“Black widow” neutron star devoured its mate to become heaviest found yet

“Black widow” neutron star devoured its mate to become heaviest found yet

Agrandir / Une étoile à neutrons en rotation balance périodiquement ses faisceaux radio (vert) et gamma (magenta) devant la Terre. Un pulsar de veuve noire chauffe la face avant de son compagnon stellaire à des températures deux fois plus chaudes que la surface du Soleil et l’évapore lentement.

Centre de vol spatial Goddard de la NASA

Les astronomes ont déterminé l’étoile à neutrons la plus lourde connue à ce jour, pesant 2,35 masses solaires, selon un article récent publié dans Astrophysical Journal Letters. Comment est-il devenu si grand ? Dévorant très probablement une étoile compagne, l’équivalent céleste d’une araignée veuve noire dévorant sa compagne. Le travail aide à fixer une limite supérieure à la taille 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. Comme l’a écrit le mois dernier John Timmer, rédacteur en chef d’Ars Science :

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 de l’étoile cessent de produire suffisamment d’énergie pour contrecarrer l’attraction de la gravité, cette matière se contracte et subit des pressions toujours croissantes. La force d’écrasement est suffisante pour supprimer les frontières entre les noyaux atomiques, créant une soupe géante de protons et de neutrons. Finalement, même les électrons de la région sont forcés dans de nombreux protons, les transformant en neutrons.

Cela fournit finalement une force pour pousser contre le pouvoir écrasant de la gravité. La mécanique quantique empêche les neutrons d’occuper le même état d’énergie à proximité, ce qui empêche les neutrons de se rapprocher et de bloquer l’effondrement dans un trou noir. Mais il est possible qu’il existe un état intermédiaire entre une gouttelette de neutrons et un trou noir, un état dans lequel les frontières entre les neutrons commencent à se rompre, entraînant d’étranges combinaisons de leurs quarks constitutifs.

Hormis les trous noirs, les noyaux des étoiles à neutrons sont les objets connus les plus denses de l’Univers et, comme ils sont cachés derrière un horizon d’événements, ils sont difficiles à étudier. “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, astronome à l’Université de Californie à Berkeley et co-auteur du nouvel article. “Une étoile à neutrons est comme un noyau géant, mais lorsque vous avez 1,5 masse solaire de ce matériau, soit environ 500 000 masses terrestres de noyaux liés ensemble, on ne sait pas exactement comment ils se comporteront.”

Cette animation montre un pulsar veuve noire avec son petit compagnon stellaire. Le puissant rayonnement et le “vent” du pulsar – un flux de particules à haute énergie – chauffent fortement la face avant du compagnon, l’évaporant au fil du temps.

L’étoile à neutrons présentée dans ce dernier article est un pulsar, PSR J0952-0607, ou J0952 en abrégé, situé dans la constellation des Sextans entre 3 200 et 5 700 années-lumière de la Terre. Les étoiles à neutrons naissent par rotation 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 a été découvert en 2017 grâce au radiotélescope Low-Frequency Array (LOFAR), à la suite de données sur de mystérieuses sources de rayons gamma recueillies par le télescope spatial Fermi Gamma-ray de la NASA.

Votre pulsar moyen tourne à environ une rotation par seconde, soit 60 par minute. Mais J0952 tourne à 42 000 tours par minute, ce qui en fait le deuxième pulsar connu le plus rapide à ce jour. L’hypothèse favorite actuelle est que ces types de pulsars faisaient autrefois partie de systèmes binaires, éliminant progressivement leurs étoiles compagnes jusqu’à ce que ces dernières s’évaporent. C’est pourquoi ces étoiles sont connues sous le nom de pulsars de veuves noires, ce que Filippenko appelle un “cas d’ingratitude cosmique”:

Le chemin évolutif est absolument fascinant. Double point d’exclamation. Au fur et à mesure que l’étoile compagnon évolue et commence à devenir une géante rouge, de la matière se déverse dans l’étoile à neutrons, la faisant tourner. Au fur et à mesure qu’il tourne, il devient maintenant incroyablement énergisé et un vent de particules commence à se déverser de l’étoile à neutrons. Ensuite, ce vent frappe l’étoile donneuse et commence à perdre de la matière, et avec le temps, la masse de l’étoile donneuse diminue jusqu’à celle d’une planète, et si plus de temps passe, elle disparaît complètement. C’est ainsi que des pulsars isolés de la milliseconde pourraient se former. Au début, ils n’étaient pas seuls, ils devaient être dans une paire binaire, mais peu à peu ils ont évaporé leurs partenaires, et maintenant ils sont seuls.

Ce processus expliquerait comment J0952 est devenu si lourd. Et de tels systèmes sont une aubaine pour des scientifiques comme Filippenko et ses collègues intéressés par la pesée précise des étoiles à neutrons. L’astuce consiste à trouver des systèmes d’étoiles à neutrons binaires dans lesquels l’étoile compagne est petite mais pas trop petite pour être détectée. Sur la douzaine de pulsars de veuves noires que l’équipe a étudiés au fil des ans, seuls six répondaient à ces critères.

Les astronomes ont mesuré la vitesse d'une étoile sombre (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 ont déterminé comme étant le plus massif trouvé à ce jour et peut-être la limite. plus élevé pour les étoiles à neutrons.  .
Agrandir / Les astronomes ont mesuré la vitesse d’une étoile sombre (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 ont déterminé comme étant le plus massif trouvé à ce jour et peut-être la limite. plus élevé pour les 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 verrouillée en orbite avec le pulsar. Le côté faisant face à J0952 est donc assez chaud, atteignant des températures de 6 200 Kelvin (10 700 ° F), ce qui le rend suffisamment brillant pour être vu avec un grand télescope.

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

Trouver encore plus de systèmes de ce type aiderait à imposer des contraintes supplémentaires sur la limite supérieure de la taille des étoiles à neutrons avant de s’effondrer dans les trous noirs, ainsi qu’à filtrer les 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 qui se rapprochent encore plus du bord du trou noir”, a déclaré Filippenko. “Mais si nous n’en trouvons pas, cela renforce l’argument selon lequel 2,3 masses solaires sont la véritable limite, au-delà de laquelle ils deviennent des trous noirs.”

DOI : Astrophysical Journal Letters, 2022. 10.3847/2041-8213/ac8007 (À propos des DOI).

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