ci est ensuite combinée à la fonction de masse binaire pour déterminer la masse du pulsar. En raison de la combinaison de plusieurs modes d'observation différents et beaucoup moins précis de la surveillance antérieure avec la campagne de retard Shapiro de haute précision, nous avons estimé les paramètres de synchronisation avec une analyse d'erreur bootstrap. Nous donnons les résultats de synchronisation complets, avec des estimations d'erreur de 1σ à partir de l'analyse bootstrap, dans le tableau 1.

Figure 2. Résidus de synchronisation pour PSR J2222, en utilisant les nouvelles données de cet article (bleu : MJD 55 600–55 921) et les données plus anciennes (gris), en fonction de la phase orbitale (véritable anomalie plus longitude du périastron). En haut : résidus calculés à partir du modèle best-fit sans délai de Shapiro (le résidu rms est de 9,3 s). Milieu : résidus calculés incluant le délai de Shapiro. La courbe rouge est le profil de délai Shapiro le mieux adapté. En bas : résidus calculés par rapport au modèle le mieux ajusté incluant le délai de Shapiro (le résidu rms est de 4,2 s). La conjonction est à une phase de 0,25. Dans tous les panneaux, l'axe de gauche montre les résidus en µs, tandis que l'axe de droite montre les résidus en millipériodes. Notez les différents oui-échelles d'axe.

Tableau 1. Paramètres de synchronisation ajustés et dérivés pour PSR J2222-0137

Paramètres Valeur
Paramètres de synchronisation
Période d'essorage(s) 0.032817859053065(3)
Dérivée de période (s s −1 ) 5.865(7) × 10 −20
Mesure de dispersion (pc cm −3 ) 3.2842(6)
Mesure de rotation (rad m −2 ) +2.6(1)
Époque de référence (MJD) 55743
Ascension droite b (J2000) 22:22:05.969101(1)
Déclinaison b (J2000) −01:37:15.72441(4)
R.A. mouvement propre b (mas an −1 ) 44.73(4)
Décl. mouvement propre b (mas yr −1 ) −5.68(6)
Parallaxe b (mas)
Position époque b (MJD) 55743
Plage de synchronisation sata (MJD) 55005–55922
Nombre de TOA a 943
valeur efficace résiduelle (μs) 4.2
Paramètres binaires d
Période orbitale (jours) 2.4457599929(3)
Demi-grand axe projeté (lt-s) 10.8480276(12)
Epoque du périastrone (MJD) 55742.13242(0)
Excentricité orbitale 3.8086(15) × 10 −4
Longitude du périastron (deg) 119.778(12)
Fonction de masse (M) 0.22907971(8)
péché je 0.9985(3)
Masse compagnon (M) 1.05(6)
Paramètres dérivés
Distance b (pc) 267.3
Vitesse transversale b (km s −1 ) 57.1
Inclinaison orbitale je (degré) 86.8(4)
Dérivée de période Shklovskii (s s −1 ) 4.33(5) × 10 −20
Dérivée de période intrinsèque c (s s −1 ) 1.54(5) × 10 −20
Champ magnétique de surface c (10 9 G) 0.719
Luminosité spin-down c (10 31 erg s −1 ) 1.72
Âge caractéristique c (Gyr) 33.8
Masse du pulsar (M) 1.20(14)
Densité de flux à 1500 MHz (mJy) 1–2

Remarques. Les valeurs entre parenthèses sont des incertitudes sur le dernier chiffre. Pour les données temporelles dérivées ici, les incertitudes ont été dérivées d'une analyse bootstrap et sont cotées au niveau 1σ. a Pendant les premières observations temporelles, nous avons calculé un TOA toutes les 10 minutes. Lors des nouvelles observations décrites ici, nous avons calculé un TOA toutes les deux minutes. b Les valeurs sont tirées de Deller et al. (2013) et ont été maintenus fixes pour l'ajustement de synchronisation. c Les valeurs sont corrigées de l'effet Shklovskii. d Nous avons utilisé le modèle « DD » (Damour & Deruelle 1985, 1986).

Nos données sont constituées de données de haute qualité, cohérentes et dispersées, provenant d'une campagne intensive d'une semaine et de quelques autres époques. Le reste des données était à la fois moins précis et moins uniforme, avec une gamme plus large de fréquence d'observation et de configuration instrumentale. Cela rend difficile (voire impossible) de contraindre de manière robuste les changements séculaires à long terme comme la précession périastronale ( Lorimer & Kramer 2012). Néanmoins, nous avons essayé un ajustement avec fixé à la valeur prédite par la relativité générale (≈008 an −1 ). L'ajustement résultant était bon, la valeur efficace diminuant à 3,8 µs. Les masses du pulsar et du compagnon ont chacune augmenté d'environ 1σ par rapport aux valeurs du tableau 1. Compte tenu de la faible excentricité et de l'ensemble de données inhomogènes avec de grands écarts, nous ne pensons pas que l'ajustement soit viable pour le moment, mais nous encourageons une surveillance à long terme ce système pour établir son comportement laïc.

2.2. Observations optiques/IR

Nous avons observé la position du PSR J2222 aux longueurs d'onde optique et proche infrarouge, comme indiqué dans le tableau 2. Les observations Keck les plus profondes ont utilisé le côté rouge du spectromètre imageur à basse résolution (LRIS Oke et al. 1995) sur le 10 m Keck I télescope. Les données ont été réduites en utilisant des procédures standard dans IRAF, en soustrayant le biais, en divisant par flatfields et en combinant les expositions individuelles. La vue était d'environ 08 dans le combiné R image, et 07 dans le combiné je image. Nous avons calculé un ajustement de solution astrométrique pour un décalage et des échelles et rotations séparées le long de chaque axe (c'est-à-dire un ajustement à six paramètres) en utilisant 100 étoiles non saturées identifiées à partir de la version 10 des données Sloan Digital Sky Survey (SDSS) (DR10 Ahn et al. 2014), donnant des résidus efficaces de 02 dans chaque coordonnée. Nous avons effectué un étalonnage photométrique par rapport à la photométrie SDSS, en identifiant 23 étoiles non saturées bien détectées, bien séparées et en passant de l'ensemble de filtres SDSS à Johnson-Cousins ​​en utilisant les équations de transformation appropriées. 12 L'incertitude du point zéro était de <0,01 mag, bien qu'il existe des incertitudes systématiques provenant de nos transformations de filtre. Nous ne voyons aucun objet à la position du pulsar (Figure 3) l'objet le plus proche est à environ 2'' de la position du pulsar (à environ 10σ) et semble étendu (R = 23,1 ± 0,1 et des incertitudes de position statistiques de ±03 dans chaque coordonnée). Nous avons déterminé les limites supérieures de 3σ en utilisant sextracteur (Bertin & Arnouts 1996) pour déterminer la magnitude qui a donné une incertitude de 0,3 mag (vérifiée avec des tests de fausses étoiles), que nous donnons dans le tableau 2.

Figure 3. Images optiques du champ du PSR J2222 : LRIS R groupe (à gauche), LRIS je groupe (milieu) et SOAR r bande (à droite). La position du PSR J2222 est indiquée par les graduations au centre, qui commencent 05 à partir du pulsar (plus grande que l'incertitude de position du pulsar combinée à l'incertitude astrométrique de l'image). Le nord est en haut, l'est à gauche et l'image mesure 1'. Sur le R-band image, nous indiquons également le champ de vision couvert par notre image NIRC2, avec la région masquée apparente en bas à droite.

Tableau 2. Observations optiques/proche infrarouge et grandeurs limites

Instrument Date Filtre Exposition Magnitude limite
(s) Apparemment un Absolu b
SOAR/Goodman 2013 juil. 2 r 300 + 3 × 600 26,4 c 19.2
SOAR/Goodman 3 juillet 2013 r 18 × 400
Keck I/LRIS (rouge) 4 août 2013 R 2 × 300 26.3 19.1
Keck I/LRIS (rouge) 4 août 2013 je 2 × 300 26.0 18.9
Keck II/NIRC2 12 octobre 2013 K' 60 + 5 × 120 21.0 13.9

Remarques. a 3σ grandeurs limites à la position du pulsar. b Limites absolues de magnitude calculées pour une distance de 267 pc et une extinction de UNEV = 0,12 mag. c Les deux observations SOAR ont été combinées.

Nous avons observé PSR J2222 dans r-bande avec le spectrographe Goodman (Clemens et al. 2004) sur le télescope de 4,1 m Southern Astrophysical Research (SOAR) pendant deux nuits en juillet 2013. Toutes les expositions ont été tramées et groupées par un facteur de deux dans les deux dimensions. Les cadres ont été soustraits en biais et aplatis avec un dôme plat. Nous avons ensuite utilisé une médiane des données (ayant masqué les halos de lumière diffusée de trois étoiles saturées) de la deuxième nuit construite sans recalage pour créer un ciel plat, que nous avons lissé avec un 20 × Filtre de wagon couvert de 20 pixels. Cela corrige les variations de luminosité à plus grande échelle. Les rayons cosmiques ont été interpolés sur les expositions individuelles en utilisant le lacosmique routine (van Dokkum 2001). La vue a considérablement varié au cours des observations, allant de 11 à 2''. Nous avons ensuite décalé chaque exposition d'un nombre entier de pixels pour l'enregistrement et les avons additionnées. L'image additionnée finale a une vision efficace de 13 et un temps d'exposition total de 2,6 heures. Le point zéro photométrique a de nouveau été calculé par rapport aux données SDSS DR10, en utilisant 31 étoiles. La solution astrométrique a été réalisée en utilisant six expositions de 30 s via http://astrometry.net (Lang et al. 2010). Comme avec les données de Keck, nous ne voyons aucun objet à la position du pulsar (Figure 3) et donnons une limite supérieure de 3σ dans le tableau 2.

Alors qu'ils ont été pris à travers différents filtres et avec des instruments/résolutions très différents, nous avons essayé de combiner le Keck R-bande et SOAR r-bande d'images utilisant écorcher (Bertin et al. 2002). Nous ne voyons toujours aucune source à la position du pulsar. Les données sont suffisamment différentes pour qu'un flux limite soit difficile à calculer, mais il pourrait être jusqu'à 0,3 mag plus faible que les limites du tableau 2.

Les observations dans le proche infrarouge proviennent de la caméra NIRC2 13 sur le télescope Keck II de 10 m, et ont utilisé le système Laser Guide Star Adaptive Optics (AO) (van Dam et al. 2006). Les données ont été prises à travers des nuages ​​minces et les corrections AO n'étaient pas optimales, ce qui a donné une qualité d'image délivrée de 02 FWHM. Les images ont été réduites à l'aide d'un pipeline personnalisé implémenté avec python et pyraf en utilisant des cadres sombres et des dômes plats. Un cadre de frange du ciel a été créé en combinant des images tramées de plusieurs cibles avec les étoiles brillantes masquées. Nous avons utilisé SExtracteur (Bertin & Arnouts 1996) pour la détection préliminaire et le masquage des étoiles. Le cadre de frange a été soustrait des données à champ plat après avoir été mis à l'échelle au niveau de fond de ciel approprié. Avant de co-ajouter les images, chaque image a été corrigée de la distorsion optique à l'aide d'une solution de distorsion mesurée pour NIRC2. 14 Un faible éblouissement a été visible dans le coin inférieur droit (sud-ouest) des images de la caméra large NIRC2 à partir d'août 2009. La forme et l'amplitude de l'éblouissement varient avec l'orientation du télescope, résistant à la correction par ajustement de surface ou modélisation. Au lieu de cela, nous avons masqué l'éblouissement à l'aide d'une région triangulaire. Il n'y avait pas d'étalonnage photométrique indépendant cette nuit-là, et une seule étoile est visible sur l'image co-ajoutée. Pour déterminer un point zéro photométrique, nous avons utilisé la photométrie pour cette étoile du SDSS DR10. Nous avons ensuite utilisé les relations empiriques de couleur de séquence principale de Covey et al. (2007), en déduisant la zKs couleur de l'observé gje couleur (nous ignorons les différences entre Ks et K' filtres). Pour cette étoile (SDSS J222204.76−013658.9) nous inférons un type spectral de K2.5 et prédisons Ks = 16,9. Nous nous attendons à des incertitudes du point zéro de ± 0,2 mag environ sur la base de la comparaison des autres couleurs SDSS à celles prédites à l'aide de Covey et al. (2007). Encore une fois, nous ne voyons aucun objet à la position du pulsar, et donnons des limites supérieures de 3σ dans le tableau 2.


L'étoile naine la plus cool est en fait un diamant de la taille d'une planète

Les chercheurs ont identifié l'étoile naine blanche la plus froide et la plus faible jamais observée.

La naine blanche, située dans la constellation du Verseau, est si froide que son carbone s'est cristallisé, ce qui signifie qu'elle ressemble à un diamant de la taille du soleil, a rapporté un communiqué de presse de l'Observatoire national d'astronomie optique. Les naines blanches sont des étoiles extrêmement denses en fin de vie. Une fois que ces nains ont épuisé tout leur carburant, ils s'effondrent de la taille d'une étoile à environ la taille de la Terre.

Les chercheurs ont identifié un pulsar milliseconde (étoile à neutrons en rotation), surnommé PSR J2222-0137, tournant plus de 30 fois par seconde. Alors qu'il tourne, son pôle magnétique balaie la Terre, émettant des ondes radio, c'est ainsi que les chercheurs ont découvert l'objet.

L'observation a également révélé que le PSR J2222-0137 était lié gravitationnellement à une étoile compagne, qui est probablement une naine super-froide.

"Ces mêmes observations ont également localisé la position du pulsar de manière extrêmement précise. C'est ainsi que nous pouvons être si certains que toutes les autres étoiles du champ ne sont pas le pulsar. On pourrait dire que nous connaissons la position du pulsar à mieux qu'un pixels." Cela est devenu très important lorsqu'ils ont recherché les preuves optiques de la compagne naine blanche », a déclaré l'auteur principal de cet article, le professeur David Kaplan, dans le communiqué de presse.

Pour déterminer les masses des deux objets, les chercheurs ont utilisé la théorie de la relativité générale d'Einstein, qui prédisait que les ondes lumineuses et radio ralentiraient l'attraction gravitationnelle des objets massifs. En mesurant le faisceau radio du pulsar (et en tenant compte de la loi de la gravité), l'équipe a déterminé que le pulsar avait une masse de 1,2 fois celle du Soleil et que son compagnon avait une masse de 1,05 fois celle du Soleil.

En tenant compte de la distance du pulsar, l'équipe a également pu calculer la faiblesse de son compagnon.

"Grâce aux observations radio, nous savons exactement où regarder, alors nous avons pointé SOAR là-bas et collecté de la lumière pendant deux heures et demie. Notre image finale devrait nous montrer un compagnon 100 fois plus faible que toute autre naine blanche en orbite autour d'une étoile à neutrons et environ 10 fois plus faible que n'importe quelle naine blanche connue, mais nous ne voyons rien. S'il y a une naine blanche là-bas, et il y en a presque certainement, il doit faire extrêmement froid », Bart Dunlap, un étudiant diplômé de l'Université du Nord Carolina à Chapel Hill et l'un des membres de l'équipe ont déclaré dans le communiqué de presse.

On pense que ce type d'étoile est composé principalement de carbone et d'oxygène, ce qui signifie qu'il ressemblerait à un diamant géant. Comme il fait si froid et faible, l'équipe pense que l'étoile "remarquable" est née aux premiers jours de la Voie lactée.


Informations sur l'auteur

Affiliations

Département de physique, Université de Warwick, Coventry, Royaume-Uni

Mark A. Hollands, Pier-Emmanuel Tremblay & Boris T. Gänsicke

Centre for Exoplanets and Habitability, Université de Warwick, Coventry, Royaume-Uni

Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, Université de Kiel, Kiel, Allemagne

Observatoire européen austral, Garching, Allemagne

Nicola Pietro Gentile-Fusillo

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Contributions

M.A.H. effectué la réduction, l'analyse et l'interprétation des données et a écrit la majorité du texte. ANIMAUX. et B.T.G. contribué à l'interprétation des données et à la rédaction de l'article. D.K. développé le code d'atmosphère modèle utilisé pour l'analyse. N.P.G.-F. contribué à la réduction des données et à l'analyse des données photométriques.

Auteur correspondant


La naine blanche la plus ancienne et la plus froide jamais trouvée a des anneaux de poussière bizarres autour d'elle

Lorsque des étoiles comme notre Soleil épuisent leur carburant hydrogène, elles entrent dans ce qu'on appelle leur phase Red-Giant-Branch (RVB). Ceci est caractérisé par l'expansion de l'étoile jusqu'à plusieurs fois sa taille d'origine, après quoi elles perdent leurs couches externes et deviennent des naines blanches compactes. Au cours des prochains milliards d'années, on pense que ces étoiles consommeront lentement tous les objets et anneaux de poussière encore suffisamment proches pour être influencés par leur gravité.

Cependant, une scientifique citoyenne nommée Melina Thévenot a récemment fait une découverte surprenante en observant un système de naines blanches. D'après les données de la mission WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), cette étoile est une naine blanche depuis des milliards d'années, mais elle est toujours entourée de plusieurs anneaux de poussière. Connue sous le nom de LSPM J0207+3331 (ou J0207), cette découverte pourrait obliger les chercheurs à reconsidérer les modèles de systèmes planétaires.

La découverte a été faite via Backyard Worlds: Planet 9, un projet dirigé par Marc Kuchner (astrophysicien au Goddard Space Flight Center de la NASA) qui s'appuie sur des volontaires pour trier les données WISE pour de nouvelles découvertes. Situé à environ 145 années-lumière dans la constellation du Capricorne, les astronomes soupçonnent que J0207 pourrait être le premier exemple connu de naine blanche avec plusieurs anneaux de poussière, et le plus ancien.

La découverte a également fait l'objet d'une étude récente publiée dans Le Journal d'Astrophysique (“A 3 Gyr White Dwarf with Warm Dust Découvert via le Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project“). Comme John Debes, astronome au Space Telescope Science Institute de Baltimore et auteur principal de l'article, l'a révélé dans un récent communiqué de presse de la NASA :

« Cette naine blanche est si vieille que tout processus qui alimente ses anneaux en matière doit fonctionner sur des échelles de temps de plusieurs milliards d'années. La plupart des modèles que les scientifiques ont créés pour expliquer les anneaux autour des naines blanches ne fonctionnent bien que jusqu'à environ 100 millions d'années, donc cette étoile remet vraiment en question nos hypothèses sur l'évolution des systèmes planétaires.

L'étoile a été détectée par la mission WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) de la NASA qui a capté un signal infrarouge puissant, suggérant la présence de poussière. Sur la base de la vitesse à laquelle les étoiles naines blanches se refroidissent au fil du temps, l'équipe de Debes a calculé à partir de ses températures de surface un peu plus de 5 800° C (10 500° F) – que J0207 est dans sa phase de naine blanche depuis environ 3 milliards d'années.

Ces nouvelles découvertes contredisent ce que les astronomes soupçonnaient depuis un certain temps sur l'évolution des systèmes stellaires. Dans le passé, les astronomes ont observé comment les planètes et les astéroïdes qui survivent à une phase RVB d'une étoile s'éloignent une fois qu'elle entre dans sa phase de naine blanche. Cela est dû au fait que l'étoile a perdu une grande partie de sa masse, et donc de son influence gravitationnelle sur les objets environnants.

Les astronomes prévoient que c'est ce qui arrivera à notre système solaire dans environ 5 milliards d'années. Après s'être étendu pour englober Vénus, Mercure et la Terre, notre Soleil perdra ses couches externes et deviendra une naine blanche. At this point, the remaining planets and objects (which will likely include the Main Asteroid Belt, the gas giants and the Kuiper Belt) will all drift outwards.

However, in 1 to 4% of cases, white dwarfs have shown infrared emissions that indicate that they are surrounded by dust disks or rings. Scientists theorize that this may be the result of asteroids and comets being kicked from their belts through gravitational interaction with displaced planets and sent towards the star. As these bodies approach the white dwarf, they are torn apart by tidal disruption caused by the star’s strong gravity.

The resulting debris would then form a dusty ring that slowly falls inward and is accreted onto the surface of the star. However, in all previous cases, dust disks and rings have only been observed around white dwarfs that were about one billion years old. This seemed consistent with the notion that older white dwarfs had effectively depleted their supply of asteroids and the resulting dust rings.

This latest discovery effectively makes J0207 the oldest and coldest white dwarf with dust ever to be observed. When she first noticed J0207’s infrared signals, Melina Thévenot thought it was bad data. At the time, she had been searching through the European Space Agency’s Gaia mission archives for brown dwarfs, which are barely detectable beyond their infrared emissions.

Artist’s concept of the Wide-field Infrared Survey Explorer as its orbit around Earth. Credit: NASA/JPL

After consulting WISE infrared data, she realized that it was too bright and distant to be a brown dwarf. Thévenot relayed these findings to the Backyard Worlds: Planet 9 team, which then obtained follow-up observations from the W. M. Keck Observatory in Hawaii. As Thévenot explained:

“That is a really motivating aspect of the search. The researchers will move their telescopes to look at worlds you have discovered. What I especially enjoy, though, is the interaction with the awesome research team. Everyone is very kind, and they are always trying to make the best out of our discoveries.”

What’s more, Debes and his colleagues suspect that J0207 may even have a system of rings. They suggest in their study that this would consist of two distinct components: a thin outer ring where the white dwarf’s gravity breaks up the asteroids, and a wider ring closer to the star. These new observations are likely to force astronomers to reconsider their models for how planetary systems evolve.

“We built Backyard Worlds: Planet 9 mostly to search for brown dwarfs and new planets in the Solar System,” Kuchner said. “But working with citizen scientists always leads to surprises. They are voracious – the project just celebrated its second birthday, and they’ve already discovered more than 1,000 likely brown dwarfs. Now that we’ve rebooted the website with double the amount of WISE data, we’re looking forward to even more exciting discoveries.”

The life-cycle of a Sun-like star from protostar (left side) to red giant (near the right side) to white dwarf (far right). Crédit : ESO/M. Kornmesser

In addition to forcing a rethink of how planetary system evolve over time, this research could provide clues about the future of our own Solar System. Once our Sun become a white dwarf, it is likely to spend the next few billion years consuming asteroids and KBOs that are kicked out of their belts by the surviving gas giants. According to this latest study, it could also have a ring of dust around several billion years later.

And while this discovery was a boon for astronomers, it also demonstrates what is possible thanks to collaborations between scientific organizations and citizen scientists. In the age of exoplanet research and advanced astronomy, the sheer volume of data makes such collaborations not only necessary, but highly lucrative.


The cataclysmic variable

When stars like the sun die, they heave off their outer atmospheres into space. After the fury dies down, only the core — a white-hot ball of carbon and oxygen — is left behind. That ball, no bigger than planet Earth, is supported not by the normal nuclear fusion inside living stars, but by the exotic quantum force known as degeneracy pressure.

But most stars do not live alone most have siblings. And those stars can orbit in silent watchfulness as their companion ends its life in a blaze, leaving behind the corpse that is a white dwarf. Over time, that companion can either begin the final stages of its life itself, or spiral in too closely — close enough to begin a destructive dance.

When that happens, material from the white dwarf's companion can wind up on the surface of the white dwarf, building a thick layer of hydrogen around its carbon-oxygen body. In this situation and with enough time and enough material, a cataclysm can occur: a flash of nuclear fusion created by the intense pressures in the atmosphere. This flash of energy releases in a blast of radiation, visible from light-years away.

These events used to be called "novas," but nowadays astronomers prefer the lengthy term "cataclysmic variable star," because it encompasses a broader class of phenomena (and it sounds cooler.)


Coolest White Dwarf Is a Glimpse of What Happens Long After Our Sun Dies

[NASA’s Goddard Space Flight Center/Scott Wiessinger]

“So, what do toi think happens after toi die?”

The question was more of an accusation. The lady asking was sitting across from me at a Christmas dinner a friend of mine was hosting and the previous query was one about my religion. She wasn’t impressed by my response.

Granted, it probably wasn’t the ideal setting to say that I was an atheist, but I wasn’t going to lie either.

“Um, well…” I remember feeling vulnerable when I responded, especially as I’d only just met half the dozen people in the room, including the lady opposite, but I remember thinking: stick with what you know, Ian. So, I continued: “When I’m dead, all the elements from my body will remain on Earth,” — I didn’t want to go into much detail about my réel plan of having my remains blended up into a jar and then launched into space (more on that in a future post, possibly) — “and those elements will get cycled through the biosphere through various biological, chemical and physical processes for billions of years. Eventually, however, all good things must come to an end and the sun will run out of fuel, ballooning into a huge red giant star, leaving what is known as a white dwarf in its wake.” (By her glazed look, I could tell she regretted asking, but I continued.) “If, and it’s a big IF, the Earth survives this phase of stellar death, our planet might be hurled out of the solar system. Or, and this is my favorite scenario,” — I’d hit my stride and everyone else seemed to be entertained — “it might careen inward, toward the now tiny white dwarf sun, where Earth will be ripped to sheds under powerful tidal forces, sending all the rocks, dust, and the elements that used to be my body, raining down onto the white dwarf.”

This is an abridged version. I also went into some white dwarf science, why planetary nebulae are cool, and how our sun as a white dwarf would stand as a monument to the once great solar system that will be gone five billion years from now. The recycled elements from my long-gone body could eventually rain down onto the atmosphere of a newborn white dwarf star — pretty cool if you ask me. This might be more of a cautionary tail about inviting an atheist astrophysicist to religious celebrations, but I feel my tabletop TED talk was good value for money. And besides, by turning that inevitable “what religion are you?” question into a scientific one, I hadn’t gotten bogged down with justifying Pourquoi I’m an atheist — a conversation that, in my experience, never works out well over dinner.

So, why am I remembering that fun evening many years ago? Well, today, there’s some cool white dwarf news. And I love white dwarf news, especially if it’s about dusty white dwarfs. Because dusty white dwarfs are a reminder that nothing lasts forever, not even our beautiful 5-billion-year-old solar system.

One Cool Dwarf

A citizen scientist working on the NASA-led “Backyard Worlds: Planet 9” project has discovered the coldest and oldest white dwarf ever found. The project’s aim is to seek out as-yet-to-be-discovered worlds beyond the orbit of Neptune (re: “Planet Nine” and beyond). Through the analysis of infrared data collected by NASA’s Wide-field Infrared Survey Explorer, or WISE (inspired by data from the European Gaia mission), Melina Thévenot was looking for local brown dwarfs — failed stars that lack the mass to sustain nuclear fusion in their cores, but pump out enough infrared radiation to be detected. In the observations, Thévenot spied what she thought was bad data, but with the help of WISE, she found not a nearby brown dwarf, but a white dwarf that was brighter and further away. After sharing her discovery with the Backyard Worlds team, astronomers at the W. M. Keck Observatory confirmed that not only was that white dwarf lowest temperature specimen yet found, it was also very dusty. In fact, it’s thought that the white dwarf, designated LSPM J0207+3331, has multiple dusty rings. Its discovery, however, is something of a conundrum and the researchers think it may challenge planetary models.

“This white dwarf is so old that whatever process is feeding material into its rings must operate on billion-year timescales,” said astronomer John Debes, at the Space Telescope Science Institute in Baltimore, in a NASA statement. “Most of the models scientists have created to explain rings around white dwarfs only work well up to around 100 million years, so this star is really challenging our assumptions of how planetary systems evolve.”

Interesting side note: It was Debes who first got me excited about dusty white dwarfs when I met him at the 2009 American Astronomical Society (AAS) meeting in Long Beach, Calif. You can read my enthusiastic Universe Today article I wrote on the topic ici.

After deducing the tiny Earth-sized star’s cool temperature — 10,500 degrees Fahrenheit (5,800 degrees Celsius) — the researchers estimate that the white dwarf is approximately 3-billion years old. The infrared signal suggests a copious quantity of dust is present, which is a bit weird. As I alluded to in my tabletop TED talk, after a sun-like star runs out of fuel and puffs up into a red giant, it will leave a shiny white dwarf surrounded by a planetary nebula in its wake. Should any mangled planet, asteroid or comet that survived the red giant phase stray too close to that white dwarf, it’ll get shredded. So, it’s poignant when astronomers find dusty white dwarfs it means those star systems used to have some kind of planetary system, but the white dwarf is in the process of destroying it. That is the inevitable demise of our solar system in 5 billion years time. But to find a 3-billion-year-old specimen with a ring system doesn’t make a whole lot of sense — the white dwarf had plenty of time to consume all that dusty debris by now, a process, according to Debes, that should only take 100 million years to complete.

Debes, who led the study published in The Astrophysical Journal on Feb. 19, and his team, including discoverer and co-author Thévenot, has some idea as to what might be going on, but more research is needed. One hypothesis is that J0207’s dusty ring is composed of multiple rings with two distinct components, one thin ring just at the edge of where the star is breaking up a belt of asteroids and a wider ring closer to the white dwarf. It’s hoped that follow-up observations by the next generation of space telescopes, such as NASA’s James Webb Space Telescope (JWST), will be able to deduce what those rings are made of, thus helping astronomers understand the evolution of these ancient star systems.

Besides being the ultimate way to gain perspective on our tiny existence (and an excellent topic for an awkward dinner conversation), this research underpins a powerful way in which citizen scientists are shaping space science, particularly projects that require many human brains to process vast datasets.

“That is a really motivating aspect of the search,” said Thévenot, who is one of more than 150,000 volunteers who works on Backyard Worlds. “The researchers will move their telescopes to look at worlds you have discovered. What I especially enjoy, though, is the interaction with the awesome research team. Everyone is very kind, and they are always trying to make the best out of our discoveries.”


Astronomers identify 12-billion-year-old white dwarf stars

A University of Oklahoma assistant professor and colleagues have identified two white dwarf stars considered the oldest and closest known to man. Astronomers identified these 11- to 12-billion-year-old white dwarf stars only 100 light years away from Earth. These stars are the closest known examples of the oldest stars in the Universe forming soon after the Big Bang, according to the OU researcher.

Mukremin Kilic, assistant professor of physics and astronomy in the OU College of Arts and Sciences and lead author on a recently published paper, announced the discovery. Kilic says, "A white dwarf is like a hot stove once the stove is off, it cools slowly over time. By measuring how cool the stove is, we can tell how long it has been off. The two stars we identified have been cooling for billions of years."

Kilic explains that white dwarf stars are the burned out cores of stars similar to the Sun. In about 5 billion years, the Sun also will burn out and turn into a white dwarf star. It will lose its outer layers as it dies and turn into an incredibly dense star the size of Earth.

Known as WD 0346+246 and SDSS J110217, 48+411315.4 (J1102), these stars are located in the constellations Taurus and Ursa Major, respectively. Kilic and colleagues obtained infrared images using NASA's Spitzer Space Telescope to measure the temperature of the stars. And, over a three-year period, they measured J1102's distance by tracking its motion using the MDM Observatory's 2.4m telescope near Tucson, Arizona.

"Most stars stay almost perfectly fixed in the sky, but J1102 is moving at a speed of 600,000 miles per hour and is a little more than 100 light years from Earth," remarks co-author John Thorstensen of Dartmouth College. "We found its distance by measuring a tiny wiggle in its path caused by the Earth's motion—it's the size of a dime viewed from 80 miles away."

"Based on the optical and infrared observations of these stars and our analysis, these stars are about 3700 and 3800 degrees on the surface," said co-author Piotr Kowalski of Helmholtz Centre Potsdam in Germany. Kowalski modeled the atmospheric parameters of these stars. Based on these temperature measurements, Kilic and his colleagues were able to estimate the ages of the stars.

"It is like a crime scene investigation," added Kilic. "We measure the temperature of the dead body—in our case a dead star, then determine the time of the crime. These two white dwarf stars have been dead and cooling off almost for the entire history of the Universe."

Kilic was the lead author on the paper accepted for publication in the Avis mensuels de la Royal Astronomical Society. Kilic's co-authors include John Thorstensen, Dartmouth College Piotr Kowalski, Helmholtz Centre Potsdam, Germany and Jeff Andrews, Columbia University.


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