L’étoile à neutrons « Black Widow » a dévoré son compagnon, devenant la chose la plus lourde trouvée à ce jour

Zoom / Une étoile à neutrons en rotation oscille périodiquement dans le rayonnement radio (vert) et gamma (violet) après ERT. Le pulsar Black Widow chauffe le côté faisant face au partenaire stellaire de son partenaire à des températures deux fois supérieures à la température de surface du Soleil et s’évapore lentement.

Centre de vol spatial Goddard de la NASA

Les astronomes ont identifié l’étoile à neutrons la plus lourde connue à ce jour, pesant 2,35 masses solaires, selon dernier papier Publié dans Astrophysical Journal Letters. Comment es-tu devenu si gros ? Très probablement en dévorant une étoile compagne – l’équivalent céleste d’une araignée veuve noire dévorant sa compagne. Le travail aide à fixer une limite supérieure à la masse des étoiles à neutrons, avec des implications pour notre compréhension de l’état quantique de la matière dans leurs noyaux.

Les étoiles à neutrons sont les restes des supernovae. En tant que rédacteur scientifique Ars John Timmer écrit le mois dernier:

La matière qui compose les étoiles à neutrons commence sous forme d’atomes ionisés près du cœur d’une étoile massive. Une fois que les réactions de fusion d’une étoile cessent de produire suffisamment d’énergie pour contrecarrer l’attraction gravitationnelle, ce matériau se contracte et subit des pressions croissantes. La force d’écrasement est suffisante pour éliminer les frontières entre les noyaux atomiques, créant une soupe géante de protons et de neutrons. En fin de compte, même les électrons de la région sont obligés de former de nombreux protons, les convertissant en neutrons.

Cela fournit enfin une force pour comprimer la force d’écrasement de la gravité. La mécanique quantique empêche les neutrons d’occuper le même état d’énergie à proximité, ce qui empêche les neutrons de s’approcher trop près et empêche ainsi l’effondrement dans un trou noir. Mais il est possible qu’il existe un état intermédiaire entre une bulle de neutrons et un trou noir, où les frontières entre les neutrons commencent à s’effondrer, entraînant d’étranges amas de leurs quarks constitutifs.

Parce qu’il n’y a pas de trous noirs, les noyaux des étoiles à neutrons sont les objets connus les plus denses de l’univers, et parce qu’ils sont cachés derrière l’horizon des événements, ils sont difficiles à étudier. « Nous savons à peu près comment la matière se comporte aux densités nucléaires, comme elle le fait dans le noyau d’un atome d’uranium », Alex Filippenko a dit, astronome à l’Université de Californie à Berkeley et co-auteur de la nouvelle recherche. « Une étoile à neutrons est comme un seul noyau géant, mais lorsque vous avez 1,5 masse solaire de cette matière, environ 500 000 masses terrestres de noyaux s’accrochant les unes aux autres, on ne sait pas du tout comment elle va se comporter. »

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Cette animation montre le pulsar d’une veuve noire avec son jeune compagnon stellaire. Le fort rayonnement et le « vent » du pulsar – un flux de particules à haute énergie – chauffent fortement le côté faisant face au compagnon, l’évaporant avec le temps.

L’étoile à neutrons présentée dans cette dernière recherche est un pulsar, PSR J0952-0607 – ou J0952 en abrégé – situé dans la constellation Sextans entre 3 200 et 5 700 années-lumière de la Terre. Les étoiles à neutrons naissent en tournant et le champ magnétique rotatif émet des faisceaux de lumière sous forme d’ondes radio, de rayons X ou de rayons gamma. Les astronomes peuvent détecter les pulsars lorsque leurs faisceaux balayent la Terre. J0952 était Découvert en 2017 Grâce au radiotélescope à basse fréquence (LOFAR), des données de suivi sur de mystérieuses sources de rayons gamma recueillies par le télescope spatial Fermi Gamma-Ray de la NASA.

Le pulsar tourne à une vitesse d’environ un tour par seconde, soit 60 par minute. Mais J0952 tourne à 42 000 tours par minute, ce qui en fait le deuxième pulsar le plus rapide connu à ce jour. L’hypothèse actuellement privilégiée est que ces types de pulsars faisaient autrefois partie de systèmes binaires, dépouillant progressivement leurs étoiles compagnes jusqu’à ce que ces dernières s’évaporent. C’est pourquoi ces étoiles sont connues sous le nom de pulsars Black Widow – ce qui Appelle Filippenko L’état d’ingratitude cosmique :

Le parcours évolutif est tout à fait remarquable. Double point d’exclamation. Au fur et à mesure que l’étoile compagnon évolue et commence à se transformer en une géante rouge, la matière s’infiltre dans l’étoile à neutrons, et celle-ci orbite autour de l’étoile à neutrons. En tournant, il est maintenant incroyablement énergique et un vent de particules commence à souffler de l’étoile à neutrons. Ensuite, ce vent frappe l’étoile donneuse et commence à décaper la matière, et avec le temps, la masse de l’étoile donneuse se réduit à la masse d’une planète, et si plus de temps passe, elle disparaît complètement. C’est ainsi que des pulsars millisecondes peuvent se former. Ils n’étaient pas seuls au début – ils devaient être en couple – mais ils se sont peu à peu évaporés loin de leurs camarades, et sont maintenant à l’écart.

Ce processus explique comment J0952 est devenu si lourd. De tels systèmes sont une aubaine pour des scientifiques comme Filippenko et ses collègues qui souhaitent peser avec précision les étoiles à neutrons. L’astuce consiste à trouver des systèmes binaires d’étoiles à neutrons dans lesquels l’étoile compagne est petite mais pas trop petite pour être détectée. Sur les dizaines de pulsars Black Widow que l’équipe a étudiés au fil des ans, seuls six répondaient à ces critères.

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Les astronomes ont mesuré la vitesse d'une étoile faible (un cercle vert) qui a été dépouillée de presque toute sa masse par un compagnon invisible, une étoile à neutrons et un pulsar milliseconde, qu'ils déterminent comme étant la plus massive à ce jour et peut-être la limite supérieure d'étoiles à neutrons.
Zoom / Les astronomes ont mesuré la vitesse d’une étoile faible (un cercle vert) qui a été dépouillée de presque toute sa masse par un compagnon invisible, une étoile à neutrons et un pulsar milliseconde, qu’ils déterminent comme étant la plus massive à ce jour et peut-être la limite supérieure d’étoiles à neutrons.

Observatoire WM Keck, Roger W. Romani, Alex Filippenko

L’étoile compagne de J0952 a 20 fois la masse de Jupiter et est bloquée en orbite avec le pulsar. Le côté faisant face à J0952 est donc très chaud, avec des températures atteignant 6 200 K (10 700 degrés Fahrenheit), ce qui le rend suffisamment brillant pour être observé avec un grand télescope.

Filpenko et coll. Il a passé les quatre dernières années à faire six observations de J0952 à l’aide du télescope Keck de 10 mètres à Hawaï pour capturer l’étoile compagnon à des points spécifiques de son orbite de 6,4 heures autour du pulsar. Ils ont ensuite comparé les spectres résultants aux spectres d’étoiles semblables au Soleil pour déterminer la vitesse orbitale. Ceci, à son tour, leur a permis de calculer la masse du pulsar.

Trouver plus de ces systèmes aidera à mettre plus de contraintes sur la limite supérieure de la taille des étoiles à neutrons avant de s’effondrer en trous noirs, ainsi qu’à diffuser des théories concurrentes sur la nature de la soupe de quarks dans leurs noyaux. « Nous pouvons continuer à rechercher des veuves noires et des étoiles à neutrons similaires patinant près du bord du trou noir », Filipenko a dit. « Mais si nous n’en trouvons pas, cela ajoute à l’argument selon lequel 2,3 masses solaires sont la véritable limite, après quoi ils deviennent des trous noirs. »

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DOI : Les lettres du journal astrophysique, 2022. 10.3847 / 2041-8213 / ac8007 (À propos des DOI).

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