L'étoile à neutrons la plus légère connue peut avoir été produite par une supernova de type II

Le pulsar PSR J0453+1559 a été découvert en 2015, il est remarquable car il s'agit d'un système binaire rare composé de deux étoiles à neutrons. Ce qui a rendu PSR J0453+1559 encore plus surprenant, ce sont les masses des étoiles à neutrons. Alors que la première étoile a une masse de 1,559 masses solaires, la seconde atteint seulement 1,174 M☉, ce qui en fait l'étoile à neutrons la plus petite connue, une masse si faible qu'elle est difficile à expliquer. Une équipe d'astrophysiciens ont effectué des simulations et arrivent à produire une étoile à neutrons de 1,192 masses solaires... on y est presque. L'étude est parue dans Physical Review Letters.

Non seulement la petite étoile à neutrons du couple a la masse la plus faible de toutes les étoiles à neutrons observées à ce jour, mais en plus, la différence de masse entre les deux étoiles à neutrons est tout à fait inhabituelle, car les binaires d'étoiles à neutrons ont historiquement été observées avec des masses assez similaires. Bernhard Müller (Monash University, Australie) et ses collaborateurs ont adopté une approche computationnelle pour comprendre comment une supernova a pu former une étoile à neutrons d'aussi faible masse. 

C'est la masse initiale d'une étoile qui va déterminer son destin. La théorie générale pour les étoiles de masse comprise entre 8 M☉ et 20 M☉ est que, tout au long de leur vie, elles subissent de multiples cycles de combustion d'éléments de plus en plus lourds, commençant par leurs réserves initiales d'hydrogène et d'hélium, puis formant finalement un noyau de fer et une structure en oignon composée de différentes couches d'éléments de plus en plus légers quand on va vers l'extérieur de l'enveloppe. Une fois que le noyau atteint la masse limite de Chandrasekhar d'environ 1,4 M☉, il s'effondre et produit une supernova à effondrement de cœur (de type II). Les neutrinos emportent alors très rapidement une grande quantité d'énergie hors du noyau, amplifiant l'effondrement gravitationnel. L' étoile à neutrons résultante a généralement une masse qui ne dépasse pas environ 2 M☉, une valeur théorique obtenue via l'équation d'état de la matière nucléaire ultra-dense des étoiles à neutrons (une relation décrivant le comportement de la pression et de la densité dans des conditions extrêmes) et qui est confirmée observationnellement pour l'instant.

En revanche, l'estimation de la masse minimale d'une étoile à neutrons est complexe, car la formation des étoiles à neutrons est encore mal comprise. Par exemple, les détails de l'explosion d'une supernova, comme la quantité de masse éjectée et celle restante sont mal contraints. Le rôle des champs magnétiques dans leur formation est également un sujet d'étude actuel. 

Des simulations d'explosions de supernovas avec une physique précise, notamment la prise en compte de la physique des neutrinos qui entre en jeu ici peuvent ainsi aider les astrophysiciens à déterminer quel type de progénitrice et quel scénario d'explosion pourraient produire une étoile à neutrons aussi légère que celle de PSR J0453+1559. 

Müller et ses collaborateurs ont effectué des simulations tridimensionnelles de supernovas à effondrement de cœur sur une gamme de progénitrices potentielles dont les masses s'étendent de 9,45 M☉ à 9,95 M☉. Après des tests initiaux, ils ont sélectionné cinq candidates prometteuses parmi cette gamme. Après avoir reproduit une supernova avec chacune de ces progénitrices, ils ont déterminé la masse de l'étoile à neutrons résultante. Parmi leurs cinq modèles, celui de 9,9 M☉ semblait le plus prometteur, produisant une masse de 1,313 M☉ (masse baryonique : neutrons + protons). La conversion de cette valeur en masse gravitationnelle (c'est à dire la masse décrite par les observations de 2015, qui doit être plus faible en raison de l'énergie perdue par liaison lors de la formation de l'étoile à neutrons) donne une valeur de 1,192 M☉. On n'arrive pas à 1,174 M☉, mais c'est tout de même beaucoup plus proche que ce à quoi on pouvait s'attendre.

L'un des avantages des simulations 3D plutôt que 2D, c'est qu'une explosion peut présenter une asymétrie qui mieux décrite en trois dimensions. Lorsqu'une supernova à effondrement de cœur explose, l'étoile à neutrons produite par l'explosion est « éjectée » à grande vitesse. Avec une masse minimale de 1,192 M☉, Müller et al. ont obtenu une éjection à environ 100 km/s pour l'étoile à neutrons, ce qui correspond approximativement à l'échelle de l'éjection attendue pour une supernova de ce type. 

Les chercheurs ont donc établi un nouveau record pour la plus faible masse d'étoile à neutrons, obtenue grâce à des simulations 3D de supernovas intégrant une physique précise des neutrinos. 

Cette étude est importante car elle contribue à apaiser certaines tensions entre théorie et observation. Les supernovas à effondrement de coeur produisent probablement aussi des étoiles à neutrons de faible masse, soit à la place , soit en complément des supernovas à capture d'électrons, un type particulier de supernovas qui sont souvent produites par des systèmes binaires dont on pensait qu'ils produisaient des étoiles à neutrons de faible masse. Müller et ses collaborateurs rappellent qu'il existe toujours une tension de 2σ par rapport à la masse de 1,174 M⊙, et la nature d'étoile à neutrons de la petite composante du système binaire a été remise en question en 2019, par Tauris et al. (voir ici) qui montraient qu'il pouvait s'agir d'une naine blanche. Mais pour eux, la tension est si faible que des variations systématiques ou stochastiques mineures dans l'évolution de l'étoile progénitrice et la dynamique des supernovas pourraient étendre la gamme des masses des étoiles à neutrons d'environ 0,01M⊙ et résoudre cette divergence. En outre, les perturbations convectives de la graine dans l'étoile progénitrice pourraient entraîner un début légèrement plus précoce de l'explosion et réduire encore la masse de l'étoile à neutrons, selon les chercheurs.

L'interprétation de l'étoile à neutrons présente l'avantage que le kick émerge naturellement d'une simulation en 3D, alors que l'interprétation d'une naine blanche repose sur une estimation optimiste de l'anisotropie de la quantité de mouvement de l'éjecta pour expliquer le kick observé. Globalement, les

nouvelles simulations de Müller et al. apportent plusieurs informations importantes. Premièrement,

la nouvelle limite de masse atténue les tensions entre les modèles 3D et plusieurs étoiles à neutrons de faible masse qui ont été observées entre 1,21 et 1,22  M⊙. Deuxièmement, contrairement à ce que l'on pensait depuis longtemps, les masses les plus légères des étoiles à neutrons ne semblent pas forcément produites par des supernovas à capture d'électrons, mais peuvent l'être par des supernovas à effondrement de coeur. De plus, on constate que les étoiles à neutrons les plus légères peuvent provenir d'étoiles situées plusieurs dixièmes de M⊙ au-dessus du seuil de masse pour les supernovas à effondrement de coeur.

Et Müller et ses collègues montrent aussi qu' il n'y a pas de corrélation stricte entre la masse des étoiles à neutrons et les kicks (impulsions natales). Ils prévoient que les étoiles à neutrons les plus légères peuvent encore avoir kicks substantiels (bien qu'inférieurs à la moyenne). 

On le voit, combiner des prévisions de plus en plus détaillées et précises de la masse des étoiles à neutrons et de leur kick à l'extrémité de la distribution des faibles masses à partir des modèles d'explosion en 3D est très prometteur pour tester et valider notre compréhension de la physique des supernovas et de l'évolution stellaire. 

Source

Minimum Neutron Star Mass in Neutrino-Driven Supernova Explosions

Bernhard Müller et al.

Physical Review Letters vol 134 (21 february 2025)

https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.134.071403

Illustration

Simulation d'une supernova d'une étoile de 9,9 masses solaires (Müller et al.)

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

Observation de la précession de la croûte d'une étoile à neutrons

Hercules X-1 est un pulsar à rayons X situé à environ 7 kpc de la Terre. Son émission varie sur trois échelles de temps distinctes : l'étoile à neutrons tourne sur elle-même toutes les 1,2 s, elle est éclipsée par sa compagne toutes les 1,7 jours, et le système présente une période superorbitale mystérieuse de 35 jours, qui est restée stable depuis sa découverte. Aujourd’hui, une équipe d’astrophysiciens vient de trouver une explication convaincante pour cette oscillation du signal de rayons X. Ils publient leur étude dans Nature Astronomy.

Découverte de l'étoile à neutrons la plus lente jamais détectée

Une équipe d'astrophysiciens vient de découvrir l'étoile à neutrons la plus lente jamais détectée grâce aux réseaux de radiotélescopes MeerKAT et ASKAP. Elle a une période de rotation de 54 minutes. L'étude est parue dans Nature Astronomy.

Manisha Caleb (Université de Sydney) et ses collaborateurs recherchaient un sursaut radio rapide dans la zone d'un sursaut gamma (GRB 221009A) lorsqu’ils ont repéré par hasard ce signal radio clignotant lentement dans les données. ASKAP J1935+2148, c'est son nom, est située à une distance de 16000 années-lumière, à l'ascension droite 19 h 35 min 05,126 s ± 1,5″ et à la déclinaison +21° 48′ 41,047″′ ± 1,5″, ce qui est par coïncidence à seulement 5,6′ du célèbre magnétar SGR 1935+2154, et se trouve au bord du reste de supernova dans lequel SGR 1935+2154 est centré. L'observation a duré environ 6 h, révélant 4 impulsions lumineuses d'une durée de 10 à 50 s dans les images. L'inspection des courbes de lumière des impulsions a révélé une période d'environ 54 minutes. Etonnamment, ASKAP J1935+2148 qui est très probablement une étoile à neutrons, affiche trois états d'émission distincts, chacun avec des propriétés totalement différentes des autres Les transitoires radio de longue période de ce type constituent une classe émergente d’événements astrophysiques extrêmes dont seulement trois spécimens sont connus aujourd'hui, avec ce dernier spécimen. Ces objets émettent des impulsions cohérentes et hautement polarisées d’une durée généralement de quelques dizaines de secondes et de périodes de quelques minutes à environ une heure. 

Bien que des naines blanches magnétiques et des magnétars, isolés ou dans des systèmes binaires, aient été invoqués pour expliquer ces phénomènes, aucun consensus clair ne s'est dégagé. Ce nouveau cas, ASKAP J1935+2148, a une période de 53,8 minutes exactement. Ses 3 états d'émission distincts sont premièrement un état d'impulsions brillants avec des impulsions hautement polarisées linéairement avec des largeurs de 10 à 50 secondes ; deuxièmement : un état d'impulsions faibles qui est environ 26 fois plus faible que l'état brillant avec des impulsions hautement polarisées circulairement d'une largeur d'environ 370 millisecondes ; et enfin, troisièmement un état de repos ou d'extinction sans impulsions. Il a été observé que les deux premiers états évoluent progressivement au cours d'une période de 8 mois, l'état éteint étant intercalé entre eux, suggérant des changements physiques dans la région produisant l'émission.

Caleb et ses collaborateurs montrent que la contrainte sur le rayon de la source pour la période observée exclut une origine de naine blanche magnétique isolée. Contrairement aux autres sources à longue période, ASKAP 1935+2148 présente des variations marquées dans les modes d'émission qui rappellent fortement  les étoiles à neutrons. Mais selon les chercheurs, ses propriétés radio remettent en question notre compréhension actuelle de l’émission et de l’évolution des étoiles à neutrons.

Une estimation de la mesure de dispersion du signal radio n’a malheureusement pas été possible en raison de la résolution temporelle grossière de 10 s. Mais Caleb et ses collaborateurs quantifient la polarisation des impulsions et trouvent une polarisation linéaire supérieure à 90 %, ce qui implique des champs magnétiques fortement ordonnés, avec une mesure de rotation de Faraday de +159,3 ± 0,3 rad m^-2. En comparaison, la mesure de la rotation de Faraday de SGR 1935+2154 est d'environ +107 rad m⁻². 

Les temps d'arrivée de toutes les impulsions détectées par ASKAP et MeerKAT ont été utilisés pour déterminer la période P et la dérivée de la période P°. Caleb et ses collègues trouvent une valeur de 3225,313 ± 0,002 s pour P et une limite supérieure sur la dérivée de la période, P°, inférieure à 1,2 ± 1,5 × 10^-10 s.s^-1. L'emplacement d'ASKAP J1935+2148 dans l'espace des paramètres P-P°, qui est fréquemment utilisé pour classer différents types de pulsars, est cohérent avec d'autres sources connues à longue période. ASKAP J1935+2148 réside en fait dans la "vallée de la mort" des pulsars, là où aucun signal radio détectable n'est attendu, ce qui remet en question les théories actuellement acceptées sur l'émission radio associée au ralentissement de la rotation des étoiles à neutrons (spin-down).

En supposant une origine d'étoile à neutrons, la période et la limite supérieure de la dérivée de période correspondent à une intensité de champ magnétique de surface de quelques 10¹⁶ G et à une luminosité de rotation de quelques 10²⁶  erg s^-1, pour une configuration de champ magnétique dipolaire, un angle d'inclinaison magnétique de 90° et un moment d'inertie de 10⁴⁵ g.cm². On ne sait pas pourquoi un magnétar posséderait encore un champ magnétique aussi important à ce stade de son évolution. Alors que ASKAP J1935+2148 est assez semblable à GLEAM-X J1627−5235 et à GPM J1839−10, en revanche, la luminosité radio observée d'ASKAP J1935+2148 est beaucoup plus grande que la luminosité déduite du spin-down, ce qui suggère que des mécanismes d'émission alternatifs doivent être impliqués pour expliquer ces transitoires radio de longue période.

Et, pour les chercheurs, les divers états d'émission de cet objet rare offrent des informations précieuses sur les processus magnétosphériques et les mécanismes d'émission, montrant des similitudes avec les pulsars PSR J1107−5907, PSR B0823+26 et PSR B2111+46. Mais ils constatent que l'explication de l'émission radio via la production de paires au sein de magnétosphères dipolaires présente des défis considérables. Ils notent cependant qu'un champ magnétique important peut alimenter l'émission radio observée via la dissipation d'énergie qui serait due aux événements de reconnexion magnétique, ou bien à la détorsion des lignes de champ due au mouvement plastique de la croûte de l'étoile à neutrons.

Des simulations de synthèse de population intégrant divers paramètres tels que les masses, les rayons, les fractions de rayonnement et le champ magnétique montrent que seul un nombre limité d'émetteurs radio à longue période provenant d'étoiles à neutrons devraient exister dans la Galaxie. Alors que les naines blanches magnétiques ont été considérés comme responsables de l'émission radio observée dans des deux autres sources radio à longue période (GLEAM-X J1627−5235 et GPM J1839−10), cette solution est exclue pour ASKAP J1935+2148. Pour Caleb et ses collaborateurs, il est beaucoup plus probable qu’ASKAP J1935+2148 soit un magnétar ou une étoile à neutrons à période ultra longue, isolés ou bien dans un système binaire, même si ses caractéristiques posent des questions sur les modèles actuels des étoiles à neutrons.

Source

An emission-state-switching radio transient with a 54-minute period

M. Caleb et al.

Nature Astronomy (5 june 2024)

https://doi.org/10.1038/s41550-024-02277-w

Illustrations

1. Localisation avec ASKAP de la source J1935+2148, image centrée sur le magnétar galactique SGR +1935+2154 (Caleb et al.)

2. Graphe de la dérivée de la période en fonction de la période montrant la position singulière de ASKAP J1935+2148 (Caleb et al.)

3. Marisha Caleb

Webb dévoile une étoile à neutrons dans le résidu de la supernova SN 1987A

Un mystère vieux de plusieurs décennies concernant l'une des explosions d'étoiles les plus célèbres de l'histoire vient d'être résolu par le télescope spatial James Webb (JWST). Nous parlons de la supernova historique SN1987A et de la nature de l'astre compact qui en est le résidu. Une équipe montre la preuve que c'est une étoile à neutrons et non un trou noir, ils publient leur travail dans Science.

Découverte de la plus grosse étoile à neutrons, ou du plus petit trou noir

La masse maximale théorique d'une étoile à neutrons est comprise entre 2,2 et 2,5 masses solaires, alors que leur masse maximale observée vaut 2,08 masses solaires. La masse minimale observée d'un trou noir est quant à elle de l'ordre de 3,4 masses solaires (sans limite théorique). Il semble donc exister un écart de masse (un "gap") entre les étoiles à neutrons les plus massives et les trous noirs les moins massifs. Mais une équipe d'astrophysiciens rapporte aujourd'hui dans Science la découverte d'un objet compact d'environ 2,35 masses solaires qui se trouve donc au bord de ce "mass gap". Il pourrait s’agir soit de l’étoile à neutrons la plus massive, soit du trou noir le moins massif jamais observé.

Une étoile à neutrons de 0,77 masse solaire, vraiment ?

HESS J1731-347  est un objet compact, mais on ne sait pas vraiment ce que c'est. Il a une masse de seulement  0,77 masse solaire et un rayon de 10,4 km. Etoile à neutrons un peu bizarre ? Etoile de quarks ? Etoile hybride ? ou étoile à neutrons contenant de la matière noire ? Une équipe d'astrophysiciens a étudié différents modèles pour essayer de dénouer la pelote. Leur étude est parue dans The Astrophysical Journal.

Découverte d'une seconde source radio de type magnétar à très longue période

Le 26 janvier 2022, une équipe australienne publiait la découverte d'une source radio transitoire très atypique, qui ressemblait à un pulsar ou un magnétar mais avec une période ultra-longue de 18 minutes. L'équipe a poursuivi ses recherches d'objets similaires et ils viennent de trouver un second specimen du même genre, avec une période encore plus longue de 21 minutes qui produit des bouffées d'ondes radio qui durent jusqu'à 5 minutes à chaque fois. Comme pour la première découverte, les chercheurs publient leur étude dans Nature. 

L'espace-temps rayonne à proximité des trous noirs et des étoiles à neutrons

Un trio de chercheurs néerlandais et allemands démontre que l'espace-temps se met à rayonner lorsqu'il est fortement courbé, comme à proximité des trous noirs et des étoiles à neutrons. Ce processus de création de paires de particules réelles à partir de particules virtuelles issues du vide à pour effet de dégonfler les trous noirs, à l'instar du rayonnement de Hawking. Ils publient leur étude dans Physical Review Letters. 

Observation de la structure verticale du vent de disque d'accrétion autour d'une étoile à neutrons

Des astrophysiciens ont observé la structure détaillée du vent de disque d'accrétion de l'étoile à neutron de la binaire X Hercules X-1, un système dans lequel l'étoile à neutrons accrète la matière d'une étoile semblable au soleil. Les chercheurs ont exploité une singularité de ce disque d'accrétion : il oscille dans sa rotation, ce qui a permis l'observation de différentes perspectives et pour la première fois une carte bidimensionnelle de ses vents. L'étude est publiée dans Nature Astronomy.

Des accrétions similaires autour des trous noirs et des étoiles à neutrons

Des observations à multi-longueurs d'onde du rayonnement d'un système binaire impliquant une étoile à neutrons montrent des signatures similaires à celles d'une binaire impliquant un trou noir, ce qui suggère que le mécanisme d'accrétion est le même pour toutes ces sources à des luminosités élevées. L'étude est parue dans Nature. 

Des oscillations quasipériodiques très rapides observées dans un sursaut gamma de fusion d'étoiles à neutrons

Des oscillations quasi périodiques très rapides ont été détectées dans deux sursauts γ apparus lors de  collisions d'étoiles à neutrons. Un tel signal était prédit par des simulations relativistes qui indiquaient qu'une grosse étoile à neutrons devait se former durant quelques dizaines de millisecondes suite à la fusion, puis osciller avant de sombrer dans le noir d'un trou. L'étude est publiée dans Nature. 

Découverte de la plus petite étoile à neutrons (ou de la première étoile à quarks)

Actuellement, HESS J1731-347 est étiquetée comme une étoile à neutrons, mais elle est inhabituelle car sa masse est très inférieure à 1 masse solaire, ce qui contredit la théorie qui fixe la limite inférieure à 1,1 masses solaires. Une équipe de chercheurs a affiné les caractéristiques de HESS J1731-347 et montrent qu'elle pourrait être un spécimen contenant des quarks Strange en grande proportion... L'étude est publiée dans Nature Astronomy.

Découverte d'une étoile à neutrons invisible

Généralement, les étoiles à neutrons sont découvertes par des observations aux longueurs d'onde radio, X ou gamma. Mais dans de très rares cas, le suivi du spectre d'une étoile dans le domaine visible peut prouver qu'elle tourne autour d'une étoile à neutrons invisible par ailleurs. C'est une telle découverte d'une étoile à neutrons candidate qui vient d'être faite grâce au relevé spectroscopique LAMOST, et qui est publiée dans Nature Astronomy.

Découverte de l'étoile à neutrons la plus massive : 2,35 masses solaires

Le pulsar PSR J0952-0607 (J0952) a été découvert par Bassa et al. en 2017 avec une période de rotation de 1,41 ms, ce qui en fait l'une des étoiles à neutrons à la rotation la plus rapide du disque de la Voie Lactée. Il s'agit d'un pulsar de type " veuve noire " dont l'étoile compagne de faible masse est dépouillée par le pulsar, irradiée et évaporée par sa luminosité. Aujourd'hui, une équipe d'astrophysiciens est parvenue à observer la très faible lumière de la petite étoile compagne, ce qui permet de déduire la masse de l'étoile à neutrons, et c'est le record absolu de masse, très proche de la valeur maximale théorique : 2,35 masses solaires! L'étude est publiée dans The Astrophysical Journal Letters.

Découverte d'une binaire "veuve noire" singulière

Ce qu'on appelle une "veuve noire" (black widow), c'est un système binaire composé d'une grosse étoile à neutrons et d'une toute petite étoile qui se fait dévorer et détruire à petits feux par l'étoile à neutrons. On en connaît aujourd'hui une dizaine depuis la découverte en 1988 du premier specimen. Aujourd'hui, une nouvelle veuve noire vient d'être trouvée, avec un record de période de rotation de seulement 62 minutes. Et ce couple infernal est orbité par une troisième étoile qui assite de loin au spectacle. L'étude est publiée dans Nature.

Les rayons X de GW170817 ne faiblissent plus 4 ans après la kilonova

L’événement GW170817 qui a vu le 17 août 2017 la fusion de deux étoiles à neutrons dans une myriade de rayonnements à toutes les longueurs d’ondes, des ondes radio aux ondes gravitationnelles en passant par les infra-rouges, les rayons X et les rayons gamma a très probablement produit un trou noir, qui serait le plus petit que l’on connaisse. Mais ce trou noir est-il né tout de suite après la fusion des étoiles à neutrons ? Une observation du signal de rayons X résiduel de la collision apporte une réponse. L’étude est à paraître dans The Astrophysical Journal Letters. 

Plus de quatre ans (déjà !) après cette fabuleuse kilonova, un signal rémanent est toujours observable, dans la gamme des rayons X. Cette rémanence s'explique par le rebond de la matière provenant des étoiles à neutrons fusionnées, qui a traversé et chauffé la matière autour du système binaire. Cette matière chaude a permis au vestige de continuer à briller pendant plus de quatre ans, mais elle aurait dû décroître bien plus vite que ce qui est observé. Aprajita Hajela (Northwestern University) et ses collaborateurs ont analysé les données enregistrées avec le télescope spatial Chandra dédié à la détection des rayons X de basse énergie entre 1209 et 1258 jours après la fusion. Ils ont suivi l’émission de rayons X du 9 au 13 décembre 2020 puis du 18 janvier au 27 janvier 2021 pour un total de 189,1 ks d’exposition. Les précédentes observations en rayons X de l’émission résiduelle de la kilonova s’était auparavant arrêtée 939 jours après la fusion, près d’un an avant ces nouvelles observations. Le taux de comptage de photons entre 0,5 keV et 8 keV se monte ici à 0,77 10^-4 coups.s^-1, ce qui veut dire la détection de 14 photons durant ces 52,5 heures d’exposition.  Et ces 14 photons observés forment une émission X en excès d’un facteur 4 par rapport au cas où les étoiles à neutrons auraient produit immédiatement un trou noir.

On se souvient que de très nombreux télescopes avaient rapidement suivi la kilonova associée à GW170817 qui, ensemble, avaient permis de confirmer la théorie selon laquelle de nombreux éléments lourds sont produits à la suite de telles fusions à l'intérieur d'éjectas chauds qui produisent une kilonova brillante. La kilonova brille grâce à la lumière émise lors de la désintégration d'éléments radioactifs, comme le platine et l'or, produits dans les débris de la fusion. Chandra n'avait vu aucun rayon X jusqu'à neuf jours plus tard, ce qui suggère que la fusion a produit un jet étroit de matière qui, en entrant en collision avec la matière autour des étoiles à neutrons, a émis un cône de rayons X qui a d'abord manqué la ligne de visée de la Terre. Ce n'est que quelques jours plus tard que la tête du jet s'est agrandie et a commencé à émettre des rayons X visible depuis la Terre. Les émissions de rayons X du jet ont ensuite augmenté pendant 160 jours, puis elles se sont progressivement atténuées à mesure que le jet ralentissait et s'élargissait. Mais Hajela et son équipe remarquent qu'à partir de mars 2020, environ 900 jours après la fusion, le déclin s'est arrêté, et les émissions de rayons X sont restées d'une luminosité à peu près constante. Les chercheurs parlent ainsi d’un excès de rayons X, par rapport à ce qu’on pourrait normalement attendre dans une kilonova et la rémanence de son jet associé.

Si les étoiles à neutrons fusionnées s'effondrent directement en un trou noir sans étape intermédiaire, ce qui est classiquement attendu, il est très difficile d'expliquer l'excès de rayons X qui est observé, parce qu'il n'y aurait pas de surface « dure » sur laquelle la matière aurait pu rebondir à grande vitesse pour créer plus tard ce signal rémanent. Tout tomberait simplement dans le trou noir nouvellement formé. Le fait que les rayons X aient cessé de s'estomper rapidement est la meilleure preuve à ce jour que quelque chose en plus d'un jet est détecté dans les rayons X de cette source, selon les chercheurs. Ils suggèrent que l'excès de rayons X est produit par une onde de choc distincte des jets produits par la fusion. Ce choc serait le résultat de l'effondrement retardé des étoiles à neutrons fusionnées, probablement parce que leur rotation rapide a très brièvement contrecarré l'effondrement gravitationnel. Il suffit d’une seule seconde de délai pour que la matière autour des étoiles à neutrons bénéficie d'un rebond supplémentaire produisant une queue très rapide d'éjecta à l'origine du choc dans le milieu circumbinaire. Le rayonnement ne nous parvient que maintenant car il aurait fallu du temps pour que les éjectas massifs soient décélérés dans l'environnement à faible densité et pour que leur énergie cinétique soit convertie en chaleur par les chocs. Il s'agit du même processus qui produit les rayons X et radio du jet, mais comme le jet est beaucoup plus « léger », il est immédiatement décéléré par l'environnement et brille en rayons X et radio dès les tout premiers instants.

S'il s'agit bien d'une rémanence de kilonova, une émission d’ondes radio devrait être détectée à nouveau dans les prochains mois ou années. En revanche, si ces rayons X en excès sont produits par la matière qui est actuellement en train de tomber sur le trou noir nouvellement formé, la production de rayons X devrait rester stable ou décliner rapidement, et aucune émission radio ne sera détectée. Les deux hypothèses sont possibles d’après Hajela et ses collaborateurs et sont donc vérifiables assez rapidement. Si ce n’est pas un bref délai dans la naissance du trou noir qui est à l’origine des rayons X en surplus observés, l’émission X détectée serait une chance d'étudier comment la matière tombe sur un trou noir quelques années seulement après sa naissance, ce qui n’a jamais encore été observé.

L’équipe de Hajela a récemment annoncé que le télescope Chandra avait détecté de nouveau des rayons X lors d'observations de GW170817 réalisées en décembre 2021. L'analyse de ces données est en cours mais on sait déjà qu’aucune détection radio associée aux rayons X n'a été signalée… 

Source

The emergence of a new source of X-rays from the binary neutron star merger GW170817

Hajela et al.

A paraître dans The Astrophysical Journal Letters

https://arxiv.org/abs/2104.02070

Illustrations

1. Vue d’artiste de la kilonova associée à GW170817 (NASA/CXC/M. Weiss)

2. Evolution du flux de rayons X depuis l’événement de fusion GW170817 qui montre un excès après 900 jours (Hajela et al.)

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