Les observations d’une étoile faible de la taille d’une planète aident à peser son compagnon pulsar milliseconde


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  • Les pulsars millisecondes tournent beaucoup plus rapidement que prévu pour une étoile effondrée. La meilleure chance d’étudier ces étoiles à neutrons est de trouver un système de veuve noire où le pulsar s’est évaporé et a mangé une grande partie de son étoile compagne. Le télescope Keck I a tout juste pu capturer les spectres d’un de ces compagnons, permettant aux astronomes de peser son pulsar. C’est la plus lourde trouvée à ce jour, et peut-être proche de la limite supérieure pour une étoile à neutrons.

    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 galaxie de la Voie lactée – a déchiqueté et consommé presque toute la masse de son compagnon stellaire et, ce faisant, est devenue la plus lourde étoile à neutrons observée à ce jour.

    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 à l’intérieur de ces objets denses, qui – s’ils deviennent beaucoup plus lourds que cela – s’effondrent entièrement 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 lorsque vous avez une masse solaire et demie de ce genre de choses, soit environ 500 000 masses terrestres de noyaux tous accrochés ensemble, on ne sait pas du tout comment ils se comporteront. »

    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 l’exception des trous noirs, qui parce qu’ils sont cachées derrière leur horizon des événements sont impossibles à étudier. L’étoile à neutrons, un pulsar désigné PSR J0952-0607, est donc l’objet le plus dense en vue de la Terre.

    La mesure de la masse de l’étoile à neutrons a été possible grâce à l’extrême sensibilité du télescope Keck I de 10 mètres sur Maunakea à Hawai’i, qui a tout juste pu enregistrer un spectre de lumière visible de l’étoile compagne brûlante, maintenant réduite à la taille d’une grande planète gazeuse. Les étoiles sont à environ 3 000 années-lumière de la Terre en direction de la constellation des Sextans.

    Découvert en 2017, le PSR J0952-0607 est 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 celles 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’s School of Humanities and Sciences. et membre de l’Institut Kavli d’astrophysique des particules et de cosmologie. « En retour, cela fournit certaines des contraintes les plus fortes sur la propriété de la matière à 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, alors l’intérieur est susceptible d’être une soupe de neutrons ainsi que de quarks haut et bas – les constituants des protons et des neutrons normaux – mais pas exotiques matière, comme les quarks « étranges » ou les kaons, qui sont des particules qui contiennent un quark étrange.

    « 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 diplômé 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.

    Jusqu’où peuvent-ils grandir ?

    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 neutrons. et leurs constituants subnucléaires, les quarks. Ces étoiles à neutrons naissent en tournant, et bien que trop faibles pour être vues dans la lumière visible, elles se révèlent comme des pulsars, émettant des faisceaux de lumière — des ondes radio, des rayons X ou même des rayons gamma — qui font clignoter la Terre pendant qu’elles tournent, un peu comme le faisceau tournant d’un phare.

    Les pulsars « ordinaires » tournent et clignotent environ une fois par seconde, en moyenne, une vitesse qui s’explique facilement compte tenu de la rotation normale d’une étoile avant qu’elle ne s’effondre. Mais certains pulsars se répètent des centaines ou jusqu’à 1 000 fois par seconde, ce qui est difficile à expliquer à moins que de la matière ne soit tombée sur l’étoile à neutrons et ne l’ait fait tourner. Mais pour certains pulsars millisecondes, aucun compagnon n’est visible.

    Une explication possible des pulsars millisecondes isolés est que chacun avait autrefois un compagnon, mais cela l’a réduit à néant.

    « La voie évolutive est absolument fascinante. Double point d’exclamation », a déclaré Filippenko. « Alors que l’étoile compagnon évolue et commence à devenir une géante rouge, la matière se répand sur l’étoile à neutrons, et cela fait tourner l’étoile à neutrons. En tournant, elle devient maintenant incroyablement énergisée, et un vent de particules commence à sortir 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 si encore plus de temps passe, elle disparaît complètement. Ils n’étaient pas tous seuls au départ – ils devaient être dans une paire binaire – mais ils ont progressivement fait disparaître leurs compagnons, et maintenant ils sont solitaires. »

    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 la lie d’étoiles normales qui ont contribué à la masse et au moment cinétique, faisant tourner leurs compagnons de pulsar à des périodes de millisecondes et augmentant leur masse dans le processus », a déclaré Romani.

    « Dans un cas d’ingratitude cosmique, le pulsar veuve noire, qui a dévoré une grande partie de son compagnon, chauffe et évapore maintenant le compagnon jusqu’à des masses planétaires et peut-être une annihilation 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 binaire, l’étoile compagne – maintenant seulement 20 fois la masse de Jupiter – est déformée par la masse de l’étoile à neutrons et bloquée par la marée, de la même manière que notre lune est bloquée en orbite pour que nous puissions voir un seul côté. Le côté 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 tourné le télescope Keck I sur le PSR J0952-0607 à six reprises au cours des quatre dernières années, observant à chaque fois avec le spectromètre d’imagerie à basse résolution par tranches de 15 minutes pour attraper le faible compagnon à des points spécifiques de son orbite de 6,4 heures. du pulsar. En comparant les spectres à 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 jusqu’à présent examiné une douzaine de systèmes de veuves noires, bien que seulement six aient des étoiles compagnes suffisamment brillantes pour leur permettre de calculer une 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 a surnommé 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 sisyphoïde, est d’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-delà de laquelle elles deviennent des trous noirs. « , a déclaré Filippenko.

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

    D’autres co-auteurs du Lettres ApJ papier sont des chercheurs de l’UC Berkeley, Thomas Brink et WeiKang Zheng. Le travail a été soutenu par la National Aeronautics and Space Administration (80NSSC17K0024, 80NSSC17K0502), le Christopher R. Redlich Fund, la Fondation TABASGO et le Miller Institute for Basic Research in Science de l’UC Berkeley.

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