Les trous noirs d'hier à aujourd'hui (CEA)

 

Observation détaillée de Pa 30, le résidu de la supernova historique SN 1181

En septembre 2021, je vous racontais la découverte de la nébuleuse Pa30 comme étant le résidu de la supernova historique SN 1181, qui était recherché depuis de nombreuses années. Depuis, les observations de Pa30 se sont poursuivies afin de mieux comprendre les caractéristiques de cette supernova un peu différente des autres (probablement une supernova de type Iax, explosion partielle de naine blanche). Tim Cunningham, du Harvard Smithonian Center for Astrophysics à Boston et ses collaborateurs viennent de publier dans The Astrophysical Journal Letters leurs observations des propriétés d'expansion de la petite coquille de gaz...

L'« Étoile invitée » observée en 1181 par des astronomes chinois et japonais est l'une des cinq seules supernovas galactiques confirmées enregistrées dans l'histoire de l'humanité. Jusqu'à récemment, SN 1181 était la plus jeune supernova galactique identifiée avec certitude mais sans résidu associé. C'est en 2013 que la nébuleuse Pa 30 a été découverte par l'astronome amateur Dana Patchick dans les archives du Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) mais il faudra attendre 2021 pour avoir la première preuve par Ritter et al., via l'estimation de son âge et sa localisation dans le ciel, que cette nébuleuse est bien le résidu associé à SN 1181. Cette découverte fut ensuite confirmée en 2023 par Schaefer et al.

Pa 30 est un vestige de SN unique pour plusieurs raisons. Tout d'abord, une étoile très chaude (2MASS J0053+6730), avec une température de surface d'environ 200 000 K, se trouve en son centre et présente de forts écoulements dominés par l'oxygène avec des vitesses supérieures à 15 000 km s-1 (VV Gvaramadze et al. 2019 ; F. Lykou et al. 2023). Et puis, les spectres de l'étoile centrale et de la nébuleuse ne montrent aucune trace d'hydrogène ou d'hélium, tandis qu'un spectre de rayons X de la nébuleuse révèle des cendres de combustion du carbone (LM Oskinova et al. 2020). De plus, la morphologie du résidu, révélée par des images à bande étroite du soufre ionisé, présente une structure jamais vue auparavant dans un reste de supernova, avec des filaments étroits, presque radiaux, distribués de manière sphériquement symétrique autour de l'étoile centrale.

C'est en raison de la présence d'un résidu stellaire survivant et de l'absence d'hydrogène et d'hélium dans ses filaments qu'il a été suggéré que Pa 30 était le produit d'une explosion thermonucléaire ratée d'une naine blanche, un sous-type rare de la classe Ia des supernovas appelé le type Iax. Une étude récente montre que la supernova Iax aurait été causée par une fusion de deux naines blanches (système binaire doublement dégénéré), avec un morceau survivant, et que les vents à grande vitesse à la surface du résidu seraient entraînés magnétiquement.

Il faut dire que la morphologie de la nébuleuse est étonnamment différente des structures généralement observées dans les restes de supernovas de type Ia, qui sont causées par une combinaison d'instabilités de Rayleigh-Taylor (RTI) et d'instabilités de Kelvin-Helmholtz (KHI). D'un autre côté, des exemples de structures filamentaires radiales ont déjà été observés par exemple dans les queues de novas emportées par le vent stellaire, comme dans GK Persei et DQ Herculis, et dans certaines nébuleuses planétaires sous forme de queues cométaires dans des images infrarouge. Par analogie avec ces systèmes, Fesen et al. ont suggéré en 2023 que la structure filamentaire inhabituelle de Pa30 pourrait être liée au vent à grande vitesse de l'étoile centrale, qui accélère des parties des éjectas agglomérés et de faible densité et les transforme en filaments par l'effet de l'instabilité de Rayleigh-Taylor.

Pour mieux cerner l'origine de la structure étonnante de Pa30, Tim Cunningham et ses collaborateurs ont effectué une étude détaillée de la structure 3D et des vitesses d'une section radiale complète de la nébuleuse. Cette étude permet la première détermination précise du bord intérieur des filaments, fournissant une contrainte clé pour les modèles dynamiques des éjectas. 

Leurs observations obtenues avec le spectrographe Cosmic Web Imager du télescope Keck, révèlent que les éjectas sont compatibles avec une origine balistique, c'est à dire avec des vitesses proches de la vitesse d'expansion libre, sans décélération ni accélération. Ils montrent que la distribution des vitesses dans les éjectas est à la fois étroite et hautement symétrique. La distribution des vitesses atteint un pic serré à environ 1000 km s-1 dans les matériaux décalés vers le bleu (ceux qui se rapprochent de nous) et vers le rouge (ceux qui s'éloignent de nous). Les vitesses maximales décalées vers le rouge et vers le bleu qui sont mesurées sont respectivement de 1440 et 1380 km s-1 , tandis que les minima sont de 650 et 510 km s-1 .

De plus, les astrophysiciens détectent une forte asymétrie dans la quantité d'éjectas le long de la ligne de visée, ce qui pourrait suggérer selon eux une explosion asymétrique. Les filaments décalés vers le rouge sont plus brillants et plus nombreux que ceux décalés vers le bleu, même si l'on s'attendrait à ce que ce soit le contraire en raison d'effets de sélection. Les astrophysiciens constatent que le flux total des filaments décalés vers le rouge est 40 % plus élevé que celui des filaments décalés vers le bleu. Pour eux, il s'agit d'une preuve convaincante de l'asymétrie de l'explosion mais ils notent qu'étant donné la zone relativement petite couverte par leurs observations par rapport à toute la surface de la nébuleuse, cette preuve pourrait ne pas être significative. D'autres observations spectroscopiques avec une couverture plus large de la nébuleuse devront confirmer s'il existe bien une asymétrie globale dans les éjectas de la nébuleuse, pour fournir des contraintes importantes sur les modèles dynamiques des éjectas.

Cunningham et ses collaborateurs détectent aussi une grande cavité à l'intérieur du résidu de supernova et un bord intérieur net de la structure filamentaire, qui coïncide avec le bord extérieur d'un anneau brillant qui avait été détecté auparavant sur des images infrarouges. Tous les filaments qui apparaissent près de l'étoile centrale dans le plan du ciel présentent des vitesses dans la ligne de visée qui sont très élevées, ce qui implique que leur séparation avec l'étoile est grande sur la ligne de visée (dans un sens comme dans l'autre). En adoptant la distance de Pa30 déterminée par Gaia et qui vaut 2,3 kpc (7500 années-lumière), Cunningham et ses collaborateurs mesurent les rayons intérieur et extérieur de la coque filamentaire. Ils valent respectivement r in ≈ 0,6 pc et r out ≈ 1,0 pc. Le bord de l'anneau intérieur vu en infra-rouge avait déjà été interprété comme indiquant la position du choc inverse, car dans la région choquée, les grains de poussière auraient dû être sublimés et détruits.

Enfin, et c'est un point important, l'analyse de Cunningham et son équipe fournit une forte confirmation que Pa30 provient bien d'une supernova qui a explosé aux environs de 1181, puisque la date qu'ils calculent à partir des vitesses des éjectas est 1152 avec une plage d'incertitude de +77/-75 ans. Les astronomes chinois et japonais médiévaux ont donc observé une fusion cataclysmique  partielle de deux naines blanches qui avait eut lieu 7500 ans auparavant...

Source

Expansion Properties of the Young Supernova Type Iax Remnant Pa 30 Revealed

Tim Cunningham et al. 

The Astrophysical Journal Letters, Volume 975, Number 1 (2024 October 24) https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad713b

Illustrations

1. Image de Pa30 dans la raie du soufre ionisé et zone des filaments étudiée par les auteurs (Tim Cunningham et al.)

2. Distribution des vitesses radiales des filaments en fonction du rayon apparent et de la distance radiale par rapport à l'étoile centrale. (Tim Cunningham et al.)

3. Comparaison de l'image des filaments avec une image de Pa30 en rayons X révélant le lien avec la cavité observée (Tim Cunningham et al.)

4. Tim Cunningham

Nouvelles mesures du rayon de la plus grosse étoile à neutrons

Le 24 janvier 2024, étrangement, le journal The Astrophysical Journal recevait deux articles scientifiques aux titres quasi identiques, provenant de deux équipes différentes. Nul doute que l'éditeur scientifique à demandé à l'un et à l'autre premier auteur de participer au comité de lecture de l'article de son concurrent, avec l'idée derrière la tête de les publier ensemble dans le même numéro. Après les révisions demandées pour ces deux papiers, le premier a été finalement été accepté pour publication le 31 mai et le second le 7 juin. Et c'est donc le 18 octobre que tous les deux ont été publiés par le célèbre journal d'Astrophysique américain dans le même numéro.

Les équipes de Alexander Dittman (université du Maryland) d'un côté et de Tuomo Salmi (université d'Amsterdam) de l'autre ont exploité des observations de longue durée du pulsar PSR J0740+6620, connu pour sa masse très élevée (2,08 masses solaires) par le télescope spatial NICER, afin de déterminer précisément son rayon, mais avec des méthodes un peu différentes.

PSR J0740+6620 est l'étoile à neutrons avec la masse la plus élevée déterminée avec précision à ce jour, déduite d'observations radio (elle vaut 2,08 ± 0,07 M_⊙). Ce pulsar en rotation rapide (une période de rotation sur elle-même de 2,88 ms) se trouve à environ 4000 années-lumière. La mesure de son rayon est donc très importante pour contraindre les propriétés de la matière à haute densité des étoiles à neutrons. Trois étoiles à neutrons ont des masses élevées proches de la limite théorique, à environ 2 M_⊙ : il y a PSR J1614-2230, avec une masse de 1,937 ± 0,014 M_⊙, PSR J0348+0432, avec M = 2,01 ± 0,04 M_⊙  et donc PSR J0740+6620, avec M = 2,08 ± 0,07 M_⊙ (Cromartie et al. 2020 ; Fonseca et al. 2021 ). Les incertitudes citées désignent les régions crédibles à 68 %. Les observations de telles étoiles à neutrons massives peuvent exclure les équations d'état qui prédisent des masses maximales stables sensiblement plus faibles. De plus, les observations de l'événement d'ondes gravitationnelles GW170817 ont fourni des contraintes sur la déformabilité par marée des étoiles à neutrons, excluant les équations d'état qui indiqueraient que les étoiles à neutrons auraient des rayons relativement élevés à une masse donnée. 

Dans les intérieurs des étoiles à neutrons, l'équation d'état dépend de la densité et de la composition. On peut exprimer la pression sous la forme d'une loi de la forme P ∝ ρ^α où ρ est la densité. Une équation d'état "rigide" (ou "dure") est une équation dans laquelle la pression augmente beaucoup pour une augmentation donnée de la densité. Un tel matériau serait plus difficile à comprimer. À l'inverse, une équation d'état souple produit une augmentation de pression plus faible pour un changement de densité et est facile à comprimer. Si α est grand, on parle donc d'une une équation d'état dure. A l'inverse, une équation d'état "molle" (ou "douce") est définie pour α < 5/3.

Dans les étoiles à neutrons, la dureté de l'équation d'état contrôle la relation masse-rayon et leur masse maximale possible. Une équation d'état plus dure donne un rayon plus grand pour la même masse et une masse maximale possible de l'étoile à neutrons plus grande.

Précédemment, Miller et al. (l'équipe de Dittman) et Riley et al. (l'équipe de Salmi) avaient rapporté des mesures du rayon de PSR J0740+6620, déjà basées sur des observations de NICER (Neutron Star Interior Composition Explorer, qui esst installé sur l'ISS) qui avaient été accumulées jusqu'au 17 avril 2020, puis un ensemble de données accumulées ensuite jusqu'au 28 décembre 2021 avait été présenté par Salmi et al. quelques mois plus tard. 

NICER peut effectuer des mesures résolues en phase et en énergie des impulsions de rayons X thermiques produites par certaines étoiles à neutrons en rotation. Cette émission thermique est dominée par les régions de surface chauffées par le bombardement de particules chargées provenant d'un courant de retour magnétosphérique. Ces mesures sont utilisées pour contraindre la masse et le rayon de ces étoiles à neutrons en modélisant les impulsions de rayons X produites par les régions chaudes à la surface de l'étoile à neutrons en rotation rapide, y compris les effets relativistes.

L'ajout d'observations du télescope spatial XMM-Newton est particulièrement utile lors de l'analyse des données de NICER sur PSR J0740+6620, étant donné la faible luminosité de la source et le champ de vision encombré, car les données d'imagerie fournies par XMM-Newton contraignent le flux stellaire moyenné en phase et le fond non stellaire. 

Dittman et ses collaborateurs et Salmi et les siens ont ainsi produit chacun de leur côté une mise à jour de la mesure du rayon, obtenue en ajustant les modèles d'émission de rayons X de la surface de l'étoile à neutrons aux mêmes données de NICER accumulées cette fois jusqu'au 21 avril 2022, totalisant une exposition supplémentaire d'environ 1,1 Ms par rapport à l'ensemble de données analysées par Miller et al. et Riley et al. qui étaient basées sur 1,6 Ms d'exposition, ce qui fait presque deux fois plus de données.

En 2021, Miller et al. trouvaient pour PSR J0740+6620 un rayon de 13,71 km (+2,61/-1,50 km). Aujourd'hui, Alexander Dittman et ses collaborateurs trouvent 12,76 km (+1,02/-1,49 km), tandis que Tuomo Salmi et al. trouvent 12,49 km (+1,28/-0,88 km). L'étoile à neutron a donc un volume un peu  petit que ce qu'on pensait depuis 2021 : 29% de moins et est donc plus compacte. 

La limite inférieure du rayon est désormais également légèrement plus contrainte qu'auparavant ; un rayon  inférieur à 11,15 km est dorénavant exclu à 95 % de probabilité et un rayon inférieur à 10,96 km est exclu à 97,5% pour ce pulsar. Les deux équipes en concluent la même chose : l'équation d'état de la matière nucléaire ultra-dense est légèrement plus douce que ce que laissaient entendre les données précédemment disponibles. 

Aujourd'hui, NICER est toujours en train d'acquérir de nouveaux photons X qui ont voyagé pendant 4000 ans en provenance de PSR J0740+6620, mais aussi d'autres étoiles à neutrons laboratoires. La relation masse-rayon devrait donc pouvoir être affinée dans le futur en réduisant encore les incertitudes, ce qui réduira par là même les incertitudes qui existent toujours sur l'équation d'état des étoiles à neutrons.

Sources

A More Precise Measurement of the Radius of PSR J0740+6620 Using Updated NICER Data

Alexander J. Dittmann et al.

The Astrophysical Journal, Volume 974, Number 2 (18 october 2024)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad5f1e

The Radius of the High-mass Pulsar PSR J0740+6620 with 3.6 yr of NICER Data

Tuomo Salmi et al.

The Astrophysical Journal, Volume 974, Number 2 (18 october 2024)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad5f1f

Illustrations

1. Vue d'artiste d'une étoile à neutrons de type pulsar (ESA)

2. Le télescope NICER à bord de l'ISS (NASA)

3. Alexander Dittman

4. Tuomo Salmi

Des galaxies massives très déficientes en matière noire dans une simulation cosmologique

La découverte récente que la galaxie elliptique massive NGC 1277 possèderait moins de 5 % de matière noire par Sebastien Comeron et al. (2023) a questionné la possibilité qu'un tel objet puisse vraiment exister dans un univers régi par les lois physiques du modèle ΛCDM. Pour creuser cette question, Ana Contreras-Santos de l'Université de Madrid et ses collègues ont effectué une étude qu'ils viennent de publier dans Astronomy&Astrophysics. 

Les astrophysiciens, plutôt que de rechercher une autre galaxie ayant les mêmes caractéristiques que NGC 1277 (une galaxie massive de 160 milliards de masses solaires située dans l'amas de galaxies de Persée), qui s'apparenterait à chercher une aiguille dans une grosse botte de foin, ont préféré utiliser des simulations de l'univers. Il s'agit de la simulation du projet Three Hundred, dans laquelle une portion d'Univers ΛCDM est reproduit dans tous ses détails, où naissent et évoluent des galaxies au sein de 324 amas de galaxies de toutes tailles. Ils peuvent ainsi lancer de nombreuses simulations et chercher numériquement les quantités de matière noire présentes dans les galaxies simulées. On peut ensuite retracer l'histoire évolutive des galaxies pour déterminer les processus physiques qui seraient à l'origine de leur manque de matière noire si c'est le cas. 

Ana Contreras-Santos et ses collaborateurs ont effectivement trouvé dans les milliers de galaxies simulées deux galaxies elliptiques massives déficientes en matière noire qui sont tout à fait comparables à NGC 1277. Ces galaxies ont toutes deux une masse stellaire d'environ 100 milliards de masses solaires et qui correspond à 85% de leur masse totale. 

En observant comment ont évolué ces deux spécimens, les chercheurs montrent que les deux galaxies commencent leur vie avec des halos de matière noire beaucoup plus massifs, puis sont dépouillés par des effets de marée pour se retrouver réduits par un facteur 100. Ce dépouillement a lieu lors da chute de ces galaxies dans le puits gravitationnel de leur amas respectif, alors que la masse stellaire reste intacte grâce à sa concentration centrale beaucoup plus forte. Et Contreras-Santos et al. montrent ensuite par une analyse statistique que pour toutes les galaxies satellites massives des amas simulés, le rapport masse stellaire/masse totale final est fortement influencé par leur nombre d'orbites autour des amas de galaxies et leur distance aux péricentres. Les galaxies avec plus d'orbites et des péricentres plus proches sont plus déficientes en matière noire. 

L'image qui se dégage de cette étude est que le dépouillement de la matière noire d'une galaxie augmente proportionnellement à sa proximité avec le centre de l'amas et au temps qu'elle y passe.  Cela  signifie donc que le mécanisme qui dépouille les galaxies naines de faible masse peut également être efficace dans les elliptiques massives comme NGC 1277.

Ce que montrent surtout Contreras-Santos et ses collaborateurs, c'est que des galaxies elliptiques massives déficientes en matière noire peuvent se former dans les simulations cosmologiques sans nécessiter de physique particulière. Mais cependant, elles sont rares : les chercheurs estiment que ces systèmes représentent 0,5 % de la population des galaxies satellites de masse supérieure à 10 milliards de masses stellaires. 

Pour parvenir à ce chiffre, les chercheurs on défini les galaxies massives déficientes en matière noire comme celles dont le rapport masse stellaire / masse noire est supérieur à 1, ou encore M stellaire / M tot ≥ 0,5, avec un seuil en masse stellaire de  40 milliards M⊙. Avec ces critères, Contreras-Santos et son équipe trouvent 302 galaxies massives déficientes en matière noire dans l'ensemble de leur échantillon de 324 amas qui contiennent chacun environ 200 galaxies. ce qui représente donc environ 0,5% de la population totale de galaxies dans les amas. En définissant des contraintes supplémentaires pour sélectionner les objets les plus extrêmes dans leur échantillon, les chercheurs trouvent 9 galaxies avec M * / M tot ≥ 0,8 et M * > 75 milliards M ⊙ , chacune d'entre elles étant dans un hôte différent, ce qui souligne encore plus la nature très rare de ce type de galaxies. Et parmi ces 9, il y a les deux cas extrêmes très similaires à NGC 1277, de plus de 100 milliards de masses solaires dont la masse stellaire est supérieure à 85% de la masse totale.

De telles galaxies massives mais déficientes en matière noire peuvent donc bien exister et seraient simplement des sous-produits naturels de l'évolution typique des galaxies dans les amas, sans exigence spécifique d'un scénario de formation exotique.

Ana Contreras-Santos et ses collaborateurs ne peuvent pas affirmer que le mécanisme de dépouillement progressif qu'ils proposent soit responsable de la formation de NGC 1277, mais que, si certaines conditions dans son évolution ont été satisfaites, elle a pu naturellement évoluer en galaxie massive déficiente en matière noire sans avoir besoin d'aller au-delà du modèle standard de formation et d'évolution des galaxies. Les chercheurs montrent également pour la première fois que les propriétés finales de ces galaxies sont une conséquence de processus astrophysiques (le dépouillement par effet de marée), et non un artefact numérique, comme c'était le cas dans des travaux précédents qui traitaient du même problème...

Source

The Three Hundred: The existence of massive dark matter-deficient satellite galaxies in cosmological simulations

Ana Contreras-Santos et al.

A&A, 690, A109 (02 octobre 2024)

https://doi.org/10.1051/0004-6361/202451271

Illustrations

1. Graphe du ratio M stellaire/Mtot en fonction de la masse stellaire (en échelle logarithmique) dans la simulation 

2. Ana Contreras-Santos