L’étoile à neutrons la plus lourde à ce jour est une “veuve noire” qui mange sa compagne

Une étoile à neutrons en rotation balance périodiquement ses rayons radio (vert) et gamma (magenta) devant la Terre dans le concept de cet artiste d’un pulsar de veuve noire. L’étoile à neutrons/pulsar chauffe le côté opposé de son partenaire stellaire (à droite) à des températures deux fois supérieures à la surface du soleil et le vaporise lentement. Crédit : Centre de vol spatial Goddard de la NASA

Une étoile dense et effondrée tournant 707 fois par seconde – ce qui en fait l’une des étoiles à neutrons à rotation la plus rapide de la Voie lactée – a déchiqueté et consommé presque toute la masse de son compagnon stellaire, devenant l’étoile à neutrons la plus massive à ce jour perçue.

Peser cette étoile à neutrons record, qui est en tête des cartes avec 2,35 fois la masse du Soleil, aide les astronomes à comprendre l’étrange état quantique de la matière dans ces objets denses, qui – s’ils deviennent beaucoup plus massifs que cela – s’effondrent complètement et disparaître comme un trou noir.

“Nous savons à peu près comment la matière se comporte aux densités nucléaires, comme dans le noyau d’un atome d’uranium”, a déclaré Alex Filippenko, professeur émérite d’astronomie à l’Université de Californie à Berkeley. “Une étoile à neutrons est comme un noyau géant, mais si vous avez une masse solaire et demie de ce truc, ce qui équivaut à environ 500 000 masses terrestres de noyaux tous collés ensemble, on ne sait pas du tout comment ils vont se comporter. “






Cette vidéo de la NASA de 2014 explique les pulsars de la veuve noire et comment les astronomes en ont découvert un appelé PSR J1311−3430, le premier du genre découvert uniquement grâce à des observations de rayons gamma. Crédit : Centre de vol spatial Goddard de la NASA

Roger W. Romani, professeur d’astrophysique à l’Université de Stanford, a noté que les étoiles à neutrons sont si denses – 1 pouce cube pèse plus de 10 milliards de tonnes – que leurs noyaux sont la matière la plus dense de l’univers, à part les trous noirs, qui parce qu’ils cacher sont derrière leur horizon des événements est impossible à étudier. Ainsi, l’étoile à neutrons, un pulsar appelé PSR J0952-0607, est l’objet le plus proche en vue de la Terre.

La mesure de la masse de l’étoile à neutrons a été rendue possible grâce à l’extrême sensibilité du télescope Keck I de 10 mètres à Maunakea à Hawaï, qui était tout juste capable de capter un spectre de lumière visible de l’étoile compagne brûlante, maintenant réduite à la taille d’une grosse planète gazeuse. Les étoiles sont situées à environ 3 000 années-lumière de la Terre vers la constellation des Sextans.

Le PSR J0952-0607, découvert en 2017, a été appelé pulsar “veuve noire” – une analogie avec la tendance des araignées veuves noires femelles à consommer le mâle beaucoup plus petit après l’accouplement. Filippenko et Romani étudient les systèmes de veuves noires depuis plus d’une décennie, dans l’espoir d’établir la limite supérieure de la croissance des grandes étoiles à neutrons/pulsars.

“En combinant cette mesure avec celle de plusieurs autres veuves noires, nous montrons que les étoiles à neutrons doivent atteindre au moins cette masse, 2,35 plus ou moins 0,17 masse solaire”, a déclaré Romani, professeur de physique à la Stanford School of Humanities and Sciences. . et membre de l’Institut Kavli d’astrophysique des particules et de cosmologie. “En retour, cela impose certaines des contraintes les plus fortes sur la propriété de la matière, plusieurs fois la densité observée dans les noyaux atomiques. En effet, de nombreux modèles autrement populaires de physique de la matière dense sont exclus par ce résultat.”

Si 2,35 masses solaires sont proches de la limite supérieure des étoiles à neutrons, disent les chercheurs, l’intérieur est probablement une soupe de neutrons et de quarks haut et bas – les constituants des protons et des neutrons normaux – mais pas de matière exotique, telle que ” quarks “étranges”. ou kaons, qui sont des particules contenant un quark étrange.

PSR J0952-0607 : L'étoile à neutrons galactique la plus rapide et la plus lourde connue

Les astronomes ont mesuré la vitesse d’une étoile faible (cercle vert) dépouillée de presque toute sa masse par un compagnon invisible, une étoile à neutrons et un pulsar milliseconde qu’ils ont déterminé comme étant le plus massif jamais trouvé et sans doute la limite supérieure pour les étoiles à neutrons. Crédit : Observatoire WM Keck, Roger W. Romani, Alex Filippenko

“Une masse maximale élevée pour les étoiles à neutrons suggère qu’il s’agit d’un mélange de noyaux et de leurs quarks dissous de haut en bas jusqu’au noyau”, a déclaré Romani. “Cela exclut de nombreux états proposés de la matière, en particulier ceux avec une composition intérieure exotique.”

Romani, Filippenko et l’étudiant de Stanford Dinesh Kandel sont co-auteurs d’un article décrivant les résultats de l’équipe qui a été accepté pour publication par Les lettres du journal astrophysique.

Quelle taille peuvent-ils atteindre ?

Les astronomes conviennent généralement que lorsqu’une étoile avec un noyau supérieur à environ 1,4 masse solaire s’effondre à la fin de sa vie, elle forme un objet dense et compact avec un intérieur sous une pression si élevée que tous les atomes sont écrasés pour former une mer de les neutrons et leurs constituants subnucléaires, les quarks. Ces étoiles à neutrons naissent en tournant, et bien qu’elles soient trop faibles pour être vues à la lumière visible, elles se révèlent comme des pulsars, émettant des rayons de lumière – ondes radio, rayons X ou même rayons gamma – qui font clignoter la Terre comme ils tournent, un peu comme le faisceau rotatif d’un phare.

Les pulsars “ordinaires” tournent et clignotent environ une fois par seconde en moyenne, une vitesse facilement explicable compte tenu de la rotation normale d’une étoile avant de s’effondrer. Mais certains pulsars se répètent des centaines voire 1000 fois par seconde, ce qui est difficile à expliquer à moins que de la matière soit tombée sur l’étoile à neutrons et l’ait fait tourner. Mais pendant quelques millisecondes de pulsars, aucun compagnon n’est visible.

Une explication possible des pulsars millisecondes isolés est qu’ils avaient autrefois un compagnon mais qu’ils l’ont réduit à néant.

“Le chemin évolutif est absolument fascinant. Double point d’exclamation”, a déclaré Filippenko. “Alors que l’étoile compagne évolue et commence à devenir une géante rouge, la matière déborde dans l’étoile à neutrons, ce qui fait tourner l’étoile à neutrons vers le haut. En tournant vers le haut, elle gagne maintenant une quantité incroyable d’énergie et commence un vent de particules du neutron Ce vent frappe alors l’étoile donneuse et commence à enlever de la matière, et avec le temps, la masse de l’étoile donneuse diminue jusqu’à celle d’une planète, et à mesure que le temps passe, elle disparaît complètement. pulsars millisecondes. Ils n’étaient pas tout seuls pour commencer – ils devaient être dans une paire binaire – mais ils ont progressivement évaporé leurs compagnons, et maintenant ils sont seuls.”

Le pulsar PSR J0952-0607 et son étoile compagnon faible soutiennent cette histoire d’origine pour les pulsars millisecondes.

“Ces objets ressemblant à des planètes sont les sédiments d’étoiles normales qui ont contribué à la masse et au moment cinétique, faisant tourner leurs partenaires pulsars jusqu’à des périodes de millisecondes et augmentant leur masse dans le processus”, a déclaré Romani.

“Dans un cas d’ingratitude cosmique, le pulsar de la veuve noire, qui a dévoré une grande partie de son compagnon, chauffe et vaporise maintenant le compagnon en masses planétaires et peut-être en destruction complète”, a déclaré Filippenko.

Les pulsars d’araignées comprennent les dos rouges et les tidarrens

Trouver des pulsars de veuve noire dans lesquels le compagnon est petit, mais pas trop petit pour être détecté, est l’un des rares moyens de peser les étoiles à neutrons. Dans le cas de ce système stellaire binaire, l’étoile compagne – maintenant juste 20 fois la masse de Jupiter – est déformée par la masse de l’étoile à neutrons et verrouillée par la marée, de la même manière que notre lune est verrouillée en orbite, donc nous n’en voyons qu’une. . côté. Le côté faisant face à l’étoile à neutrons est chauffé à des températures d’environ 6 200 Kelvin, ou 10 700 degrés Fahrenheit, un peu plus chaud que notre soleil et juste assez lumineux pour être vu avec un grand télescope.

Filippenko et Romani ont utilisé le télescope Keck I sur le PSR J0952-0607 six fois au cours des quatre dernières années, à chaque fois en utilisant le spectromètre d’imagerie à basse résolution par tranches de 15 minutes pour capturer le faible compagnon à des points spécifiques de son orbite de 6,4 heures. du pulsar. En comparant les spectres avec ceux d’étoiles semblables au Soleil, ils ont pu mesurer la vitesse orbitale de l’étoile compagne et calculer la masse de l’étoile à neutrons.

Filippenko et Romani ont exploré une douzaine de systèmes de veuves noires jusqu’à présent, bien que seules six étoiles compagnes soient suffisamment brillantes pour calculer la masse. Toutes impliquaient des étoiles à neutrons moins massives que le pulsar PSR J0952-060. Ils espèrent étudier davantage de pulsars de veuve noire, ainsi que leurs cousins ​​: les dos rouges, du nom de l’équivalent australien des pulsars de veuve noire, qui ont des compagnons plus proches d’un dixième de la masse du soleil ; et ce que Romani appelait tidarrens – où le compagnon est d’environ un centième de masse solaire – d’après un parent de l’araignée veuve noire. Le mâle de cette espèce, Tidarren sisyphoides, mesure environ 1 % de la taille de la femelle.

“Nous pouvons continuer à chercher des veuves noires et des étoiles à neutrons similaires qui patinent encore plus près du bord du trou noir. Mais si nous n’en trouvons pas, cela renforce l’argument selon lequel 2,3 masses solaires est la véritable limite, au-dessus de laquelle elles deviennent trous noirs.” , a déclaré Filippenko.

“C’est juste à la limite de ce que le télescope Keck peut faire, donc à part des conditions d’observation fantastiques, le resserrement de la mesure du PSR J0952-0607 attendra probablement l’ère du télescope de 30 mètres”, a ajouté Romani.

Les autres co-auteurs de l’article ApJ Letters sont les chercheurs de l’UC Berkeley, Thomas Brink et WeiKang Zheng.


Deux pulsars millisecondes détectés dans l’amas globulaire NGC 6440


Plus d’information:
PSR J0952-0607 : L’étoile à neutrons galactique la plus rapide et la plus lourde connue, à apparaître dans Lettres ApJarXiv:227.05124 [astro-ph.HE] arxiv.org/abs/2207.05124

Fourni par Université de Californie – Berkeley

Devis: L’étoile à neutrons la plus lourde à ce jour est une “veuve noire” mangeant son compagnon (2022, 26 juillet) récupéré le 26 juillet 2022 sur https://phys.org/news/2022-07-heaviest-neutron-star-date- le noir. html

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