Astronomie

Qu'en est-il de la force du champ magnétique à l'intérieur d'une vieille étoile à neutrons en accrétion ?

Qu'en est-il de la force du champ magnétique à l'intérieur d'une vieille étoile à neutrons en accrétion ?


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Comme l'intensité du champ magnétique à l'extérieur d'une ancienne étoile à neutrons en accrétion est considérée comme faible (environ $10^8-10^{10}$ Gauss), qu'en est-il à l'intérieur de l'étoile ? En raison de la supraconductivité et de la dégénérescence, la force peut-elle atteindre $10^{17}$ Gauss ou même plus ? Existe-t-il un article décrivant un tel problème ?


Il s'avère difficile de répondre de manière définitive et fait l'objet de recherches contemporaines. Les champs intérieurs peuvent être assez élevés ($sim 10^{12}$ G) ou s'approchant de zéro, selon les détails de la microphysique intérieure.

L'argument selon lequel les champs pourraient être proches de zéro est basé sur la présence probable d'un supraconducteur, superfluide de protons. L'intérieur d'une étoile à neutrons ne peut pas être constitué uniquement de neutrons, en raison du faible mécanisme de désintégration en protons, électrons et (anti)neutrinos. On s'attend donc à ce que l'intérieur des étoiles à neutrons ait une concentration d'équilibre de $sim 1$% de protons (et d'électrons). Si les températures sont suffisamment basses, et par là nous entendons $< sim 10^9$ K, alors une interaction à longue distance entre les protons peut créer des paires bosoniques à peu près de la même manière que les électrons s'apparient dans un supraconducteur à basse température. Un mécanisme d'appariement similaire peut créer un superfluide de neutrons à l'intérieur.

Dans les étoiles à neutrons, bien que le refroidissement des neutrinos soit fortement inhibé par la dégénérescence des neutrons, des protons et des électrons, le refroidissement taux est très rapide car la même dégénérescence signifie que les étoiles à neutrons ont des capacités thermiques extrêmement faibles. Cela signifie que le noyau se refroidit sur des échelles de temps de dizaines de secondes après la supernova, ralentissant à des décennies après un an ou deux. Le résultat est que la température intérieure tombe en dessous $10^9$ K et la superfluidité (avec la supraconductivité qui l'accompagne dans le cas des protons) s'installeront probablement sur des échelles de temps de plusieurs centaines d'années.

Lorsque les matériaux effectuent une transition de phase vers un état supraconducteur, il est possible que le flux magnétique qui les enfile soit expulsé. C'est ce qu'on appelle l'effet Meissner. Sur cette base, on pourrait s'attendre à ce que le champ magnétique soit expulsé de l'intérieur de l'étoile à neutrons une fois que les protons deviennent supraconducteurs.

Cependant, l'état supraconducteur d'une étoile à neutrons peut s'apparenter à un supraconducteur de type II. Cela permet la pénétration de tubes de flux magnétique (ou "fluxoïdes") à l'intérieur (Baym, Pethick & Pines 1969 - désolé, je ne trouve pas de version gratuite) si le champ magnétique est supérieur à une valeur critique.

Il semble y avoir un débat sain sur l'état exact dans lequel se trouve l'intérieur d'une étoile à neutrons en fonction du temps et si l'échelle de temps pour l'expulsion du flux magnétique est suffisamment courte pour que l'effet Meissner se produise ou s'il y a effectivement un "gel dans " dans les étoiles à neutrons plus anciennes (par exemple Wynn et al. 2017).


Magnétar

UNE magnétar est un type d'étoile à neutrons dont on pense qu'il possède un champ magnétique extrêmement puissant (∼10 9 à 10 11 T, ∼10 13 à 10 15 G). [1] La désintégration du champ magnétique alimente l'émission de rayonnement électromagnétique de haute énergie, en particulier les rayons X et les rayons gamma. [2] La théorie concernant ces objets a été proposée en 1992 par Robert Duncan et Christopher Thompson. [3] La théorie a été développée par la suite par Bohdan Paczyński [4] et par ses proposants. [5] Cette théorie expliquait un sursaut de rayons gamma du Grand Nuage de Magellan qui avait été détecté le 5 mars 1979, et d'autres sursauts moins brillants de l'intérieur de notre galaxie. [6] [7] Au cours de la décennie suivante, l'hypothèse magnétar est devenue largement acceptée comme une explication probable des répéteurs gamma mous (SGR) et des pulsars à rayons X anormaux (AXP). En 2020, une rafale radio rapide (FRB) a été détectée à partir d'un magnétar. [8] [9] [10] [11] [12] [13] [ citations excessives ]


NuSTAR aide à résoudre le mystère des étoiles à neutrons vieux de quarante ans

Vue d'artiste de l'étoile à neutrons dans le Rapid Burster.

Les astronomes ont peut-être résolu un mystère vieux de 40 ans entourant une étoile à neutrons dans le système "Rapid Burster" 8221.

Les scientifiques observant une curieuse étoile à neutrons dans un système binaire connu sous le nom de "Rapid Burster" ont peut-être résolu un mystère vieux de quarante ans entourant ses sursauts de rayons X déroutants. Ils ont découvert que son champ magnétique crée un espace autour de l'étoile, l'empêchant en grande partie de se nourrir de la matière de son compagnon stellaire. Le gaz s'accumule jusqu'à ce que, dans certaines conditions, il frappe l'étoile à neutrons d'un seul coup, produisant des flashs intenses de rayons X. La découverte a été faite avec des télescopes spatiaux, dont le XMM-Newton de l'ESA.

Découvert dans les années 1970, le Rapid Burster est un système binaire comprenant une étoile de faible masse à son apogée et une étoile à neutrons - le vestige compact d'une étoile massive en train de disparaître. Dans une telle paire stellaire, l'attraction gravitationnelle du reste dense dépouille l'autre étoile d'une partie de son gaz, le gaz forme un disque d'accrétion et spirale vers l'étoile à neutrons.

En raison de ce processus d'accrétion, la plupart des binaires d'étoiles à neutrons libèrent en continu de grandes quantités de rayons X, qui sont ponctués par des flashs de rayons X supplémentaires toutes les quelques heures ou quelques jours. Les scientifiques peuvent expliquer ces sursauts de type I en termes de réactions nucléaires qui s'enflamment dans le gaz entrant – principalement de l'hydrogène – lorsqu'il s'accumule à la surface de l'étoile à neutrons.

Mais le Rapid Burster est une source particulière : à son plus brillant, il émet ces flashs de type I, tandis que pendant les périodes d'émission de rayons X plus faible, il présente les sursauts beaucoup plus insaisissables de type II - ceux-ci sont soudains. , des rejets erratiques et extrêmement intenses de rayons X.


Le système binaire d'étoiles à neutrons MXB 1730-335, également connu sous le nom de « , l'une des deux seules connues pour présenter les sursauts insaisissables de « " Ces sursauts sont des libérations soudaines, erratiques et extrêmement intenses de rayons X qui libèrent d'énormes quantités d'énergie pendant des périodes autrement caractérisées par très peu d'émissions.

Avant le sursaut, le champ magnétique à rotation rapide de l'étoile à neutrons (flèche bleue) maintient le gaz (flèches blanches) s'écoulant de l'étoile compagnon à distance, l'empêchant de se rapprocher de l'étoile à neutrons et créant efficacement un bord intérieur au centre du disque. Au cours de cette phase, seules de petites quantités de gaz fuient vers l'étoile à neutrons.

Cependant, à mesure que le gaz continue de s'écouler et de s'accumuler près de ce bord, il tourne de plus en plus vite et finit par rattraper la vitesse de rotation du champ magnétique. Le gaz frappe alors l'étoile à neutrons d'un seul coup, provoquant l'émission dramatique de sursauts de type II.

La courbe de lumière NuSTAR montre l'augmentation de la luminosité lors d'un sursaut de type II observé en octobre 2015. Cela faisait partie d'une campagne d'observation utilisant trois télescopes spatiaux à rayons X - NuSTAR et Swift de la NASA et XMM de l'ESA - Newton – pour en savoir plus sur ce système.

Contrairement aux sursauts de type I, qui ne représentent pas une libération d'énergie significative par rapport à ce qui est normalement émis par l'étoile à neutrons en accrétion, les sursauts de type II libèrent d'énormes quantités d'énergie pendant des périodes caractérisées par ailleurs par très peu d'émissions.

Malgré quarante ans de recherches, des sursauts de type II n'ont été détectés que dans une autre source en plus du Rapid Burster. Connu sous le nom de Bursting Pulsar et découvert dans les années 1990, ce système binaire comprend une étoile de faible masse et une étoile à neutrons en rotation hautement magnétisée – un pulsar – qui ne présente que des sursauts de type II.

En raison de la rareté des sources qui présentent ce phénomène, les mécanismes physiques sous-jacents ont longtemps été débattus, mais une nouvelle étude du Rapid Burster fournit les premières preuves de ce qui se passe.

"Le Rapid Burster est le système archétypal pour enquêter sur les sursauts de type II - c'est là où ils ont été observés pour la première fois et la seule source qui montre à la fois des sursauts de type I et de type II", explique Jakob van den Eijnden, un Doctorant à l'Institut d'astronomie Anton Pannekoek à Amsterdam, aux Pays-Bas, et auteur principal d'une lettre publiée dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Dans cette étude, Jakob et ses collègues ont organisé une campagne d'observation à l'aide de trois télescopes spatiaux à rayons X pour en savoir plus sur ce système.

Sous la coordination du co-auteur Tullio Bagnoli, qui était également basé à l'Institut d'astronomie Anton Pannekoek, l'équipe a réussi à observer l'éclatement de la source pendant quelques jours en octobre 2015 avec une combinaison de NuSTAR et Swift de la NASA et de l'ESA& #8217s XMM-Newton.

Ils ont d'abord surveillé la source avec Swift, chronométrant les observations pendant une période pendant laquelle ils s'attendaient à ce qu'une série de sursauts de type II se produise. Puis, peu de temps après la détection du premier sursaut, les scientifiques ont mis les autres observatoires en mouvement, en utilisant XMM-Newton pour mesurer les rayons X émis directement par la surface de l'étoile à neutrons ou par le gaz dans le disque d'accrétion, et NuSTAR pour détecter plus haut -les rayons X énergétiques, qui sont émis par l'étoile à neutrons et réfléchis par le disque.

Avec ces données, les scientifiques ont scruté la structure du disque d'accrétion pour comprendre ce qui lui arrive avant, pendant et après ces abondantes émissions de rayons X.

Selon un modèle, les sursauts de type II se produisent parce que le champ magnétique à rotation rapide de l'étoile à neutrons maintient le gaz provenant de l'étoile compagnon à distance, l'empêchant de se rapprocher de l'étoile à neutrons et créant efficacement un bord intérieur au centre de le disque. Cependant, à mesure que le gaz continue de s'écouler et de s'accumuler près de ce bord, il tourne de plus en plus vite et finit par rattraper la vitesse de rotation du champ magnétique.

"C'est comme si on lançait quelque chose vers un manège qui tourne très vite : il rebondirait, à moins qu'il ne soit lancé à la même vitesse que la machine", explique Jakob.

Un équilibre similaire se produit entre le gaz entrant et le champ magnétique en rotation : tant que le gaz n'a pas la bonne vitesse, il ne peut pas atteindre l'étoile à neutrons et il ne peut s'accumuler qu'au bord. Au moment où il atteint la bonne vitesse, beaucoup de gaz s'est accumulé et il frappe l'étoile à neutrons d'un seul coup, provoquant l'émission dramatique de sursauts de type II.

Ce modèle prédit que, pendant que le matériau s'accumule, un espace devrait se former entre l'étoile à neutrons et le bord du disque d'accrétion.

Dans d'autres modèles, les flashs intenses sont expliqués comme résultant d'instabilités dans l'écoulement du gaz d'accrétion ou d'effets relativistes généraux. Dans les deux cas, celles-ci auraient lieu beaucoup plus près de l'étoile à neutrons et ne donneraient pas lieu à un tel écart.

"Un écart est exactement ce que nous avons trouvé au Rapid Burster", déclare Nathalie Degenaar, chercheuse à l'Institut d'astronomie Anton Pannekoek et directrice de thèse de Jakob. “Cela suggère fortement que les sursauts de type II sont causés par le champ magnétique.”

Les observations indiquent qu'il existe un écart d'environ 90 km entre l'étoile à neutrons et le bord intérieur du disque d'accrétion. Bien qu'il ne soit pas impressionnant à l'échelle cosmique, la taille de l'écart est beaucoup plus grande que l'étoile à neutrons elle-même, qui a un rayon d'environ 10 km.

Cette découverte est conforme aux résultats d'une étude précédente de Nathalie et de ses collaborateurs, qui avaient observé un écart similaire autour du Bursting Pulsar – l'autre source connue pour produire des sursauts de type II.

Dans la nouvelle étude du Rapid Burster, les scientifiques ont également mesuré la force du champ magnétique de l'étoile à neutrons : à 6 × 108 G, elle est environ un milliard de fois plus forte que celle de la Terre et, surtout, plus de cinq fois plus forte. qu'observé dans d'autres étoiles à neutrons avec un compagnon stellaire de faible masse. Cela pourrait faire allusion à un jeune âge de ce système binaire, suggérant que le processus d'accrétion n'a pas duré assez longtemps pour amortir le champ magnétique, comme cela se serait produit dans des systèmes similaires.

Si ce binaire d'étoiles à neutrons est vraiment aussi jeune que son fort champ magnétique l'indique, alors on s'attend à ce qu'il tourne beaucoup plus lentement que ses homologues plus anciens : les futures mesures de la vitesse de rotation de l'étoile pourraient aider à confirmer ce scénario inhabituel.

« Ce résultat est un grand pas vers la résolution d'un puzzle vieux de quarante ans en astronomie des étoiles à neutrons, tout en révélant également de nouveaux détails sur l'interaction entre les champs magnétiques et les disques d'accrétion dans ces objets exotiques », conclut Norbert Schartel, XMM - . . Scientifique du projet Newton à l'ESA.


Qu'en est-il de la force du champ magnétique à l'intérieur d'une vieille étoile à neutrons en accrétion ? - Astronomie

Nous rapportons la découverte de RX J0720.4-3125, une source de rayons X mous montrant des pulsations de 8,391s, à partir de l'enquête ROSAT tout le ciel. L'intensité relative constante des rayons X à long terme, le spectre de type corps noir avec une faible absorption photoélectrique et la limite pour f_x_/f_v_ de plus de 500 sont cohérents avec une étoile à neutrons isolée s'accrétant à partir du milieu interstellaire (tous très similaires à RXJ1856.5-3754, jusqu'à présent le meilleur candidat). Nous estimons que l'intensité du champ magnétique de l'étoile à neutrons est inférieure à 10^10^G. RX J0720.4-3125 peut avoir émergé de l'évolution d'enveloppe commune d'un binaire de rayons X de masse élevée. L'étoile à neutrons finale devrait être proche du plan galactique, avoir une faible vitesse spatiale et un faible champ magnétique, accrétant très efficacement la matière interstellaire. Dans ce cas, RX J0720.4-3125 n'appartiendrait pas au grand groupe attendu d'anciennes étoiles à neutrons issues d'étoiles simples. La faible intensité du champ magnétique dérivé et la période d'impulsion sont cependant également compatibles avec une vieille étoile à neutrons (10^9^yr), auquel cas nous voyons une étoile à neutrons de l'extrémité très basse de la distribution des vitesses. Le faible nombre d'étoiles à neutrons candidates isolées du relevé tout ciel ROSAT reste à expliquer.


Une étoile à neutrons avec une structure de champ magnétique inhabituelle

Des scientifiques de l'Institut de physique et de technologie de Moscou, de l'Institut de recherche spatiale de l'Académie des sciences de Russie (IKI) et de l'Observatoire Pulkovo ont découvert une étoile à neutrons unique, dont le champ magnétique n'est apparent que lorsque l'étoile est vue sous un certain angle par rapport à l'observateur.

Auparavant, toutes les étoiles à neutrons pouvaient être regroupées en deux grandes familles : la première comprenait des objets où le champ magnétique se manifeste pendant tout le cycle de spin, et l'autre comprenait des objets où le champ magnétique n'est pas du tout mesuré. L'étoile à neutrons GRO J2058+42 étudiée par les chercheurs offre un aperçu de la structure interne du champ magnétique d'une étoile à neutrons uniquement à une certaine phase de sa période de rotation. L'ouvrage a été publié dans le Lettres de revues astrophysiques.

L'étoile à neutrons du système GRO J2058+42 a été découverte il y a près d'un quart de siècle avec le Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) aux États-Unis. Il appartient à la classe des pulsars à rayons X dits transitoires. Cet objet a été étudié à l'aide de différents instruments et rien ne le distingue des autres objets de sa classe. Seules des observations récentes avec l'observatoire spatial NuSTAR qui a une combinaison exceptionnelle de la haute résolution énergétique (<400 eV) et de la plage d'énergie extrêmement large (3-79 keV), ont permis aux scientifiques de détecter une caractéristique particulière dans l'émission du pulsar’s, potentiellement ce qui en fait le premier objet de sa propre famille.

Une raie d'absorption cyclotron a été enregistrée dans le spectre d'énergie de la source qui permet d'estimer l'intensité du champ magnétique de l'étoile à neutrons. Un tel phénomène d'observation (ligne cyclotron) n'est pas nouveau et est actuellement observé dans une trentaine de pulsars à rayons X. Le caractère unique de la découverte des scientifiques russes est que cette ligne ne se manifeste que lorsque l'étoile à neutrons est vue sous un certain angle par rapport à l'observateur. Cette découverte a été possible grâce à une analyse “tomographique” détaillée du système. Les spectres de rayons X de l'étoile à neutrons GROJ2058+42 ont été mesurés dans dix directions différentes et seulement dans l'une d'entre elles, une diminution significative de l'intensité d'émission autour de 10 keV a été trouvée. Cette énergie correspond approximativement à l'intensité du champ magnétique de 1012 G à la surface de l'étoile à neutrons. Le résultat obtenu est particulièrement intéressant en raison d'un enregistrement simultané des harmoniques supérieures de la raie cyclotron à la même phase de rotation de l'étoile à neutrons.

Les étoiles à neutrons sont des objets superdenses avec un rayon d'environ 10 km et une masse de 1,4 à 2,5 fois la masse du Soleil. Les étoiles à neutrons naissent à la suite d'explosions de supernova qui peuvent conduire à une telle compression de la matière que les électrons fusionnent avec les protons et forment des neutrons, résultant en des masses colossales dans de petits volumes. De plus, l'intensité du champ magnétique à la surface de l'étoile à neutrons après l'effondrement peut atteindre 1011-1012 G (ce qui est des dizaines de millions de fois plus élevé que celui atteint dans les laboratoires terrestres les plus puissants). En règle générale, les étoiles à neutrons ont une configuration dipolaire du champ magnétique, c'est-à-dire ils ont deux pôles (semblables à la Terre, qui a les pôles magnétiques Nord et Sud).

Certaines étoiles à neutrons peuvent former des systèmes binaires avec des étoiles normales, capturant la matière de leurs compagnons normaux et l'accrétant sur des pôles magnétiques. Ce processus est quelque peu similaire à celui de la Terre capturant les particules du vent solaire, ce qui entraîne un phénomène connu sous le nom d'aurore. Si l'axe de rotation de l'étoile à neutrons ne coïncide pas avec son axe magnétique, l'observateur enregistrera un signal périodique, comme celui d'un phare, et l'étoile apparaîtra comme un pulsar à rayons X.

GRO J2058+42 est un pulsar à rayons X très particulier car son émission ne peut être observée que lors d'explosions lumineuses. Un tel comportement s'explique par le fait que l'étoile compagne de ce système appartient aux étoiles dites de classe Be. De telles étoiles tournent si rapidement autour de leur axe qu'un disque de matière sortant (ou ce qu'on appelle une décrétion) se forme autour de leur équateur. Lorsque l'étoile à neutrons se déplace autour d'un composant normal de masse élevée, la matière d'un tel disque commence à affluer à sa surface, ce qui entraîne une explosion ou une augmentation rapide de la luminosité. Ce sont des moments idéaux pour étudier les propriétés physiques de tels objets.

De telles études sont généralement compliquées par le fait que les explosions dans la plupart de ces systèmes sont plutôt rares et ne peuvent pas être prédites de manière fiable. Par conséquent, il est important d'organiser rapidement des observations avec des observatoires spatiaux lorsque de tels événements se produisent. Les scientifiques des instituts mentionnés ci-dessus ont eu la chance d'attraper le début d'une nouvelle explosion de GRO J2058+42 et d'organiser rapidement des séries d'observations avec l'observatoire NuSTAR. Ces observations ont montré que le champ magnétique ne se manifeste que pendant certaines phases de la rotation de l'étoile à neutrons, ce qui peut indiquer sa configuration inhabituelle ou des particularités dans la géométrie du système. Les résultats obtenus étaient si intrigants que les scientifiques russes ont contacté leurs collègues de l'équipe NuSTAR et ont suggéré d'effectuer des observations supplémentaires qui ont confirmé les premiers résultats.

En général, d'éventuelles inhomogénéités dans la structure du champ magnétique des étoiles à neutrons ont été prédites par des calculs théoriques, mais on pensait auparavant que de telles inhomogénéités ne se formaient que par de courtes explosions, observées à partir de magnétars. La découverte par les scientifiques russes a prouvé pour la première fois que le champ magnétique d'une étoile à neutrons a une structure considérablement plus complexe que ce que l'on croyait auparavant, et que cette structure complexe peut conserver sa forme assez longtemps et être un élément fondamental propriété d'un objet.

Alexander Lutovinov, professeur à l'Académie des sciences de Russie, directeur adjoint de la recherche à l'Institut de recherche spatiale, professeur au MIPT et l'un des auteurs de la découverte, a déclaré : « La structure des champs magnétiques des étoiles à neutrons est un problème fondamental de sa formation et évolution. D'une part, la structure dipolaire de l'étoile progénitrice devrait être préservée pendant l'effondrement, mais d'autre part, même notre propre Soleil présente des inhomogénéités de champ magnétique locales qui se manifestent sous forme de taches solaires. Des structures similaires ont également été théoriquement prédites pour les étoiles à neutrons. C'est formidable de les voir dans des données réelles pour la première fois. Les théoriciens disposeront désormais de nouvelles données factuelles pour leur modélisation, et nous disposerons d'un nouvel outil pour étudier les paramètres des étoiles à neutrons.”

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La croûte d'étoiles à neutrons est plus résistante que l'acier

Les étoiles à neutrons sont des reliques mortes qui se sont effondrées en de très petites sphères denses avec des croûtes dures. Le gonflement des forces de l'intérieur peut fissurer les croûtes lors d'événements appelés tremblements d'étoiles, similaires aux tremblements de terre.

La puissance impressionnante de ces tremblements de terre peut projeter des rayons gamma dans l'espace, ce qui amène les scientifiques à soupçonner que les croûtes d'étoiles doivent être très difficiles à briser.

Une nouvelle étude suggère à quel point elles sont solides : la croûte des étoiles à neutrons pourrait être 10 milliards de fois plus résistante que l'acier, sur la base d'un modèle innovant d'éléments compressés aussi étroitement qu'ils le seraient à la surface d'une étoile à neutrons.

En 2004, des astronomes ont repéré une explosion spectaculaire de rayons gamma éclatant d'une étoile à neutrons dans la constellation du Sagittaire, à 50 000 années-lumière de la Terre. L'étoile, SGR 1806-20, est un magnétar, un type d'étoile à neutrons qui possède un puissant champ magnétique. La NASA, les satellites européens et les astronomes du monde entier ont détecté l'éruption qui, pendant un dixième de seconde, a été plus lumineuse que tout ce qui a jamais été vu au-delà de notre système solaire. C'était la plus grande fusée de ce type jamais repérée et l'une des seules quatrièmes à avoir été vue à ce jour.

"Nous pensons que ces éruptions géantes proviennent de séismes vraiment très importants", a déclaré le physicien de l'Université de l'Indiana, Charles Horowitz. Seule une croûte super résistante aurait pu exploser avec autant de force, a-t-il expliqué.

Pour découvrir la force réelle des croûtes d'étoiles à neutrons, Horowitz et un collègue ont créé une simulation informatique de la surface d'une étoile. Bien que l'intérieur de l'étoile soit une sorte de masse fluide composée principalement de neutrons, la croûte est composée d'atomes brisés, les noyaux d'éléments inconnus. Pour simuler cela, Horowitz a utilisé le programme informatique pour regrouper des atomes de sélénium virtuels, les pressant en minuscules cubes. Il a déterminé que la croûte est des milliards de fois plus résistante que même les alliages métalliques les plus résistants ici sur Terre.

"Vous ne pouvez rien produire comme ces conditions sur Terre, c'est pourquoi nous ne connaissions pas la force auparavant", a-t-il déclaré. Ses résultats ont été publiés le 8 mai dans la revueLettres d'examen physique.

Pas n'importe quelles vieilles reliques, les étoiles à neutrons sont les noyaux restants d'énormes étoiles qui ont explosé en supernovae. Dans l'agonie d'une étoile massive, elle peut faire exploser la plupart de ses matériaux extérieurs dans l'espace. Lorsque le feu d'artifice est terminé, le noyau s'effondre sur lui-même sous le poids de sa propre gravité. Comme un patineur tirant dans ses bras, l'étoile tourne plus vite à mesure qu'elle rétrécit, a expliqué Horowitz.

Les étoiles sont généralement minuscules, environ 15 miles de diamètre. Mais à l'intérieur de cette petite boule, il y a la masse d'environ un soleil et demi. Un trou noir est la seule chose plus dense.

Les étoiles à neutrons sont si denses que si vous pouviez tremper une cuillère à café dans l'une d'elles et en extraire certains de ses neutrons, la cuillère pèserait 100 millions de tonnes. Si vous deviez tenir cette cuillère à café vide à seulement un mètre au-dessus de la surface de l'étoile et la laisser tomber, elle frapperait la surface à 4,3 millions de mph.


L'évolution du champ magnétique dans les étoiles à neutrons, en particulier, la question de la génération MSRP dans les LMXB a été l'un des principaux domaines d'intérêt du groupe d'astrophysique RRI, sous la direction de G. Srinivasan.

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Champs magnétiques des étoiles à neutrons dans les binaires à rayons X

Une fraction substantielle des étoiles à neutrons connues réside dans des binaires à rayons X, des systèmes dans lesquels un objet compact accumule la matière d'une étoile compagne. Les étoiles à neutrons dans les binaires à rayons X ont des champs magnétiques parmi les plus élevés trouvés dans l'Univers, couvrant au moins la gamme de ∼10 8 à plusieurs 10 13 G. Les magnétosphères autour de ces étoiles à neutrons ont une forte influence sur le processus d'accrétion, qui alimente la plupart de leurs émissions. L'intensité et la géométrie du champ magnétique sont parmi les principaux facteurs responsables de la grande variété de propriétés spectrales et temporelles observées dans la gamme d'énergie des rayons X, faisant de ces objets des laboratoires uniques pour étudier le comportement de la matière et les processus de rayonnement dans les champs magnétiques inaccessibles sur Terre. In this paper we review the main observational aspects related to the presence of magnetic fields in neutron star X-ray binaries and some methods that are used to estimate their strength.

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Mind the gap: ‘Rapid Burster’ behaviour explained

These four images show an artist’s impression of the accretion process onto the neutron star in the binary system MXB 1730-335, also known as the ‘Rapid Burster’. In such a binary system, the gravitational pull of the dense neutron star is stripping gas away from its stellar companion (a low-mass star, not shown in these images) the gas forms an accretion disc and spirals towards the neutron star. Crédit : ESA/ATG medialab

Scientists observing a curious neutron star in a binary system known as the ‘Rapid Burster’ may have solved a forty-year-old mystery surrounding its puzzling X-ray bursts. They discovered that its magnetic field creates a gap around the star, largely preventing it from feeding on matter from its stellar companion. Gas builds up until, under certain conditions, it hits the neutron star all at once, producing intense flashes of X-rays. The discovery was made with space telescopes including ESA’s XMM-Newton.

Discovered in the 1970s, the Rapid Burster is a binary system comprising a low-mass star in its prime and a neutron star – the compact remnant of a massive star’s demise. In such a stellar pair, the gravitational pull of the dense remnant strips the other star of some of its gas the gas forms an accretion disc and spirals towards the neutron star.

As a result of this accretion process, most neutron star binaries continuously release large amounts of X-rays, which are punctuated by additional X-ray flashes every few hours or days. Scientists can account for these ‘type-I’ bursts, in terms of nuclear reactions that are ignited in the inflowing gas – mainly hydrogen – when it accumulates on the neutron star’s surface.

But the Rapid Burster is a peculiar source: at its brightest, it does emit these type-I flashes, while during periods of lower X-ray emission, it exhibits the much more elusive ‘type-II’ bursts – these are sudden, erratic and extremely intense releases of X-rays.

In contrast to type-I bursts, which do not represent a significant release of energy with respect to what is normally emitted by the accreting neutron star, bursts of type-II liberate enormous amounts of energy during periods otherwise characterised by very little emission occurring.

Despite forty years of searches, type-II bursts have been detected only in one other source besides the Rapid Burster. Known as the Bursting Pulsar and discovered in the 1990s, this binary system comprises a low-mass star and a highly magnetized, spinning neutron star – a pulsar – that exhibits only type-II bursts.

Because of the scarcity of sources that display this phenomenon, the underlying physical mechanisms have long been debated, but a new study of the Rapid Burster provides first evidence for what is occurring.

“The Rapid Burster is the archetypal system to investigate type-II bursts – it’s where they were first observed and the only source that shows both type-I and type-II bursts,” says Jakob van den Eijnden, a PhD student at the Anton Pannekoek Institute for Astronomy in Amsterdam, The Netherlands, and lead author of a Letter published in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

In this study, Jakob and his colleagues organised an observing campaign using three X-ray space telescopes to find out more about this system.

Under the coordination of co-author Tullio Bagnoli, who was also based at the Anton Pannekoek Institute for Astronomy, the team managed to observe the source bursting over a few days in October 2015 with a combination of NASA’s NuSTAR and Swift, and ESA’s XMM-Newton.

They first monitored the source with Swift, timing the observations for a period when they expected a series of type-II bursts to take place. Then, soon after the first burst was detected, the scientists set the other observatories into motion, using XMM-Newton to measure X-rays emitted directly by the neutron star’s surface or by gas in the accretion disc, and NuSTAR to detect higher-energy X-rays, which are emitted by the neutron star and reflected off the disc.

With these data, the scientists scrutinised the structure of the accretion disc to understand what happens to it before, during, and after these copious releases of X-rays.

According to one model, type-II bursts occur because the fast spinning magnetic field of the neutron star keeps the gas flowing from the companion star at bay, preventing it from reaching closer to the neutron star and effectively creating an inner edge at the centre of the disc. However, as the gas continues to flow and accumulate near this edge, it spins faster and faster, and eventually catches up with the spinning velocity of the magnetic field.

“It’s as if we threw something towards a merry-go-round that is spinning very fast: it would bounce off, unless it’s thrown at the same velocity as the machine,” explains Jakob.

“A similar balancing act happens between the inflowing gas and the spinning magnetic field: as long as the gas hasn’t the right speed, it cannot get to the neutron star and it can only pile up at the edge. By the time it reaches the right velocity, a lot of gas has accumulated and it hits the neutron star all at once, giving rise to the dramatic emission of type-II bursts.”

This model predicts that, while the material is piling up, a gap should form between the neutron star and the edge of the accretion disc.

In other models, the intense flashes are explained as arising from instabilities in the flow of the accreting gas or from general-relativistic effects. In either case, these would take place much closer to the neutron star and not give rise to such a gap.

“A gap is exactly what we found at the Rapid Burster,” says Nathalie Degenaar, a researcher at Anton Pannekoek Institute for Astronomy and Jakob’s PhD advisor. “This strongly suggests that the type-II bursts are caused by the magnetic field.”

The observations indicate that there is a gap of roughly 90 km between the neutron star and the inner edge of the accretion disc. While not impressive on cosmic scales, the size of the gap is much larger than the neutron star itself, which has a radius of about 10 km.

This finding is in line with results from a previous study by Nathalie and collaborators, who had observed a similar gap around the Bursting Pulsar – the other source known to produce type-II bursts.

In the new study of the Rapid Burster, the scientists also measured the strength of the neutron star’s magnetic field: at 6 × 10 8 G, it is around a billion times stronger than Earth’s and, most important, over five times stronger than observed in other neutron stars with a low-mass stellar companion. This could hint at a young age of this binary system, suggesting that the accretion process has not been going on for long enough to damp the magnetic field down, as is thought to have happened in similar systems.

If this neutron star binary really is as young as its strong magnetic field indicates, then it is expected to spin much slower than its older counterparts: future measurements of the star’s spinning rate might help confirm this unusual scenario.

“This result is a big step towards solving a forty-year-old puzzle in neutron star astronomy, while also revealing new details about the interaction between magnetic fields and accretion discs in these exotic objects,” concludes Norbert Schartel, XMM-Newton Project Scientist at ESA.


What about the magnetic field strength inside of an old accreting neutron star? - Astronomie

TIDES IN THE AFFAIRS OF NEUTRON STARS

[ 119 ] Pulsars may have unlocked the door to the world of collapsed stars, but something more is needed to get inside for a better view of that world. The process by which the radio pulses are produced must be very complex, depending sensitively on details of the magnetic field and surface structure that are difficult to disentangle from the theoretical models.

The high energy pulses are a little easier to relate to the observations, but only two pulsars have been detected outside the radio band, and only one, the Crab, has been detected in X-rays. As a result, radio pulsars can give us only limited access to the realm of collapsed stars.

Other pathways to knowledge about neutron stars are available. They depend not on the rotation, but on the strong gravitational field created by the collapse. When the core of a star collapses to form a neutron star, a tremendous amount of gravitational energy is released. A similar effect occurs if you drop a book. The energy of motion gained by the book as it falls closer to the center of Earth comes from the change in the stored gravitational energy of the book. When the book hits the floor, the energy of motion goes primarily into sound and heat. In the same way, energy is released by the collapse, or infall, of a stellar core to form a neutron star. Some of this energy goes into blowing off the outer layers of the star to produce a supernova explosion. Some of it goes into energy of rotation and other forms, such as heat.

Newly formed neutron stars are expected to be very hot, with surface temperatures of 10 million degrees or more. How rapidly they cool depends on the state of the matter in the star. This will depend on the nature of the nuclear forces holding the star up, that is, on how particles interact with each other at distances of less than a trillionth of a centimeter. It is a fascinating aspect of nature that is encountered time and again: the structure of matter on a very large scale depends critically on how it behaves on a very small scale. The form of the universe and the nature of the smallest particles in the universe are tightly intertwined to form the cosmic tapestry.

Calculations based on the various theories of interactions between neutrons indicate that neutron stars formed less that 10 thousand years ago should have surface temperatures of a few million degrees. That means that they should glow primarily in the low energy portion of the X-ray band. The Einstein Observatory has surveyed a number of supernova remnants for evidence of the surface X-radiation from neutron stars. In two cases, a positive detection has been made, whereas in eight other cases no source has been detected.

[ 120 ] In three of the undetected objects, the lack of detection is especially bothersome. They are the remnants of Tycho's supernova, the supernova of 1006 A.D., and the source called Cassiopeia A. All these objects are less than 1000 years old, yet the neutron stars, if they exist, must have cooled well below 2 million degrees. Either the matter in the interior of the star is in an exotic, rapidly cooling state called a pion condensate, or the neutron stars are not there. On the one hand, the HEAO observations may have given us the first proof of a new state of matter. On the other hand, they may force a revision in our thinking about supernovas and neutron stars.

Until now it has been assumed that neutron stars are formed in almost every supernova explosion. A comparison of the estimates of the number of pulsars and the rate of supernova outbursts confirms this belief. Yet in the majority of remnants studied so far the neutron stars are not there.

In either event, looking for hot, newly formed neutron stars is not the most promising way to study the properties of these objects. Fortunately, there is another possibility.

If we could somehow direct a stream of particles toward a neutron star and observe the radiation produced as the particles fall toward the surface, we could learn much about the gravitational and magnetic fields on and around a neutron star. Of course, we have neither the matter nor the neutron star available to carry out this experiment. However, as is often the case in astronomy, if we can think up a cosmic experiment, we can usually find a place in the universe where that experiment is being carried out.

For neutron stars the cosmic laboratory takes the form of a double star system. The cloud of dust and gas that collapsed to form the Sun had only enough matter to form one medium-sized star with about a tenth of a percent left over for the planets. However in many systems. probably over half, the protostellar cloud breaks up into two or more stars. The Alpha Centauri system is an example it contains two stars circling around each other in an orbit about the size of the solar system, with a third star circling around these two stars at a distance of one-sixth of a light year. Another example is the double star system of Mizar in the handle of the Big Dipper. It consists of two stars separated by a distance that is about five times the diameter of the orbit of Neptune.

The stars in the Alpha Centauri and Mizar systems are so far apart that, other than causing an orbital motion around the center of mass, they do not affect each other. However, in some double star systems, the stars are so close together that they are practically touching.

The matter on the outer layers of these stars is torn between the gravitational force of the parent star holding the material to that star and the gravitational force of the companion star. As a result, the parent star can be distorted "out of round." The same sort of thing occurs on Earth. The gravitational force of the Moon pulls Earth slightly out of round, by about a foot this distortion shows up as the high and low tides of the ocean.

X-ray burster. This series of 2.5 minute exposures taken with the Einstein Observatory immediately before, during, and after an X-ray burst in the globular star cluster Terzian 2 shows the dramatic change in the X-ray emission that takes place during an X-ray burst. Below, the sudden variation in X-ray intensity is shown in this plot of emission over time. (Courtesy of Jonathan Grindlay)

[ 122 ] In a similar way, one star can raise tides on another one. In extreme cases, these tides can be so great as to pull matter away from its parent star. This matter usually forms a disk around the companion star and slowly settles or accretes onto the companion.

If the companion star happens to be a neutron star, then the infalling matter will pick up a tremendous amount of energy as it falls toward the neutron star. Much of this energy will be radiated away at X-ray wavelengths, taking with it information about the conditions on or near the surface of the neutron star. Essentially the same thing would happen if the parent star had a "stellar wind" that was blowing the outer layers of the star into space. If such a star had a neutron star companion, some of the matter in the wind would eventually be captured by the neutron star, producing X-rays.

These are just the sort of experiments we wanted, and, as often happens, nature provides them for us. Several hundred strong starlike sources have been discovered. Many of the X-ray stars that have been studied in detail have turned out to be systems of the type discussed above: neutron stars accreting matter from a nearby distended companion star.

Accreting neutron stars are, in a way, the opposite of radio pulsars. Matter is drawn onto the surface of the star instead of being expelled from it, and the star's rotation speeds up instead of slowing down. This happens because the material spirals in with the same sense of rotation as the neutron star, so it adds to the star's rotational energy. The two objects are opposite in that radio pulsars are seldom X-ray sources, whereas X-ray pulsars are seldom radio sources. The radio pulses from an X-ray source are presumably quenched by the high density of infalling matter.

In two important respects, many X-ray stars and radio pulsars are similar. They are both neutron stars, and they both produce periodic pulses of radiation. In both cases, the magnetic field is responsible for the pulses. It provides a channel for the outflowing matter in the radio pulsar. For X-ray stars, the magnetic field acts as a funnel to guide the infalling matter down onto a localized hot spot on or near the surface of the neutron star. As the star rotates, this hot spot comes into view once every rotation period, producing an observed pulse of X-rays about once a second.

High energy observations of the details of the radiation from X-ray pulsars have provided the first direct measurement of the magnetic field strength near the surface of a neutron star. It is several trillion times as strong as the magnetic field on Earth and several hundred thousand times stronger than the strongest magnetic field ever produced in a laboratory.

The regular pulses produced by X-ray pulsars provide astrophysicists with an extremely useful tool. In essence it gives them a clock. By studying the variations in the time kept by the clock, they can extract information about the motion of the clock, the forces acting on it, and the structure of the clock itself.

[ 123 ] For example, the pulsar is in orbit around the companion star. This orbital motion will cause the clock to appear to speed up when it is moving toward our line of sight and to appear to slow down when it is moving away from us. From a careful study of this apparent speeding up and slowing down of the pulses, the motion of the pulsar can be deduced. When these observations are combined with observations of the motion of the companion star and observations of the eclipses of the X-ray pulsar by the companion star, the masses of the stars can be obtained.

Results obtained in this way represent the only reliable mass measurements of neutron stars. An exhaustive study of this type shows that the masses of neutron stars in the seven systems investigated so far are most probably in the range of 1.2 to 1.6 times the mass of the Sun. This is in good agreement with theoretical calculations of the expected mass of a neutron star and represents a major confirmation of the theoretical ideas concerning collapsed stars.

Not all of the X-ray stars are pulsars. Some of them are observed to give off a steady glow of X-radiation others give off energetic bursts of X-rays. These latter sources, which are called X-ray bursters, give off as much X-ray energy in a few seconds as the Sun radiates at all wavelengths in two weeks. These bursts occur sporadically at intervals ranging from several hours to a few days.

A combination of detailed observations and theoretical work by many researchers has shown that these bursts are most probably caused by thermonuclear flashes on neutron stars in double star systems.

Like the X-ray pulsars, the bursters are powered by the infall of matter onto a neutron star from the companion star. The infalling material is primarily hydrogen, the most common element in the universe. The surface of the neutron star accumulates a coating of hot dense hydrogen that is about ten feet thick.

Except for the high magnetic field, the conditions in this shell are not too different from those in the center of the Sun, where the hydrogen undergoes nuclear fusion reactions that convert the hydrogen into helium.

On Earth, helium is known for being a safe, stable element that will not burn. On the surface of a neutron star, the opposite is the case. The sticking together o' nuclear fusion of helium nuclei to produce carbon nuclei requires temperatures of about 100 million degrees to work, but when it works, it works with a bang. A violent thermonuclear flash, much like what happens inside a nuclear bomb, is the result. An enormous amount of energy is released, heating the surface of the neutron star to temperatures of 15 million degrees. The hot surface glows for a few seconds, producing a burst of X-rays.

Apparently, sources that produce X-ray pulses do not burst, and sources that produce X-ray bursts do not pulse. The underlying reason for this is probably the magnetic field strength on the surface of the neutron [ 124 ] star. If the field is strong, the infalling matter is channeled onto a small area. The strong magnetic field and the concentration of the matter at the base of the magnetic poles tend to make the nuclear fuel burn steadily rather than in bursts.

X-ray bursters are a spectacular illustration of the energy-generating capabilities of accreting neutron stars, but even more astounding variations on the theme no doubt exist. One may be the source known as SS433. This fantastic object is spewing two narrow high-speed jets of matter in opposite directions. A large, diffuse radio and X-ray emitting cloud not unlike a supernova remnant surrounds the jets. The power needed to maintain these jets, which are moving at about a quarter of the speed of light, is several hundred thousand times the power produced by the Sun every second.

At the heart of the object is a double star system and an X-ray star. This has led to the suggestion that SS433 is an accreting neutron star gone beserk, producing so much energy that it blasts a hole in the accretion disk, producing a twin exhaust jet structure. Why is SS433 so different from other X-ray stars? No one is sure. One possibility is that it is a hybrid object, producing energy through rotation, as in the Crab Nebula pulsar, and accretion, as in normal X-ray stars. Another is that the rate of flow of gas onto the collapsed star is extraordinarily large, producing an unstable disk that explodes into the exhaust jets. Finally, the central object may not be a neutron star at all, but a massive black hole, pulling matter in at a supercritical, or unstable rate.

Whatever the answer, the data accumulated on SS433 and many other observations around the world will be studied intensively in the years to come. SS433 has a striking resemblance to other, much larger jets produced by violent radio galaxies and quasars. It could serve as the codex that reveals the secrets of some of the most enigmatic objects in the universe.