Astronomie

Causes d'émission du disque d'accrétion

Causes d'émission du disque d'accrétion


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Autant que je sache, il existe deux sources principales pour l'émission d'énergie d'un disque d'accrétion :

  • libération d'énergie potentielle gravitationnelle de la matière tombante;
  • friction due à la rotation différentielle à l'intérieur du disque.

Quelle part de l'énergie émise est due à chaque processus ? D'ailleurs, y a-t-il d'autres processus qui contribuent au spectre ?


Que se passe-t-il dans le disque d'accrétion ?

Un disque d'accrétion est une structure (souvent circonstellaire disque) formé par un matériau diffus en mouvement orbital autour d'un corps central massif. Friction cause matériel en orbite dans le disque à spirale vers l'intérieur vers le corps central.

De plus, quelle est la température d'un disque d'accrétion ? La théorie prédit que le gaz s'écoule vers le trou sous la forme d'un nuage opaque et lumineux disque, un soi-disant disque d'accrétion (voir figure 1), et sa température devrait atteindre jusqu'à 10 millions de degrés.

De même, quel est le disque d'accrétion d'un trou noir ?

Des matières, telles que du gaz, de la poussière et d'autres débris stellaires qui se sont approchés d'un trou noir mais pas tout à fait tombé dedans, forme une bande aplatie de matière en rotation autour de l'horizon des événements appelé le disque d'accrétion (ou alors disque).

Combien de temps durent les disques d'accrétion ?

Disques d'accrétion en sursauts gamma (GRB) La durée de l'émission rapide GRB peut durer de 0,01 à 2 secondes (courtes rafales) jusqu'à 2 à 500 secondes (longue sursauts) et peuvent être expliqués par la fusion d'objets compacts ou de supernovae défaillantes (collapsars), respectivement.


Pétrologie de base

3.4.1.2 L'hypothèse nébulaire

L'hypothèse nébulaire est le modèle le plus largement accepté expliquant la formation et l'évolution du système solaire. Il a été proposé pour la première fois en 1734 par Emanuel Swedenborg, un scientifique suédois exerçant les fonctions d'ingénieur des mines, d'anatomiste et d'astronome. L'hypothèse n'a été appliquée à l'origine qu'à notre propre système solaire. On pense maintenant que cette méthode de formation du système planétaire est à l'œuvre dans tout l'univers. L'hypothèse nébulaire postule que les étoiles se forment dans des nuages ​​massifs et denses d'hydrogène moléculaire, des nuages ​​moléculaires géants. Ils sont gravitationnellement instables et la matière fusionne en des amas plus petits et plus denses à l'intérieur, qui s'effondrent ensuite et forment des étoiles. La formation des étoiles est un processus complexe, qui produit toujours un disque protoplanétaire gazeux autour de la jeune étoile. Cela peut donner naissance à des planètes dans certaines circonstances, qui ne sont pas bien connues. Ainsi, la formation de systèmes planétaires est considérée comme un résultat naturel de la formation d'étoiles. Une étoile semblable au Soleil met généralement environ 100 millions d'années à se former.

Le disque protoplanétaire est un disque d'accrétion qui continue d'alimenter l'étoile centrale. Le disque est initialement très chaud et se refroidit plus tard dans ce que l'on appelle le stade « T Tauri Star (TTS) » par formation possible de petits grains de poussière constitués de roches et de glaces. Les grains peuvent éventuellement se coaguler en planétésimaux de la taille d'un kilomètre. Les planétésimaux sont des objets solides dont on pense qu'ils existent dans les disques protoplanétaires et dans les disques de débris. Un disque protoplanétaire est un disque circumstellaire en rotation de gaz dense entourant une jeune étoile nouvellement formée, c'est-à-dire un TTS. Si le disque est suffisamment massif, les accrétions incontrôlables commencent à entraîner la formation rapide (de 100 000 à 300 000 ans) d'embryons planétaires de la taille de la Lune à Mars. Les embryons planétaires subissent une étape de fusions violentes, produisant quelques planètes terrestres près de l'étoile. La dernière étape prend environ 100 millions à 1 000 millions d'années.

Star est une sphère massive et lumineuse de vaste plasma maintenu ensemble par des forces gravitationnelles. Le soleil est l'étoile la plus proche de la planète Terre et est la source de la majeure partie de l'énergie de la planète. Les étoiles sont innombrables et peuvent être vues briller et scintiller au loin dans la nuit. Les étoiles sont regroupées pour former des constellations.

UNE planète est un objet astronomique ou céleste en orbite autour d'une étoile. La planète est suffisamment massive pour tourner dans son propre axe par sa propre gravité.

Le système solaire se compose du Soleil (étoile) et de son système planétaire de huit, leurs lunes se sont formées il y a 4 600 millions d'années à partir de l'effondrement d'un nuage géant. Les huit planètes les plus proches du Soleil vers l'extérieur sont Mercure, Vénus, la Terre, Mars (roches et métaux), Jupiter, Saturne (hydrogène et hélium), Uranus et Neptune (eau-ammoniac et méthane). Toutes les planètes tournent sur des orbites presque circulaires qui se trouvent dans un disque presque plat appelé le plan écliptique.

L'étoile, les planètes et le système solaire proviennent du même nuage géant et de la même poussière parent et se complètent mutuellement.


Des états d'activité similaires identifiés dans les trous noirs supermassifs et de masse stellaire

IMAGE: La figure illustre comment la population de galaxies Seyfert-1 actives est typiquement dominée par l'émission du disque d'accrétion (état « mou »), tandis que la population de LINER est bien moindre. Voir plus

Crédit : Teo Muñoz Darias/Juan A. Fernández Ontiveros

Les chercheurs Juan A. Fernández-Ontiveros, de l'Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) à Rome et Teo Muñoz-Darias, de l'Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), ont écrit un article dans lequel ils décrivent les différents états d'activité d'un large échantillon de trous noirs supermassifs au centre des galaxies. Ils les ont classés en utilisant le comportement de leurs « relations » les plus proches, les trous noirs de masse stellaire dans les binaires X. L'article vient de paraître dans la revue Avis mensuels de la Royal Astronomical Society (MNRAS).

La masse des trous noirs va des objets qui n'ont que quelques fois la masse du soleil à ceux qui ont des milliers de millions de masses solaires. Comprendre leurs cycles d'activité dans une perspective globale fait l'objet de recherches depuis des décennies. Ceux de masse stellaire se trouvent dans des systèmes binaires avec une étoile compagne dont ils aspirent le gaz dont ils ont besoin pour soutenir leur activité, tandis que la variété supermassive se trouve au centre de la majorité des galaxies et se nourrit du gaz, la poussière et les étoiles qui tombent dans le puits gravitationnel du noyau galactique.

Les trous noirs de masse stellaire évoluent rapidement. Leurs cycles d'activité durent généralement quelques mois ou années, au cours desquels ils passent par différents états ou phases. Ceux-ci se caractérisent par des modifications des propriétés de leurs disques d'accrétion (où le gaz chaud s'accumule avant de tomber dans le trou noir), de leurs vents et des jets de matière qu'ils produisent. Il existe deux états principaux, le premier dominé par le disque d'accrétion et le second par le jet. L'état « mou » est noté par l'émission thermique par le plasma du disque, tandis que le jet est observé à l'état « dur », lorsque le disque se refroidit, et l'émission aux longueurs d'onde radio devient très intense.

Parce qu'ils sont beaucoup plus massifs, les trous noirs supermassifs évoluent beaucoup plus lentement que leurs équivalents de masse stellaire. Ainsi, montrer la présence d'états et de phénomènes transitoires dans ceux-ci impliquerait de les observer pendant des millions d'années, car les changements au cours d'une vie humaine seraient trop petits pour être mesurés. De plus, les noyaux des galaxies sont des régions avec des populations denses d'étoiles, et l'absorption de la lumière par l'hydrogène et la poussière masque et masque le rayonnement du disque d'accrétion autour du trou noir central.

Dans cette étude, Fernández-Ontiveros et Muñoz-Darias ont utilisé un échantillon de 167 galaxies actives pour pouvoir identifier les états d'accrétions possibles des trous noirs supermassifs avec de bonnes statistiques. L'émission du disque d'accrétion ne peut pas être détectée directement, mais le gaz dans la région centrale absorbe et traite le rayonnement sous forme de raies spectrales. A l'aide des raies de l'oxygène et du néon, qui sont observées dans l'infrarouge moyen, il est possible de tester la présence du disque dans ces objets. "L'étude démontre la présence d'états d'accrétion dans les trous noirs supermassifs, avec des propriétés très similaires à celles que nous connaissons des trous noirs de masse stellaire, où les systèmes à l'état " doux " abritent un disque brillant, et ceux à l'état " dur " montrent une émission radio intense alors que le disque est très faible », explique Juan A. Fern&#ndez-Ontiveros, chercheur à l'INAF formé à l'IAC.

"Ce travail ouvre une nouvelle fenêtre pour comprendre le comportement du matériau (gaz) lorsqu'il tombe dans des trous noirs avec une large gamme de masses, et aide à une compréhension plus précise des cycles d'activité des trous noirs supermassifs qui sont au centre de la plupart des galaxies", ajoute Teo Muñoz-Darias, chercheur à l'IAC.

La figure illustre comment la population de galaxies Seyfert-1 actives est typiquement dominée par l'émission du disque d'accrétion (état « doux »), tandis que la population de LINER est beaucoup moins lumineuse et est dominée par des jets (état « dur »), qui émettent intensément en ondes radio. Les galaxies Seyfert-2, en revanche, ne présentent pas un comportement homogène et bien qu'une bonne partie se comporte de manière similaire à la Seyfert-1, un grand groupe d'entre elles sont situées dans des états intermédiaires. Ces derniers sont également observés dans les trous noirs stellaires pendant de courtes périodes.

Article : Juan A. Fernández-Ontiveros & Teo Muñoz-Darias, "États d'accrétion binaires aux rayons X dans les noyaux galactiques actifs? Sensing the accretion disk of supermassive blackholes with mid-infrared nebular lines". Avis mensuels de la Royal Astronomical Society, avril 2021. DOI : https://doi. org/ 10. 1093/ mnras/ stab1108

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Disques d'accrétion dans les systèmes stellaires compacts

Les disques d'accrétion dans les systèmes stellaires compacts contenant des naines blanches, des étoiles à neutrons ou des trous noirs sont le principal laboratoire pour comprendre le rôle des disques d'accrétion dans une grande variété d'environnements, des proto-étoiles aux quasars. Des travaux récents sur les instabilités et la dynamique des disques ont donné un nouveau cadre théorique pour étudier les disques d'accrétion. La modélisation des phénomènes dépendant du temps fournit de nouvelles informations sur les causes et l'interprétation de la variabilité photométrique et spectroscopique et de nouvelles contraintes sur le problème physique fondamental - l'origine de la viscosité dans les disques d'accrétion. Ce livre contient des critiques d'experts sur la nature des instabilités thermiques à cycle limite et une variété de sujets étroitement liés allant de la théorie du transport du moment angulaire à la cartographie d'éclipse de la structure du disque. Le résultat est une étude contemporaine complète de la structure et de l'évolution des disques d'accrétion dans les systèmes binaires compacts.

  • Introduction à la recherche sur les disques d'accrétion (J Bois)
  • L'instabilité du cycle limite dans les disques d'accrétion nain Nova (JK Cannizzo)
  • Transport de moment angulaire dans les disques à faible accumulation de masse (E T Vishniac & P H Diamond)
  • Les raies d'émission des disques d'accrétion dans les étoiles variables cataclysmiques (EL Robinson et al.)
  • Cartographie d'éclipse des disques d'accrétion : la première décennie (K Horne)
  • Atmosphères des disques d'accrétion et spectres émergents (G Shaviv & R Wehrse)
  • Disques et magnétosphères (A R King & amp J P Lasota)
  • Perte de masse et couche limite (J E Drew et W Kley)
  • L'interaction entre le flux et le disque d'accrétion (M Livio)
  • Effets de marée sur les disques d'accrétion dans les systèmes binaires proches (Y Osaki et al.)
  • Disques d'accrétion dans les binaires Bright X-Ray (H Inoue)
  • Modèles d'éclairage par rayons X des transitoires de rayons X mous (JM Hameury et al.)
  • Instabilités du disque d'accrétion de trous noirs (S Mineshige & M Kusunose)
AFFAIRE AVANT
INTRODUCTION À LA RECHERCHE SUR LES DISQUES D'ACCRÉTION

Des livres sur les disques d'accrétion ont déjà été écrits, mais aucun ne couvre le sujet avec autant de détails qu'ici. Ce livre emmène le lecteur des concepts de base des disques d'accrétion aux travaux les plus récents actuellement menés sur le sujet. Les travaux d'observation et théoriques sont couverts. En tant que tel, il convient comme introduction à ceux qui n'ont jamais travaillé dans ce domaine avec de nombreuses références utiles à d'autres revues. Il sera également extrêmement utile pour les astronomes qui travaillent dans la région. Chaque chapitre se concentre sur un aspect différent des disques d'accrétion et est écrit par un expert dans chaque domaine. Le lecteur reçoit de nombreuses références avec lesquelles il pourrait approfondir tout aspect intéressant…

L'INSTABILITÉ DU CYCLE LIMITE DANS LES DISQUES D'ACCRÉTION NAIN NOVA

Nous passons en revue le mécanisme de cycle limite des disques d'accrétion dans le contexte des disques d'accrétion nova nains. Nous commençons par une discussion de la physique de base derrière l'instabilité, puis procédons à un aperçu de la comparaison entre la théorie et l'observation.

TRANSPORT DE MOMENT ANGULAIRE DANS DES DISQUES À FAIBLE ACCRÉTION DE MASSE

Nous considérons le transport du moment cinétique dans des disques d'accrétion de faible masse, dans le sens où les forces gravitationnelles produites par le matériau de ces disques ont un effet négligeable sur la dynamique du disque. Il n'y a pas de consensus établi sur la façon dont ce transport s'effectue. Nous notons que pour des raisons phénoménologiques, le modèle traditional traditionnel n'est probablement pas une bonne description des disques réels. Nous passons ici brièvement en revue quelques-uns des modèles les plus prometteurs. Il s'agit notamment de modèles dans lesquels le transport du moment angulaire est entraîné par des chocs et par des instabilités de champ magnétique. Ce dernier est plus prometteur, mais nécessite une dynamo. Nous notons que la direction du transport du moment angulaire dû à la convection dans un disque conducteur n'est pas connue car des mécanismes concurrents sont à l'œuvre. Nous discutons brièvement d'un certain nombre de mécanismes dynamo possibles et de leurs problèmes. Nous donnons ensuite un exposé détaillé du modèle de dynamo à ondes internes, dans lequel les ondes internes excitées à de grands rayons entraînent une dynamo α – Ω. Le champ magnétique azimutal produit de cette manière est instable à une instabilité de cisaillement magnétique (MSI), qui entraîne des tourbillons turbulents presque isotropes avec des vitesses de fluide typiques de

VUNE , où VUNE est la vitesse locale d'Alfvén. L'échelle des tourbillons est

VUNE/Ω , où est la fréquence de rotation locale. Cette turbulence conduit à une saturation de la dynamo lorsque VUNE

(H/r) 2/3 cs , où H est la demi-épaisseur du disque, cs est la vitesse locale du son, et r est la coordonnée radiale. Cela donne lieu à un coefficient de viscosité effectif sans dimension

(H/r) 4/3 et des coefficients de diffusion verticale et radiale qui sont

(H/r) 4/3 Hcs . La diffusion verticale résultante de l'entropie aura un effet substantiel sur les modèles détaillés de la structure verticale dans les disques d'accrétion. Les instabilités visqueuses et thermiques des disques très chauds, celles dominées par la pression de rayonnement et la diffusion des électrons, sont sensiblement modérées dans ce modèle. Nous notons que le MSI supprime largement l'instabilité de Parker dans les disques d'accrétion.

LES LIGNES D'ÉMISSION DES DISQUES D'ACCRÉTION DANS LES ÉTOILES VARIABLES CATACLYSMIQUES

Cette revue traite des raies d'émission des disques d'accrétion dans les novae naines, les novae anti-naines, les étoiles UX UMa et, dans une moindre mesure, les novae classiques. La tomographie Doppler et les ajustements directs aux profils de raies moyennés dans le temps montrent que la distribution de l'émission de raies d'hydrogène atteint un pic vers le centre du disque et peut être approximée par une distribution radiale f(R) α R -β avec β

1,5 - 2,0. Le décrément de Balmer s'aplatit quelque peu vers le centre. Les largeurs équivalentes des raies d'émission sont fortement corrélées avec les magnitudes visuelles absolues des systèmes, devenant plus faibles à mesure que les systèmes deviennent plus lumineux. Ils sont également corrélés à l'inclinaison orbitale, devenant plus importants à mesure que l'inclinaison orbitale augmente. Les modèles invoquant des disques d'accrétion visqueux optiquement minces ne parviennent pas à reproduire les forces de raies observées et leur corrélation avec l'inclinaison orbitale, et ils sont incapables de rendre compte du comportement détaillé des raies d'émission pendant les explosions de novae naines. Il est prouvé que les raies d'émission sont produites par l'irradiation du disque par la couche limite et l'étoile centrale. Les modèles faisant appel à l'irradiation concordent qualitativement avec les données d'observation.

CARTOGRAPHIE ÉCLIPSE DES DISQUES D'ACCRÉTION : LA PREMIÈRE DÉCENNIE

Les observations des courbes de lumière des éclipses sont utilisées pour faire des cartes des disques d'accrétion dans les variables cataclysmiques éclipsantes. En observant la structure de disques d'accrétion réels, nous pouvons tester des modèles de la structure des atmosphères de disques d'accrétion, en apprendre davantage sur la viscosité des disques d'accrétion en suivant les variations temporelles dans la structure des disques nains de nova subissant des explosions et mesurer les taux d'accrétion de masse dans des systèmes à différents périodes binaires pour tester des idées sur l'évolution à long terme des variables cataclysmiques. Les structures de disques observées dans les novae naines pendant l'explosion et dans les variables de type nova à longue période confirment la loi T α R -3/4 prédite par la théorie pour les disques en régime permanent. Cependant, des profils radiaux beaucoup plus plats sont trouvés dans les disques de novae naine au repos, qui semblent être optiquement minces, et dans des variables de type nova avec des périodes comprises entre 3 et 4 heures, ce qui peut entraîner un vent de disque d'accrétion. Ce chapitre passe en revue les méthodes de cartographie d'éclipse et discute de certains des défis que les cartes de disques d'accrétion présentent à la théorie des disques d'accrétion.

ATMOSPHÈRES DES DISQUES D'ACCRÉTION ET DES SPECTRES ÉMERGENTS

La construction d'atmosphères modèles auto-cohérentes pour les disques d'accrétion stationnaires est passée en revue et une méthode pour calculer la structure hydrostatique correspondante et le champ de rayonnement est décrite. L'importance de tels modèles pour la compréhension du continuum et de l'émission de raies ainsi que la nécessité de construire le modèle de manière auto-cohérente sont discutés et démontrés.

DISQUES ET MAGNÉTOSPHÈRES

Nous discutons des flux d'accrétion binaires proches sur les étoiles à neutrons magnétiques et les naines blanches. L'image originale de l'écoulement du disque perturbé par l'écoulement le long des lignes de champ magnétique à un certain rayon interne échoue dans la plupart des cas, à l'exception des binaires à neutrons-étoiles dans lesquelles le compagnon déborde du lobe de Roche. Dans l'accrétion du vent, ou le débordement du lobe de Roche sur une naine blanche magnétique, l'écoulement est mal compris et les modèles de disques ne peuvent pas rendre compte du budget de moment angulaire observé du binaire. Nous discutons des progrès récents dans ces domaines.

PERTE DE MASSE ET COUCHE LIMITE

Dans ce chapitre, l'accent est mis sur deux phénomènes associés aux variables cataclysmiques non magnétiques à l'état haut, à savoir la couche limite optiquement épaisse et l'écoulement à grande vitesse. L'état de l'art en matière de modélisation hydrodynamique de la couche limite est décrit et il est démontré qu'il soutient le concept « classique » de la couche limite comme une ceinture équatoriale optiquement épaisse et physiquement mince autour de la naine blanche accrétive. Les propriétés observées et dérivées des vents variables cataclysmiques sont résumées. Un aperçu critique de la relation physique possible entre la perte de masse et la couche limite est ensuite donné. Une attention particulière est accordée à ce qui a été et peut être appris des observations aux rayons X et aux ultraviolets de sensibilité plus élevée.

L'INTERACTION ENTRE LE FLUX ET LE DISQUE D'ACCRÉTION

Le problème de l'interaction entre le flux de gaz du point lagrangien interne et le disque d'accrétion est passé en revue. Les observations des variables cataclysmiques et des binaires de rayons X de faible masse indiquent qu'en plus des phénomènes associés directement au point lumineux au point d'impact, le disque d'accrétion présente des régions d'épaississements verticaux à quelques phases binaires. Il est précisé qu'une telle structure verticale est en effet attendue sur la base de considérations théoriques. Il est avancé qu'une combinaison d'observations et de calculs futurs peut produire des paramètres système importants et une meilleure compréhension des processus associés à l'accrétion sur des objets compacts.

EFFETS DES MARÉES SUR LES DISQUES D'ACCRÉTION DANS LES SYSTÈMES BINAIRES FERMÉS

Les effets de marée exercés par l'étoile secondaire sur les disques d'accrétion sont discutés dans des systèmes binaires proches compacts. Les structures non-axisymétriques des disques d'accrétion sont étudiées par les trois méthodes suivantes : (1) les orbites périodiques simples des particules dans le potentiel binaire, (2) la méthode des perturbations, et (3) les simulations hydrodynamiques complètes. Les variations du rayon du disque dans le cycle d'explosion des novae naines sont ensuite étudiées. Ils se manifestent le plus clairement dans les effets de marée ou les disques d'accrétion. L'instabilité excentrique entraînée par les marées (ou l'instabilité des marées) dans un disque d'accrétion est ensuite discutée en relation avec le phénomène de superbosse dans les novae naines de type SU UMa. Il est avancé que le phénomène de superexplosion dans les étoiles SU UMa s'explique très probablement par une interaction de deux types d'instabilités intrinsèques au sein d'un disque : l'instabilité thermique et l'instabilité de marée.

DISQUES D'ACCRÉTION DANS DES BINAIRES À RAYONS X LUMINEUX

Les observations aux rayons X de binaires à rayons X de faible masse et de candidats trous noirs sont passées en revue. Dans ces sources, on considère qu'un disque d'accrétion s'étend à proximité d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir et régit principalement l'apparition de l'émission de rayons X. Ces sources présentent généralement des états spectraux doux et durs, qui correspondent éventuellement à deux états interchangeables de la partie interne du disque d'accrétion. D'autre part, la partie externe du disque réfléchit, retraite et parfois obscurcit les rayons X de l'étoile compacte centrale. Les similitudes et les différences entre les sources candidates d'étoiles à neutrons et de trous noirs sont également discutées.


Les deux étoiles de ce système binaire ont des disques d'accrétion autour d'elles

Les étoiles présentent toutes sortes de comportements à mesure qu'elles évoluent. Les petites naines rouges couvent pendant des milliards voire des milliards d'années. Les étoiles massives brûlent chaudement et brillantes mais ne durent pas longtemps. Et puis bien sûr il y a les supernovae.

Certaines autres étoiles traversent une période de flambage intense lorsqu'elles sont jeunes, et ces jeunes étoiles flamboyantes ont attiré l'attention des astronomes. Une équipe de chercheurs utilise l'Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array (ALMA) pour essayer de comprendre le torchage juvénile. Leur nouvelle étude aurait peut-être trouvé la cause et aurait pu aider à résoudre un problème de longue date en astronomie.

Le type d'étoile en question sont les étoiles FU Orionis (FU Ori). FU Orionis est à la fois un type d'étoile et une étoile spécifique de la constellation d'Orion. Le type est nommé d'après l'étoile spécifique, qui a été la première du genre à s'embraser en 1937.

Les stars de FU Ori sont de jeunes stars qui ne sont pas encore sur la séquence principale et n'ont pas encore acquis toute leur masse. Ils peuvent flamber de plusieurs ordres de grandeur en une seule année. Ces épisodes de torchage peuvent durer des décennies, et les chercheurs pensent que l'activité est causée par une augmentation de l'accrétion chez les jeunes étoiles. Les scientifiques pensent que lors du torchage, l'étoile peut acquérir une quantité importante de sa masse finale.

« L'accrétion épisodique et ses implications pour la formation des étoiles et des planètes ne sont pas bien comprises. »

Perez et. Al. 2020

Maintenant, une équipe de chercheurs étudie de plus près les étoiles FU Ori. Sébastien Perez de l'Université de Santiago, au Chili, a dirigé l'étude. Leur nouvel article est intitulé “Resolving the FU Orionis System with ALMA: Interacting Twin Disks?”It’s publié dans The Astrophysical Journal.

Les scientifiques veulent savoir ce qui se cache derrière cette accrétion et le torchage associé. Seules certaines stars en font l'expérience ? Ou est-ce une étape par laquelle passent toutes ou la plupart des stars ? Combien de temps cela dure-t-il une seule fois dans la vie d'une star, pourquoi cela se termine-t-il ?

Le concept de cet artiste montre un jeune objet stellaire et le disque d'accrétion tourbillonnant qui l'entoure. NASA/JPL-Caltech

Les jeunes proto-étoiles sont moins lumineuses que prévu selon notre compréhension de la formation stellaire. C'est ce qu'on appelle le "problème de luminosité" en astronomie, et les scientifiques se débattent avec ce problème depuis longtemps. Si les jeunes étoiles accrètent à un rythme régulier, elles devraient être plus lumineuses. Si toutes les jeunes étoiles présentent l'activité de torchage observée dans les étoiles FU Ori, cela pourrait expliquer cette luminosité manquante. Les astronomes se demandent depuis un certain temps si l'accrétion de masse dans ces jeunes étoiles en formation pourrait ne pas être constante, et si cela pourrait expliquer le problème de luminosité.

« L'accrétion épisodique et ses implications pour la formation des étoiles et des planètes ne sont pas bien comprises », déclarent les auteurs dans leur article. « Plusieurs processus physiques ont été proposés pour expliquer de tels événements d'accrétion dramatiques. Les mécanismes les plus favorisés incluent la fragmentation du disque et la migration vers l'intérieur subséquente des fragments, l'instabilité gravitationnelle et les instabilités magnéto-rotationnelles, entre autres.

L'étoile archétypale FU Ori est son homonyme, FU Orionis, dans la constellation d'Orion. Il a été observé en torchage en 1937, et sa magnitude est passée de 16,5 à 9,6. Les astronomes pensaient que c'était le seul de son genre, jusqu'à ce que d'autres soient observés.

FU Orionis est dans la constellation d'Orion. Ce n'est pas marqué sur cette image, mais c'est en haut et à droite de Bételgeuse. Crédit d'image: Par l'IAU et le magazine Sky & Telescope (Roger Sinnott & Rick Fienberg) – [1], CC BY 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=15407823

FU Orionis est en fait deux étoiles, chacune entourée de son propre disque d'accrétion. Ils sont à Orion, à environ 1360 années-lumière. Perez et l'équipe de chercheurs ont examiné de près le système avec ALMA, la première étape pour comprendre le comportement de torchage de la paire binaire.

ALMA a révélé deux disques d'accrétion, un autour de chaque étoile. Les scientifiques ont utilisé des observations et des modèles pour conclure que chacun des disques a un rayon d'environ 11 unités astronomiques, ce qui est petit mais comparable aux autres disques proto-stellaires. La paire de disques est séparée par environ 250 unités astronomiques.

Les observations du continuum ALMA montrent la poussière des deux disques entourant les étoiles binaires de FU Orionis. Chaque disque a un rayon d'environ 11 UA. [Pérez et al. 2020]

La clé pour comprendre l'activité de torchage de ces étoiles est le mouvement, ou cinématique, de leurs disques. Au fur et à mesure que l'équipe étudiait les disques, ils ont découvert que chacun était asymétrique et asymétrique. Ils pensent que cela pourrait être causé par une sorte de survol d'une autre étoile. Cela pourrait également être causé par des interactions entre les disques eux-mêmes. L'un ou l'autre de ceux-ci pourrait provoquer l'accrétion épisodique et le torchage.

Vue d'artiste d'une jeune étoile faisant une crise de colère alors qu'elle augmente soudainement son taux d'accrétion et ses fusées éclairantes. [Caltech/T. Pyle (IAPC)]

L'équipe a également trouvé des preuves d'un long flux de gaz en arc entre les disques. Ce flux renforce l'argument selon lequel les disques interagissent. Comme ils le disent dans leur article, "L'émission révélant la rotation du disque apparaît également asymétrique et asymétrique, suggérant que les disques sont sujets à une interaction sous la forme d'un survol".

Les auteurs évoquent également une alternative à l'interaction disque-disque proposée par une autre équipe de chercheurs. “Ici, la capture d'un nuage ou d'un fragment de nuage conduit également à des nébuleuses par réflexion en forme d'arc et à l'arc de gaz reliant les disques.> La capture de ce fragment de nuage reconstitue également le disque permettant un nouvel approvisionnement en matériau pour maintenir le haut taux d'accrétion.”

L'étude ne répond pas une fois pour toutes à la question de la luminosité manquante. Mais en utilisant ALMA pour examiner de près la paire binaire FU Ori, l'équipe de scientifiques a fait progresser notre compréhension de l'accrétion épisodique et du torchage. Il existe d'autres paires binaires d'étoiles FU Ori, et elles seront des cibles pour de futures études.


Remerciements

R.A.B. reconnaît le soutien par le biais de la bourse EACOA de l'East Asian Core Observatories Association. S.P.E., G.O. et L.H. reconnaissent le soutien du projet ARC Discovery (numéro de projet DP180101061). G.O. a été soutenu par la subvention CAS LCWR 2018-XBQNXZ-B-021. A.M.S. a été soutenu par la Fondation pour l'avancement de la physique théorique et des mathématiques « BASIS ». Ce travail a été soutenu par la subvention JSPS KAKENHI JP19K03921. E. est soutenu financièrement par les subventions MEXT/JSPS KAKENHI 16K05293 et ​​17K05398. J.O.C. reconnaît le soutien du ministère italien des Affaires étrangères et de la Coopération internationale (numéro de subvention MAECI ZA18GR02) et de la Fondation nationale de recherche du ministère sud-africain des sciences et de la technologie (numéro de subvention DST-NRF 113121) dans le cadre du programme de recherche conjoint ISARP RADIOSKY2020. Ce travail a été soutenu par le National Science Centre, Pologne, par le biais de la subvention 2016/21/B/ST9/01455. Le LBA fait partie de l'installation nationale du télescope australien, qui est financée par le gouvernement australien pour fonctionner en tant qu'installation nationale gérée par le CSIRO. Ce travail a été soutenu par des ressources fournies par le Pawsey Supercomputing Center avec un financement du gouvernement australien et du gouvernement de l'Australie-Occidentale. L'Observatoire national de radioastronomie est une installation de la National Science Foundation exploitée en vertu d'un accord de coopération par Associated Universities, Inc.


Plus beaux yeux sur les étoiles éclatantes

Qu'arrive-t-il au disque d'accrétion d'une étoile à neutrons lorsque sa surface explose brièvement ? Un nouvel instrument récemment déployé à la Station spatiale internationale (ISS) surveille maintenant les sursauts d'étoiles à neutrons et en rend compte.

Déploiement d'une nouvelle mission à rayons X

Lancement de NICER à bord d'une fusée Falcon 9 en juin 2017. [NASA/Tony Gray]

Dans les deux semaines suivant le lancement, NICER a été extrait de la capsule SpaceX Dragon et installé sur l'ISS. Et à la fin du mois, l'instrument collectait déjà son premier ensemble de données : les observations d'un sursaut de rayons X brillant d'Aql X-1, une étoile à neutrons accrétant de la matière à partir d'un compagnon binaire de faible masse.

Impact des rafales

L'objectif de NICER est de fournir une nouvelle vision de la physique des étoiles à neutrons à des énergies de rayons X de 0,2 à 12 keV - une fenêtre qui nous permet d'explorer les sursauts d'énergie que les étoiles à neutrons émettent parfois depuis leur surface.

Vue d'artiste d'un binaire de rayons X, dans lequel un objet compact accumule la matière d'une étoile compagne. [ESA/NASA/Félix Mirabel]

En quelques secondes, la couche de matériau est brûlée, produisant une explosion d'émission de l'étoile à neutrons qui éclipse même les régions internes du disque d'accrétion chaud. Ensuite, plus de matière se dirige vers l'étoile à neutrons et le processus recommence.

Bien que nous ayons une bonne idée de la physique qui provoque ces sursauts, nous ne comprenons pas encore l'impact que ces flashs de rayons X ont sur le disque d'accrétion et l'environnement entourant l'étoile à neutrons. Dans une nouvelle étude menée par Laurens Keek (Université du Maryland), une équipe de scientifiques détaille désormais ce que NICER a appris sur ce sujet.

Rayons X supplémentaires

Courbe de lumière (en haut) et rapport de dureté (en bas) pour le sursaut de rayons X d'Aql X-1 capturé par NICER le 3 juillet 2017. [Keek et al. 2018]

  1. Le rayonnement émis par la surface de l'étoile à neutrons a été retraité - c'est-à-dire diffusé ou absorbé et réémis - par le disque d'accrétion.
  2. Le flux d'accrétion persistant et habituel a été amélioré en raison de la traînée de rayonnement de la rafale sur le disque, augmentant brièvement le flux de rayons X du disque.

Bien que nous ne puissions pas encore déterminer avec certitude quel mécanisme domine, les observations de NICER montrent que les sursauts ont un impact substantiel sur leur environnement d'accrétion. Et, comme il existe plus de 100 de ces systèmes de sursauts à rayons X dans notre galaxie, nous pouvons nous attendre à ce que NICER nous permette de mieux explorer l'effet des sursauts de rayons X sur les disques d'étoiles à neutrons et leur environnement dans de nombreux systèmes différents à l'avenir. .

Prime

Check out the awesome gif below, provided by NASA, which shows NICER being extracted from the Dragon capsule’s trunk by a robotic arm.

Citation

L. Keek et al 2018 ApJL 855 L4. doi:10.3847/2041-8213/aab104


Accretion (astronomy)

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Keywords: active galactic nuclei, quasar, supermassive black holes, accretion disc, X-ray

Citation: Lusso E and Risaliti G (2018) The Physical Relation between Disc and Coronal Emission in Quasars. Front. Astron. Space Sci. 4:66. doi: 10.3389/fspas.2017.00066

Received: 13 November 2017 Accepted: 18 December 2017
Published: 08 January 2018.

Paola Marziani, Osservatorio Astronomico di Padova (INAF), Italy

Vahram Chavushyan, National Institute of Astrophysics, Optics and Electronics, Mexico
Luka C. Popovic, Astronomical Observatory Belgrade, Serbia
Alberto Rodriguez-Ardila, Laboratório Nacional de Astrofísica, Brazil

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