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Les astrophysiciens allemands ont clarifié la masse maximale possible d'une étoile à neutrons, sur la base des résultats des mesures des ondes gravitationnelles et du rayonnement électromagnétique. Il s'est avéré que la masse d'une étoile à neutrons non tournante ne peut pas dépasser 2,16 masses solaires, selon un article publié dans Lettres de journaux astrophysiques.
Les étoiles à neutrons sont des étoiles compactes ultra-denses qui se forment lors des explosions de supernova. Le rayon des étoiles à neutrons ne dépasse pas plusieurs dizaines de kilomètres et leur masse peut être comparable à la masse du Soleil, ce qui conduit à une énorme densité de matière stellaire (environ 10 à 17 kilogrammes par mètre cube). Dans le même temps, la masse d'une étoile à neutrons ne peut pas dépasser une certaine limite - des objets de masse importante s'effondrent en trous noirs sous l'influence de leur propre gravité.
Selon diverses estimations, la limite supérieure de la masse d'une étoile à neutrons se situe entre deux et trois masses solaires et dépend de l'équation d'état de la matière, ainsi que de la vitesse de rotation de l'étoile. En fonction de la densité et de la masse de l'étoile, les scientifiques distinguent plusieurs types d'étoiles différents ; un diagramme schématique est présenté sur la figure. Premièrement, les étoiles non tournantes ne peuvent pas avoir une masse supérieure à M TOV (région blanche). Deuxièmement, lorsqu'une étoile tourne à vitesse constante, sa masse peut être soit inférieure à M TOV (région vert clair), soit supérieure (vert vif), mais ne doit toujours pas dépasser une autre limite, M max. Enfin, une étoile à neutrons à vitesse de rotation variable pourrait théoriquement avoir une masse arbitraire (régions rouges de luminosité différente). Cependant, vous devez toujours vous rappeler que la densité des étoiles en rotation ne peut pas dépasser une certaine valeur, sinon l'étoile s'effondrera toujours dans un trou noir (la ligne verticale dans le diagramme sépare les solutions stables des solutions instables).
Diagramme de différents types d'étoiles à neutrons en fonction de leur masse et de leur densité. La croix marque les paramètres de l'objet formé après la fusion des étoiles du système binaire, les lignes pointillées indiquent l'une des deux options pour l'évolution de l'objet
L. Rezzolla et al. / La revue astrophysique
Une équipe d'astrophysiciens dirigée par Luciano Rezzolla a fixé de nouvelles limites plus précises à la masse maximale possible d'une étoile à neutrons non tournante, M TOV. Dans leurs travaux, les scientifiques ont utilisé les données d'études antérieures sur les processus qui se sont produits dans un système de deux étoiles à neutrons en fusion et ont conduit à l'émission d'ondes gravitationnelles (événement GW170817) et électromagnétiques (GRB 170817A). L'enregistrement simultané de ces vagues s'est avéré être un événement très important pour la science ; vous pouvez en savoir plus à ce sujet dans le nôtre et dans le matériel.
D'après les travaux antérieurs des astrophysiciens, il s'ensuit qu'après la fusion des étoiles à neutrons, une étoile à neutrons hypermassive s'est formée (c'est-à-dire sa masse M > M max), qui s'est ensuite développée selon l'un des deux scénarios possibles et après une courte période de temps. transformé en trou noir (lignes pointillées sur le diagramme). L'observation de la composante électromagnétique du rayonnement de l'étoile suggère le premier scénario, dans lequel la masse baryonique de l'étoile reste essentiellement constante et la masse gravitationnelle diminue relativement lentement en raison de l'émission d'ondes gravitationnelles. En revanche, le sursaut gamma du système est arrivé presque simultanément avec les ondes gravitationnelles (seulement 1,7 seconde plus tard), ce qui signifie que le point de transformation en trou noir devrait se situer près de M max.
Ainsi, si l’on retrace l’évolution d’une étoile à neutrons hypermassive jusqu’à l’état initial, dont les paramètres ont été calculés avec une bonne précision dans des travaux antérieurs, on peut retrouver la valeur de M max qui nous intéresse. Connaissant M max, il n'est pas difficile de trouver M TOV, puisque ces deux masses sont liées par la relation M max ≈ 1,2 M TOV. Dans cet article, les astrophysiciens ont effectué de tels calculs en utilisant ce que l'on appelle les « relations universelles », qui relient les paramètres d'étoiles à neutrons de masses différentes et ne dépendent pas du type d'équation d'état de leur matière. Les auteurs soulignent que leurs calculs utilisent uniquement des hypothèses simples et ne s'appuient pas sur des simulations numériques. Le résultat final pour la masse maximale possible était compris entre 2,01 et 2,16 masses solaires. Une limite inférieure a déjà été obtenue à partir d'observations de pulsars massifs dans des systèmes binaires - en termes simples, la masse maximale ne peut pas être inférieure à 2,01 masses solaires, puisque les astronomes ont effectivement observé des étoiles à neutrons avec une masse aussi importante.
Nous avons déjà expliqué comment les astrophysiciens utilisaient des simulations informatiques pour estimer la masse et le rayon des étoiles à neutrons, dont la fusion a conduit aux événements GW170817 et GRB 170817A.
Dmitri Trunine
Le 27 décembre 2004, une explosion de rayons gamma est arrivée dans notre système solaire en provenance de SGR 1806-20 (représentée dans une vue d'artiste). L'explosion a été si puissante qu'elle a touché l'atmosphère terrestre à une distance de plus de 50 000 années-lumière.
Une étoile à neutrons est un corps cosmique, qui est l'un des résultats possibles de l'évolution, constitué principalement d'un noyau de neutrons recouvert d'une croûte de matière relativement mince (∼1 km) sous forme de noyaux atomiques lourds et d'électrons. Les masses des étoiles à neutrons sont comparables à celles de , mais le rayon typique d'une étoile à neutrons n'est que de 10 à 20 kilomètres. Par conséquent, la densité moyenne de la substance d'un tel objet est plusieurs fois supérieure à la densité du noyau atomique (qui pour les noyaux lourds est en moyenne de 2,8·10 17 kg/m³). Une compression gravitationnelle supplémentaire de l'étoile à neutrons est empêchée par la pression de la matière nucléaire résultant de l'interaction des neutrons.
De nombreuses étoiles à neutrons ont des vitesses de rotation extrêmement élevées, pouvant atteindre mille tours par seconde. Les étoiles à neutrons naissent d'explosions stellaires.
Les masses de la plupart des étoiles à neutrons dont les masses sont mesurées de manière fiable sont comprises entre 1,3 et 1,5 masse solaire, ce qui est proche de la limite de Chandrasekhar. Théoriquement, les étoiles à neutrons ayant des masses comprises entre 0,1 et environ 2,5 masses solaires sont acceptables, mais la valeur de la masse limite supérieure est actuellement connue de manière très imprécise. Les étoiles à neutrons les plus massives connues sont Vela X-1 (avec une masse d'au moins 1,88 ± 0,13 masse solaire au niveau 1σ, ce qui correspond à un niveau de signification de α≈34 %), PSR J1614-2230ruen (avec une estimation de masse de 1,97 ±0,04 solaire), et PSR J0348+0432ruen (avec une estimation de masse de 2,01±0,04 solaire). La gravité dans les étoiles à neutrons est équilibrée par la pression du gaz neutronique dégénéré ; la valeur maximale de la masse d'une étoile à neutrons est fixée par la limite d'Oppenheimer-Volkoff, dont la valeur numérique dépend de l'équation d'état (encore mal connue). de matière au cœur de l'étoile. Il existe des prémisses théoriques selon lesquelles, avec une augmentation encore plus importante de la densité, la dégénérescence des étoiles à neutrons en quarks est possible.
La structure d'une étoile à neutrons.
Le champ magnétique à la surface des étoiles à neutrons atteint une valeur de 10 12 -10 13 G (à titre de comparaison, la Terre en a environ 1 G), ce sont les processus dans les magnétosphères des étoiles à neutrons qui sont responsables de l'émission radio des pulsars . Depuis les années 1990, certaines étoiles à neutrons ont été identifiées comme des magnétars, c'est-à-dire des étoiles dotées de champs magnétiques de l'ordre de 10 14 G et plus. De tels champs magnétiques (dépassant la valeur « critique » de 4,414 10 13 G, à laquelle l'énergie d'interaction d'un électron avec un champ magnétique dépasse son énergie de repos mec²) introduisent une physique qualitativement nouvelle, puisque des effets relativistes spécifiques, la polarisation du vide physique , etc. deviennent significatifs.
En 2012, environ 2 000 étoiles à neutrons avaient été découvertes. Environ 90 % d’entre eux sont célibataires. Au total, 10 8 à 10 9 étoiles à neutrons peuvent exister dans la nôtre, soit environ une étoile ordinaire sur mille. Les étoiles à neutrons se caractérisent par une vitesse élevée (généralement des centaines de km/s). Grâce à l'accrétion de matière nuageuse, l'étoile à neutrons peut être visible dans cette situation dans différentes gammes spectrales, y compris optique, qui représentent environ 0,003 % de l'énergie émise (correspondant à la magnitude 10).
Déviation gravitationnelle de la lumière (plus de la moitié de la surface est visible en raison de la déviation relativiste de la lumière)
Les étoiles à neutrons sont l'une des rares classes d'objets cosmiques qui ont été théoriquement prédites avant leur découverte par les observateurs.
En 1933, les astronomes Walter Baade et Fritz Zwicky suggérèrent qu'une étoile à neutrons pourrait se former à la suite d'une explosion de supernova. Les calculs théoriques de l’époque montraient que le rayonnement d’une étoile à neutrons était trop faible pour être détecté. L'intérêt pour les étoiles à neutrons s'est intensifié dans les années 1960, lorsque l'astronomie des rayons X a commencé à se développer, la théorie prédisant que leur émission thermique maximale se produirait dans la région des rayons X mous. Cependant, de manière inattendue, ils ont été découverts lors d’observations radio. En 1967, Jocelyn Bell, étudiant diplômé d'E. Huish, a découvert des objets émettant des impulsions régulières d'ondes radio. Ce phénomène s'expliquait par la directionnalité étroite du faisceau radio provenant d'un objet en rotation rapide - une sorte de « radiophare cosmique ». Mais n’importe quelle étoile ordinaire s’effondrerait à une vitesse de rotation aussi élevée. Seules les étoiles à neutrons convenaient au rôle de telles balises. Le pulsar PSR B1919+21 serait la première étoile à neutrons découverte.
L'interaction d'une étoile à neutrons avec la matière environnante est déterminée par deux paramètres principaux et, par conséquent, leurs manifestations observables : la période (vitesse) de rotation et l'amplitude du champ magnétique. Au fil du temps, l’étoile épuise son énergie de rotation et sa rotation ralentit. Le champ magnétique s'affaiblit également. Pour cette raison, une étoile à neutrons peut changer de type au cours de sa vie. Vous trouverez ci-dessous la nomenclature des étoiles à neutrons par ordre décroissant de vitesse de rotation, d'après la monographie de V.M. Lipounova. La théorie des magnétosphères pulsar étant toujours en évolution, des modèles théoriques alternatifs existent.
Champs magnétiques puissants et période de rotation courte. Dans le modèle le plus simple de la magnétosphère, le champ magnétique tourne solidement, c'est-à-dire avec la même vitesse angulaire que le corps de l'étoile à neutrons. A un certain rayon, la vitesse linéaire de rotation du champ se rapproche de la vitesse de la lumière. Ce rayon est appelé « rayon du cylindre léger ». Au-delà de ce rayon, un champ dipolaire ordinaire ne peut pas exister, donc les lignes d'intensité du champ se brisent à ce stade. Les particules chargées se déplaçant le long des lignes de champ magnétique peuvent quitter l’étoile à neutrons à travers ces falaises et voler dans l’espace interstellaire. Une étoile à neutrons de ce type « éjecte » (du français éjecter - éjecter, pousser) des particules chargées relativistes qui émettent dans le domaine radio. Les éjecteurs sont observés comme des pulsars radio.
Hélice
La vitesse de rotation n'est plus suffisante pour l'éjection des particules, une telle étoile ne peut donc pas être un pulsar radio. Cependant, la vitesse de rotation est toujours élevée et la matière entourant l'étoile à neutrons capturée par le champ magnétique ne peut pas tomber, c'est-à-dire qu'il n'y a pas d'accrétion de matière. Les étoiles à neutrons de ce type n'ont pratiquement aucune manifestation observable et sont peu étudiées.
Accrecteur (pulsar à rayons X)
La vitesse de rotation est réduite à un tel niveau que plus rien n’empêche désormais la matière de tomber sur une telle étoile à neutrons. La matière qui tombe, déjà à l’état de plasma, se déplace le long des lignes du champ magnétique et heurte la surface solide du corps de l’étoile à neutrons dans la région de ses pôles, chauffant jusqu’à des dizaines de millions de degrés. La matière chauffée à des températures aussi élevées brille brillamment dans la gamme des rayons X. La région dans laquelle se produit la collision de la matière tombante avec la surface du corps de l'étoile à neutrons est très petite - seulement environ 100 mètres. En raison de la rotation de l'étoile, ce point chaud disparaît périodiquement de la vue et des pulsations régulières de rayonnement X sont observées. De tels objets sont appelés pulsars à rayons X.
Géorotateur
La vitesse de rotation de ces étoiles à neutrons est faible et n’empêche pas l’accrétion. Mais la taille de la magnétosphère est telle que le plasma est stoppé par le champ magnétique avant d’être capturé par la gravité. Un mécanisme similaire fonctionne dans la magnétosphère terrestre, d’où son nom.
Magnétar
Une étoile à neutrons dotée d'un champ magnétique exceptionnellement puissant (jusqu'à 10 11 T). L'existence théorique des magnétars a été prédite en 1992, et la première preuve de leur existence réelle a été obtenue en 1998 lors de l'observation d'un puissant sursaut de rayonnement gamma et X provenant de la source SGR 1900+14 dans la constellation de l'Aquila. La durée de vie des magnétars est d'environ 1 000 000 d'années. Les magnétars ont le champ magnétique le plus puissant au monde.
Les magnétars sont un type d’étoile à neutrons peu étudié car peu d’entre eux sont suffisamment proches de la Terre. Les magnétars mesurent environ 20 à 30 km de diamètre, mais la plupart ont une masse supérieure à celle du Soleil. Le magnétar est tellement comprimé qu'un pois de sa matière pèserait plus de 100 millions de tonnes. La plupart des magnétars connus tournent très rapidement, au moins plusieurs rotations autour de leur axe par seconde. Observé dans des rayonnements gamma proches des rayons X, il n'émet pas d'émission radio. Le cycle de vie d'un magnétar est assez court. Leurs puissants champs magnétiques disparaissent au bout d’environ 10 000 ans, après quoi leur activité et leur émission de rayons X cessent. Selon une hypothèse, jusqu'à 30 millions de magnétars auraient pu se former dans notre galaxie au cours de son existence. Les magnétars sont formés d'étoiles massives d'une masse initiale d'environ 40 M☉.
Les chocs générés à la surface du magnétar provoquent d’énormes vibrations dans l’étoile ; les fluctuations du champ magnétique qui les accompagnent conduisent souvent à d'énormes sursauts de rayonnement gamma, qui ont été enregistrés sur Terre en 1979, 1998 et 2004.
En mai 2007, douze magnétars étaient connus, et trois autres candidats étaient en attente de confirmation. Exemples de magnétars connus :
SGR 1806-20, situé à 50 000 années-lumière de la Terre, de l'autre côté de notre galaxie, la Voie lactée, dans la constellation du Sagittaire.
SGR 1900+14, distant de 20 000 années-lumière, situé dans la constellation de l'Aquila. Après une longue période de faibles émissions (explosions significatives seulement en 1979 et 1993), il est devenu actif en mai-août 1998, et l'explosion détectée le 27 août 1998 a été d'une force suffisante pour forcer l'arrêt du vaisseau spatial NEAR Shoemaker. prévenir les dommages. Le 29 mai 2008, le télescope Spitzer de la NASA a découvert des anneaux de matière autour de ce magnétar. On pense que cet anneau a été formé par une explosion observée en 1998.
1E 1048.1-5937 est un pulsar à rayons X anormal situé à 9 000 années-lumière dans la constellation de la Carène. L'étoile à partir de laquelle le magnétar s'est formé avait une masse 30 à 40 fois supérieure à celle du Soleil.
Une liste complète est donnée dans le catalogue magnétar.
Depuis septembre 2008, l'ESO rapporte l'identification d'un objet initialement considéré comme un magnétar, SWIFT J195509+261406 ; il a été initialement identifié par des sursauts gamma (GRB 070610)
Les étoiles dont la masse est 1,5 à 3 fois supérieure à celle du Soleil ne pourront pas arrêter leur contraction au stade naine blanche à la fin de leur vie. De puissantes forces gravitationnelles les compriront à une telle densité que la matière sera « neutralisée » : l'interaction des électrons avec les protons conduira au fait que la quasi-totalité de la masse de l'étoile sera contenue dans des neutrons. Formé étoile à neutrons. Les étoiles les plus massives peuvent devenir des étoiles à neutrons après avoir explosé en supernovae.Concept d'étoiles à neutrons
Le concept d'étoiles à neutrons n'est pas nouveau : la première suggestion quant à la possibilité de leur existence a été faite par les talentueux astronomes californiens Fritz Zwicky et Walter Baarde en 1934. (Un peu plus tôt, en 1932, la possibilité de l'existence d'étoiles à neutrons avait été prédite par le célèbre scientifique soviétique L.D. Landau.) À la fin des années 30, elle est devenue le sujet de recherches d'autres scientifiques américains Oppenheimer et Volkov. L'intérêt de ces physiciens pour ce problème est né du désir de déterminer le stade final de l'évolution d'une étoile massive en contraction. Puisque le rôle et l’importance des supernovae ont été découverts à peu près à la même époque, il a été suggéré que l’étoile à neutrons pourrait être le vestige d’une explosion de supernova. Malheureusement, avec le déclenchement de la Seconde Guerre mondiale, l'attention des scientifiques s'est tournée vers les besoins militaires et l'étude détaillée de ces nouveaux objets très mystérieux a été suspendue. Puis, dans les années 50, l'étude des étoiles à neutrons a été reprise de manière purement théorique afin de déterminer si elles étaient liées au problème de la naissance d'éléments chimiques dans les régions centrales des étoiles.restent le seul objet astrophysique dont l'existence et les propriétés ont été prédites bien avant leur découverte.
Au début des années 1960, la découverte de sources de rayons X cosmiques a grandement encouragé ceux qui envisageaient les étoiles à neutrons comme sources possibles de rayons X célestes. Fin 1967 Une nouvelle classe d'objets célestes a été découverte : les pulsars, ce qui a laissé les scientifiques confus. Cette découverte constitue l’avancée la plus importante dans l’étude des étoiles à neutrons, car elle soulève à nouveau la question de l’origine du rayonnement X cosmique. En parlant d'étoiles à neutrons, il faut tenir compte du fait que leurs caractéristiques physiques sont établies théoriquement et sont très hypothétiques, puisque les conditions physiques existant dans ces corps ne peuvent être reproduites dans des expériences en laboratoire.
Propriétés des étoiles à neutrons
Les forces gravitationnelles ont une influence décisive sur les propriétés des étoiles à neutrons. Selon diverses estimations, le diamètre des étoiles à neutrons est compris entre 10 et 200 km. Et ce volume, insignifiant en termes cosmiques, est « rempli » d'une telle quantité de matière qui peut constituer un corps céleste comme le Soleil, d'un diamètre d'environ 1,5 million de km, et d'une masse près d'un tiers de million de fois plus lourde. que la Terre ! Une conséquence naturelle de cette concentration de matière est la densité incroyablement élevée de l’étoile à neutrons. En fait, il s’avère si dense qu’il peut même être solide. La gravité d’une étoile à neutrons est si grande qu’une personne y pèserait environ un million de tonnes. Les calculs montrent que les étoiles à neutrons sont fortement magnétisées. On estime que le champ magnétique d’une étoile à neutrons peut atteindre 1 million. million de gauss, alors que sur Terre c'est 1 gauss. Rayon de l'étoile à neutrons est supposé être d'environ 15 km et sa masse est d'environ 0,6 à 0,7 masse solaire. La couche externe est une magnétosphère, constituée d'électrons raréfiés et de plasma nucléaire, qui est pénétrée par le puissant champ magnétique de l'étoile. C’est de là que proviennent les signaux radio qui caractérisent les pulsars. Les particules chargées ultrarapides, se déplaçant en spirale le long des lignes de champ magnétique, génèrent divers types de rayonnement. Dans certains cas, le rayonnement se produit dans la gamme radio du spectre électromagnétique, dans d'autres, il s'agit d'un rayonnement à hautes fréquences.Densité des étoiles à neutrons
Presque immédiatement sous la magnétosphère, la densité de la substance atteint 1 t/cm3, soit 100 000 fois supérieure à la densité du fer. La couche suivante après la couche externe présente les caractéristiques du métal. Cette couche de substance « super dure » est sous forme cristalline. Les cristaux sont constitués de noyaux d'atomes de masses atomiques 26 à 39 et 58 à 133. Ces cristaux sont extrêmement petits : pour parcourir une distance de 1 cm, il faut aligner environ 10 milliards de cristaux sur une seule ligne. La densité de cette couche est plus d’un million de fois supérieure à celle de la couche externe, ou autrement, 400 milliards de fois supérieure à la densité du fer.En nous dirigeant plus loin vers le centre de l'étoile, nous traversons la troisième couche. Il comprend une région de noyaux lourds comme le cadmium, mais est également riche en neutrons et en électrons. La densité de la troisième couche est 1 000 fois supérieure à la précédente. En pénétrant plus profondément dans l'étoile à neutrons, nous atteignons la quatrième couche et la densité augmente légèrement - environ cinq fois. Cependant, à une telle densité, les noyaux ne peuvent plus conserver leur intégrité physique : ils se désintègrent en neutrons, protons et électrons. La majeure partie de la matière se présente sous forme de neutrons. Il y a 8 neutrons pour chaque électron et proton. Cette couche, par essence, peut être considérée comme un liquide neutronique, « contaminé » par des électrons et des protons. Sous cette couche se trouve le noyau de l’étoile à neutrons. Ici, la densité est environ 1,5 fois supérieure à celle de la couche sus-jacente. Et pourtant, même une si faible augmentation de densité conduit au fait que les particules dans le noyau se déplacent beaucoup plus rapidement que dans toute autre couche. L'énergie cinétique du mouvement des neutrons mélangés à un petit nombre de protons et d'électrons est si grande que des collisions inélastiques de particules se produisent constamment. Dans les processus de collision, naissent toutes les particules et résonances connues en physique nucléaire, il y en a plus d'un millier. Selon toute vraisemblance, il existe un grand nombre de particules que nous ne connaissons pas encore.
Température des étoiles à neutrons
Les températures des étoiles à neutrons sont relativement élevées. Il faut s’y attendre compte tenu de la manière dont ils surviennent. Au cours des 10 à 100 000 premières années d'existence de l'étoile, la température du noyau diminue jusqu'à plusieurs centaines de millions de degrés. Puis une nouvelle phase commence lorsque la température du noyau de l’étoile diminue lentement en raison de l’émission d’un rayonnement électromagnétique.Le reste de la supernova Corma-A, qui a une étoile à neutrons en son centre
Les étoiles à neutrons sont les restes d’étoiles massives qui ont atteint la fin de leur évolution dans le temps et dans l’espace.
Ces objets intéressants sont nés de géantes autrefois massives, quatre à huit fois plus grandes que notre Soleil. Cela se produit lors d’une explosion de supernova.
Après une telle explosion, les couches externes sont projetées dans l'espace, le noyau reste, mais il n'est plus capable de supporter la fusion nucléaire. Sans pression extérieure des couches sus-jacentes, il s’effondre et se contracte de manière catastrophique.
Malgré leur petit diamètre – environ 20 km, les étoiles à neutrons peuvent avoir une masse 1,5 fois supérieure à celle de notre Soleil. Ils sont donc incroyablement denses.
Une petite cuillerée de matière stellaire sur Terre pèserait environ cent millions de tonnes. Dans celui-ci, les protons et les électrons se combinent pour former des neutrons – un processus appelé neutronisation.
Composé
Leur composition est inconnue ; on suppose qu’ils pourraient être constitués d’un liquide neutronique superfluide. Ils ont une attraction gravitationnelle extrêmement forte, bien supérieure à celle de la Terre ou même du Soleil. Cette force gravitationnelle est particulièrement impressionnante car elle est de petite taille.
Ils tournent tous autour d’un axe. Lors de la compression, le moment cinétique de rotation est maintenu et, en raison de la réduction de taille, la vitesse de rotation augmente.
En raison de l'énorme vitesse de rotation, la surface extérieure, qui est une « croûte » solide, se produit périodiquement des fissures et des « tremblements d'étoiles », qui ralentissent la vitesse de rotation et rejettent « l'excès » d'énergie dans l'espace.
Les pressions stupéfiantes qui existent dans le noyau sont peut-être similaires à celles qui existaient au moment du Big Bang, mais elles ne peuvent malheureusement pas être simulées sur Terre. Ces objets sont donc des laboratoires naturels idéaux où l’on peut observer des énergies indisponibles sur Terre.
Pulsars radio
Les ulsars radio ont été découverts à la fin de 1967 par Jocelyn Bell Burnell, étudiante diplômée, en tant que sources radio qui pulsent à une fréquence constante.
Le rayonnement émis par l'étoile est visible sous la forme d'une source de rayonnement pulsé ou pulsar.
Représentation schématique de la rotation d'une étoile à neutrons
Les radio-pulsars (ou simplement pulsars) sont des étoiles à neutrons en rotation dont les jets de particules se déplacent presque à la vitesse de la lumière, comme le faisceau d'un phare en rotation.
Après avoir tourné continuellement pendant plusieurs millions d’années, les pulsars perdent leur énergie et deviennent des étoiles à neutrons normales. On ne connaît aujourd’hui qu’environ 1 000 pulsars, même s’il pourrait y en avoir des centaines dans la galaxie.
Radiopulsar dans la nébuleuse du Crabe
Certaines étoiles à neutrons émettent des rayons X. La célèbre nébuleuse du Crabe est un bon exemple d’un tel objet, formé lors d’une explosion de supernova. Cette explosion de supernova a été observée en 1054 après JC.
Vent de Pulsar, vidéo du télescope Chandra
Un pulsar radio dans la nébuleuse du Crabe photographié par le télescope spatial Hubble à travers un filtre de 547 nm (lumière verte) du 7 août 2000 au 17 avril 2001.
Magnétars
Les étoiles à neutrons ont un champ magnétique des millions de fois plus puissant que le champ magnétique le plus puissant produit sur Terre. Ils sont également connus sous le nom de magnétars.
Planètes autour des étoiles à neutrons
Aujourd'hui, nous savons que quatre ont des planètes. Lorsqu’il est dans un système binaire, il est possible de mesurer sa masse. Parmi ces binaires radio ou rayons X, les masses mesurées des étoiles à neutrons étaient environ 1,4 fois supérieures à la masse du Soleil.
Systèmes doubles
Un type complètement différent de pulsar est observé dans certains binaires à rayons X. Dans ces cas, l’étoile à neutrons et l’étoile ordinaire forment un système binaire. Un champ gravitationnel puissant extrait la matière d’une étoile ordinaire. Le matériau qui tombe dessus pendant le processus d'accrétion est tellement chauffé qu'il produit des rayons X. Les rayons X pulsés sont visibles lorsque les points chauds du pulsar en rotation traversent la ligne de mire de la Terre.
Pour les systèmes binaires contenant un objet inconnu, cette information permet de distinguer s'il s'agit d'une étoile à neutrons ou, par exemple, d'un trou noir, car les trous noirs sont beaucoup plus massifs.
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Un pulsar (rose) est visible au centre de la galaxie M82.
Explorer pulsars et étoiles à neutrons L'Univers : description et caractéristiques avec photos et vidéos, structure, rotation, densité, composition, masse, température, recherche.
Pulsars
Pulsars Ce sont des objets sphériques compacts dont les dimensions ne dépassent pas les limites d'une grande ville. Ce qui est surprenant, c'est qu'avec un tel volume, ils dépassent la masse solaire en termes de masse. Ils sont utilisés pour étudier les états extrêmes de la matière, détecter des planètes situées au-delà de notre système et mesurer les distances cosmiques. De plus, ils ont aidé à trouver des ondes gravitationnelles indiquant des événements énergétiques, tels que des collisions supermassives. Découvert pour la première fois en 1967.
Qu'est-ce qu'un pulsar ?
Si vous cherchez un pulsar dans le ciel, il apparaît comme une étoile scintillante ordinaire suivant un certain rythme. En fait, leur lumière ne scintille pas et ne pulse pas, et elles n’apparaissent pas comme des étoiles.
Le pulsar produit deux faisceaux de lumière persistants et étroits dans des directions opposées. L'effet de scintillement est créé parce qu'ils tournent (principe de la balise). A ce moment, le faisceau touche la Terre puis tourne à nouveau. Pourquoi cela arrive-t-il? Le fait est que le faisceau lumineux d’un pulsar n’est généralement pas aligné avec son axe de rotation.
Si le clignotement est généré par rotation, alors la vitesse des impulsions reflète la vitesse à laquelle le pulsar tourne. Au total, 2 000 pulsars ont été découverts, dont la plupart tournent une fois par seconde. Mais il existe environ 200 objets qui parviennent à faire une centaine de tours en même temps. Les plus rapides sont appelés millisecondes, car leur nombre de tours par seconde est égal à 700.
Les pulsars ne peuvent pas être considérés comme des étoiles, du moins « vivantes ». Il s’agit plutôt d’étoiles à neutrons, formées après qu’une étoile massive soit à court de carburant et s’effondre. En conséquence, une forte explosion est créée - une supernova, et le matériau dense restant se transforme en étoile à neutrons.
Le diamètre des pulsars dans l'Univers atteint 20 à 24 km et leur masse est le double de celle du Soleil. Pour vous donner une idée, un morceau d’un tel objet de la taille d’un morceau de sucre pèsera 1 milliard de tonnes. Autrement dit, quelque chose d'aussi lourd que l'Everest tient dans votre main ! Certes, il existe un objet encore plus dense : un trou noir. Le plus massif atteint 2,04 masses solaires.
Les pulsars ont un champ magnétique puissant, 100 millions à 1 quadrillion de fois plus puissant que celui de la Terre. Pour qu’une étoile à neutrons commence à émettre de la lumière comme un pulsar, elle doit avoir le bon rapport entre l’intensité du champ magnétique et la vitesse de rotation. Il arrive qu'un faisceau d'ondes radio ne traverse pas le champ de vision d'un télescope au sol et reste invisible.
Pulsars radio
L'astrophysicien Anton Biryukov sur la physique des étoiles à neutrons, le ralentissement de la rotation et la découverte des ondes gravitationnelles :
Pourquoi les pulsars tournent-ils ?
La lenteur d'un pulsar est d'une rotation par seconde. Les plus rapides accélèrent jusqu'à des centaines de tours par seconde et sont appelés millisecondes. Le processus de rotation se produit parce que les étoiles à partir desquelles elles ont été formées ont également tourné. Mais pour atteindre cette vitesse, il faut une source supplémentaire.
Les chercheurs pensent que les pulsars millisecondes ont été formés en volant de l'énergie à un voisin. Vous remarquerez peut-être la présence d’une substance étrangère qui augmente la vitesse de rotation. Et ce n’est pas une bonne chose pour le compagnon blessé, qui pourrait un jour être entièrement consumé par le pulsar. De tels systèmes sont appelés veuves noires (du nom d’un type dangereux d’araignée).
Les pulsars sont capables d'émettre de la lumière dans plusieurs longueurs d'onde (de la radio aux rayons gamma). Mais comment font-ils ? Les scientifiques ne parviennent pas encore à trouver de réponse exacte. On pense qu’un mécanisme distinct est responsable de chaque longueur d’onde. Les faisceaux semblables à des balises sont constitués d’ondes radio. Ils sont brillants et étroits et ressemblent à une lumière cohérente, où les particules forment un faisceau focalisé.
Plus la rotation est rapide, plus le champ magnétique est faible. Mais la vitesse de rotation est suffisante pour qu’ils émettent des rayons aussi brillants que les lents.
Lors de la rotation, le champ magnétique crée un champ électrique qui peut amener les particules chargées dans un état mobile (courant électrique). La zone au-dessus de la surface où domine le champ magnétique s’appelle la magnétosphère. Ici, les particules chargées sont accélérées à des vitesses incroyablement élevées en raison d’un champ électrique puissant. Chaque fois qu’ils accélèrent, ils émettent de la lumière. Il est affiché dans les plages optiques et radiologiques.
Et les rayons gamma ? Les recherches suggèrent que leur source devrait être recherchée ailleurs, à proximité du pulsar. Et ils ressembleront à un éventail.
Recherche de pulsars
Les radiotélescopes restent la principale méthode de recherche de pulsars dans l'espace. Ils sont petits et faibles par rapport aux autres objets, vous devez donc scanner tout le ciel et progressivement ces objets pénètrent dans l'objectif. La plupart ont été découverts à l'observatoire Parkes en Australie. De nombreuses nouvelles données seront disponibles à partir de l'antenne réseau kilométrique carrée (SKA) à partir de 2018.
En 2008, le télescope GLAST a été lancé, qui a trouvé 2050 pulsars émetteurs de rayons gamma, dont 93 millisecondes. Ce télescope est incroyablement utile car il balaye tout le ciel, tandis que d’autres ne mettent en évidence que de petites zones le long de l’avion.
Trouver différentes longueurs d'onde peut être difficile. Le fait est que les ondes radio sont incroyablement puissantes, mais elles peuvent tout simplement ne pas pénétrer dans la lentille du télescope. Mais le rayonnement gamma se propage sur la majeure partie du ciel, mais sa luminosité est inférieure.
Les scientifiques connaissent désormais l'existence de 2 300 pulsars, découverts grâce aux ondes radio et 160 grâce aux rayons gamma. Il existe également des pulsars de 240 millisecondes, dont 60 produisent des rayons gamma.
Utiliser des pulsars
Les pulsars ne sont pas seulement des objets spatiaux étonnants, mais aussi des outils utiles. La lumière émise peut en dire beaucoup sur les processus internes. Autrement dit, les chercheurs sont capables de comprendre la physique des étoiles à neutrons. Ces objets ont une pression si élevée que le comportement de la matière diffère de l'habituel. Le contenu étrange des étoiles à neutrons est appelé « pâte nucléaire ».
Les pulsars apportent de nombreux avantages grâce à la précision de leurs impulsions. Les scientifiques connaissent des objets spécifiques et les perçoivent comme des horloges cosmiques. C’est ainsi que des spéculations sur la présence d’autres planètes ont commencé à apparaître. En fait, la première exoplanète trouvée tournait autour d’un pulsar.
N’oubliez pas que les pulsars continuent de se déplacer pendant qu’ils « clignent des yeux », ce qui signifie qu’ils peuvent être utilisés pour mesurer les distances cosmiques. Ils ont également participé à tester la théorie de la relativité d'Einstein, comme les moments avec la gravité. Mais la régularité de la pulsation peut être perturbée par les ondes gravitationnelles. Cela a été remarqué en février 2016.
Cimetières Pulsar
Petit à petit, tous les pulsars ralentissent. Le rayonnement est alimenté par le champ magnétique créé par la rotation. En conséquence, il perd également sa puissance et cesse d’envoyer des faisceaux. Les scientifiques ont tracé une ligne spéciale où les rayons gamma peuvent encore être détectés devant les ondes radio. Dès que le pulsar tombe en dessous, il est radié dans le cimetière des pulsars.
Si le pulsar a été formé à partir des restes d'une supernova, il dispose alors d'une énorme réserve d'énergie et d'une vitesse de rotation rapide. Les exemples incluent le jeune objet PSR B0531+21. Il peut rester dans cette phase pendant plusieurs centaines de milliers d’années, après quoi il commencera à perdre de sa vitesse. Les pulsars d'âge moyen constituent la majorité de la population et ne produisent que des ondes radio.
Cependant, un pulsar peut prolonger sa durée de vie s'il y a un satellite à proximité. Ensuite il va retirer sa matière et augmenter la vitesse de rotation. De tels changements peuvent survenir à tout moment, c'est pourquoi le pulsar est capable de renaître. Un tel contact est appelé système binaire à rayons X de faible masse. Les pulsars les plus anciens sont ceux de la milliseconde. Certains atteignent des milliards d’années.
Étoiles à neutrons
Étoiles à neutrons- des objets plutôt mystérieux, dépassant la masse solaire de 1,4 fois. Ils naissent après l’explosion d’étoiles plus grosses. Apprenons à mieux connaître ces formations.
Lorsqu’une étoile 4 à 8 fois plus massive que le Soleil explose, un noyau de haute densité subsiste et continue de s’effondrer. La gravité exerce une pression si forte sur un matériau qu’elle provoque la fusion des protons et des électrons pour devenir des neutrons. C’est ainsi qu’est née une étoile à neutrons à haute densité.
Ces objets massifs peuvent atteindre un diamètre de seulement 20 km. Pour vous donner une idée de la densité, une seule boule de matière d’étoile à neutrons pèserait un milliard de tonnes. La gravité sur un tel objet est 2 milliards de fois plus forte que celle de la Terre, et la puissance est suffisante pour la lentille gravitationnelle, permettant aux scientifiques de voir l'arrière de l'étoile.
Le choc de l’explosion laisse une impulsion qui fait tourner l’étoile à neutrons, atteignant plusieurs tours par seconde. Bien qu'ils puissent accélérer jusqu'à 43 000 fois par minute.
Couches limites à proximité d'objets compacts
L'astrophysicien Valery Suleymanov sur l'émergence des disques d'accrétion, du vent stellaire et de la matière autour des étoiles à neutrons :
L'intérieur des étoiles à neutrons
L'astrophysicien Sergueï Popov parle des états extrêmes de la matière, de la composition des étoiles à neutrons et des méthodes d'étude de l'intérieur :
Lorsqu’une étoile à neutrons fait partie d’un système binaire dans lequel une supernova a explosé, le tableau est encore plus impressionnant. Si la deuxième étoile a une masse inférieure à celle du Soleil, alors elle entraîne la masse de son compagnon dans le « lobe de Roche ». Il s’agit d’un nuage sphérique de matière en orbite autour d’une étoile à neutrons. Si le satellite était 10 fois plus gros que la masse solaire, alors le transfert de masse est également ajusté, mais pas aussi stable. Le matériau circule le long des pôles magnétiques, s'échauffe et crée des pulsations de rayons X.
En 2010, 1 800 pulsars avaient été découverts grâce à la détection radio et 70 grâce aux rayons gamma. Certains spécimens possédaient même des planètes.
Types d'étoiles à neutrons
Certains représentants des étoiles à neutrons ont des jets de matière circulant presque à la vitesse de la lumière. Lorsqu’ils nous dépassent, ils clignotent comme la lumière d’un phare. Pour cette raison, ils sont appelés pulsars.
