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Je sais que c'est une question simpliste, mais je ne trouve pas de réponse claire...
De plus, est-il possible que la plupart ou toutes les étoiles à neutrons soient des magnétars et/ou des pulsars ? C'est juste difficile de voir toutes leurs propriétés de notre point de vue, etc.?
Les magnétars sont un type de pulsar et les pulsars sont un type d'étoile à neutrons. Ainsi, tous les magnétars sont des étoiles à neutrons, mais certaines étoiles à neutrons ne sont pas des pulsars, et certains pulsars ne sont pas des magnétars.
Cependant, les étoiles à neutrons qui ne sont pas des pulsars sont très difficiles à observer. Et même parmi les pulsars, il n'y en a que 12% que nous pouvons réellement voir.
Les magnétars sont les explications les plus largement acceptées pour deux classes d'objets observées :
- Répéteurs gamma doux (SGR)
- Pulsars à rayons X anormaux (AXP)
Dans l'hypothèse du magnétar, ces classes d'objets sont expliquées comme des étoiles à neutrons hautement magnétisées, évoluant d'un répéteur gamma doux (durée de vie attendue ~10000 ans) à un pulsar à rayons X anormal (durée de vie attendue ~10000 ans) à mesure que la période de rotation s'allonge et le champ magnétique décroît.
Les AXP sont des pulsars, et au moins certains SGR ont été identifiés avec des pulsars (par exemple Sgr 0526-26 = PSR B0525-26). Ainsi, dans l'hypothèse du magnétar, les magnétars peuvent bien être des pulsars.
Il convient de noter que l'hypothèse du magnétar n'explique peut-être pas (tous ?) les SGR et les AXP : il semble y avoir des preuves que certains de ces objets n'ont pas de champs magnétiques particulièrement puissants par rapport aux pulsars, par ex. SGR 0418+5729 (Rea et al. 2010), et il a été suggéré que certains de ces objets pourraient en fait être des naines blanches (Lobato et al. 2016), peut-être quelque peu similaires au pulsar nain blanc d'AR Scorpii.
Seuls 31 magnétars ont été découverts. Celui-ci est Extra Strange. C'est aussi un Pulsar
Certains des objets les plus puissants du ciel ne sont pas nécessairement les plus beaux à regarder. Mais leurs secrets peuvent permettre à l'humanité d'entrevoir certains des détails les plus complexes de l'univers qui sont exposés dans leurs environnements extrêmes. Chaque fois que nous trouvons l'un de ces objets uniques, c'est un motif de célébration, et récemment, les astronomes ont trouvé un objet extrêmement unique qui est à la fois un magnétar et un pulsar, ce qui en fait l'un des 5 objets jamais trouvés.
L'objet, appelé J1818.0-1607, a été détecté pour la première fois en mars par le télescope Neil Gehreis Swift de la NASA. Il a d'abord été classé simplement comme un magnétar - l'un des 31 jamais trouvés. Les magnétars sont un type d'étoile à neutrons qui possède le champ magnétique le plus puissant jamais détecté, des millions de milliards de fois plus fort que celui de la Terre. Mais J1818.0-1607 n'était pas le même que les autres magnétars trouvés jusqu'à présent.
Il semblait être le plus jeune, avec un âge estimé à 500 ans. En conséquence, il tourne également plus rapidement que tout autre magnétar observé. Les magnétars plus jeunes tourneront plus rapidement que les plus anciens, qui ont eu la chance de ralentir certains. J1818.0-1607 prend le gâteau avec une vitesse de rotation fulgurante de 1,4 seconde.
Trouver un magnétar unique comme celui-ci attirera toujours d'autres astronomes, et certains ont fait appel à d'autres types de télescopes. L'un de ces télescopes était l'observatoire à rayons X Chandra, qu'une équipe dirigée par des chercheurs de l'Université de Virginie-Occidentale et de l'Université du Manitoba a commandé pour examiner le magnétar nouvellement découvert moins d'un mois après sa découverte initiale.
Image multispectrale de Swift de J1818.0-1607, le plus jeune pulsar et magnétar jamais observé.
Crédit : ESA / XMM-Newton / P Esposito et al.
Chandra est capable de voir dans le spectre des rayons X, il a donc pu calculer l'efficacité avec laquelle l'objet traduisait son énergie de spin décroissante en rayons X. Cette efficacité était conforme à un autre type d'objet, connu sous le nom de pulsar à rotation.
Les pulsars sont un type d'étoile à neutrons qui émet à plusieurs reprises des radiations lorsqu'elle tourne. Les observations d'autres télescopes, y compris le Very Large Array, ont fourni des données à l'appui pour que le magnétar soit également un pulsar. Cela le place sur une très courte liste de seulement 5 objets jamais découverts qui combinaient les caractéristiques des deux types d'objets.
Cependant, tous les mystères de l'objet nouvellement découvert ne sont pas encore résolus. L'un est l'endroit où tous les débris sont allés. Toutes les étoiles à neutrons sont formées à la suite d'une supernova, et J1818.0-1607 ne fait pas exception. Cependant, à un si jeune âge, les astronomes s'attendraient à voir le champ de débris de l'explosion. Il y en a eu que Chandra a ramassé, cependant, c'est beaucoup plus loin que prévu, ce qui implique que J1818.0-1607 est soit beaucoup plus vieux qu'on ne le pensait auparavant, soit qu'il a explosé avec une telle force qu'il a soufflé le champ de débris beaucoup plus rapidement que autres étoiles à neutrons connues.
L'une ou l'autre hypothèse est viable, et bien sûr, davantage de données devront être collectées afin de vraiment résoudre ce mystère. Mais la découverte de J1818.0-1607 et son observation ultérieure sont un excellent exemple du type de science qui est possible lorsque plusieurs instruments fonctionnant dans plusieurs spectres sont appliqués sur un seul objet d'intérêt. Avec de la chance, cette coordination conduira à plus de découvertes de ces combinaisons ultra rares de phares magnétiquement puissants.
Image principale : Image composite de J1818.0-1607 en rayons X et infrarouge.
Crédit : NASA / CXC / U West Virginia / H. Blumer / JPL-CalTech / Spitzer
Observations de radiomagnétars avec le Deep Space Network
Le Deep Space Network (DSN) est un réseau mondial de radiotélescopes qui prend en charge les missions spatiales interplanétaires de la NASA. Lorsque les antennes DSN ne communiquent pas avec les engins spatiaux, elles constituent une ressource précieuse pour effectuer des observations de radiomagnétars, rechercher de nouveaux pulsars au Centre galactique et des études supplémentaires liées aux pulsars. Nous décrivons les capacités de la DSN à réaliser ce type d'observations. Nous présentons également les résultats des observations de trois radiomagnétars, PSR J1745-2900, PSR J1622-4950 et XTE J1810-197, et du candidat magnétar de transition, PSR J1119-6127, en utilisant les radiotélescopes DSN près de Canberra, en Australie.
1. Introduction
Les magnétars sont de jeunes étoiles à neutrons avec de très forts champs magnétiques (
G). Ils ont des périodes de rotation entre
2 à 12 s et des taux de spin-down supérieurs à la moyenne par rapport aux autres pulsars, les plaçant dans la région supérieure droite du P–
schéma (voir figure 1). Les magnétars sont principalement alimentés par la désintégration de leurs énormes champs magnétiques, qui sert de source d'énergie pour leur comportement d'émission transitoire [1–3]. On pense que les magnétars représentent au moins 10 % de la population des jeunes étoiles à neutrons [4], et ils ont tendance à être plus concentrés vers la partie intérieure de la Galaxie [5].
. La ligne de mort du pulsar radio est donnée par le modèle de l'équation (4) de Zhang et al. [37].
Il existe actuellement 29 magnétars connus et 2 candidats magnétars supplémentaires (normalement des pulsars rotatifs), ces derniers présentant des épisodes de comportement de type magnétar. Plus que
2600 pulsars ont été découverts, mais seulement quatre d'entre eux sont des radiomagnétars : PSR J1745-2900, PSR J1622-4950, XTE J1810-197 et 1E 1547.0-5408. Ainsi, les radiomagnétars sont exceptionnellement rares et constituent
0,2% de la population de pulsars. Ils ont également de grandes valeurs de mesure de dispersion (DM) et de mesure de rotation de Faraday (RM) par rapport aux pulsars radio ordinaires, ce qui suggère qu'ils habitent des environnements magnéto-ioniques extrêmes (voir Figure 2). Une liste détaillée des propriétés associées aux magnétars connus se trouve dans le catalogue des magnétars de McGill (voir http://www.physics.mcgill.ca/
Les magnétars radio ont souvent des spectres radio plats ou inversés, et leur émission radio est fortement polarisée linéairement (par exemple, [6–10]). En conséquence, ils sont capables d'être détectés à des fréquences radio très élevées (par exemple, [7, 11, 12]). Les densités de flux, les indices spectraux et les formes d'impulsion des magnétars radio peuvent également changer sur de courtes échelles de temps (par exemple, [8, 10, 13-18]), et leurs profils d'impulsion radio affichent souvent plusieurs composantes d'émission, qui peuvent varier considérablement sur plusieurs radiofréquences (p. ex. [6, 13, 14, 19-21]). Les impulsions individuelles des magnétars radio sont généralement composées de sous-impulsions étroites, qui peuvent être exceptionnellement lumineuses. Cependant, ils sont différents des impulsions géantes émises par le pulsar du Crabe [6, 13, 22]. La morphologie de ces impulsions peut également changer considérablement entre les rotations (par exemple, [6, 13]). Un comportement de synchronisation irrégulier, y compris des pépins (augmentations soudaines de la fréquence de rotation du pulsar), est également couramment observé à partir des radiomagnétars (p. ex., [14, 20, 21, 23-26]), et il a été rapporté que leur émission radio disparaît et disparaît épisodiquement. réactiver soudainement [21, 27–32]. Les magnétars radioactifs et au repos peuvent également émettre de courtes rafales de rayons X [25, 33-35]. L'assortiment de comportements répertoriés ici indique une connexion sous-jacente entre les pulsars radio à champ magnétique élevé et les magnétars [6, 13, 25, 31].
Dans cet article, nous discutons des observations récentes de trois radiomagnétars, PSR J1745-2900, PSR J1622-4950, XTE J1810-197, et du candidat magnétar de transition, PSR J1119-6127, en utilisant les radiotélescopes Deep Space Network (DSN). Ce document n'est pas destiné à être une revue complète de la vaste littérature sur les magnétars radio. Au lieu de cela, nous nous concentrons sur les résultats d'observation récents sur ces magnétars radio particuliers en utilisant les antennes DSN. Pour une revue plus complète des magnétars, nous renvoyons le lecteur intéressé à certains des articles de revue disponibles sur le sujet (par exemple, [4, 41-46]). Dans la section 2, nous décrivons les antennes paraboliques DSN et les capacités d'observation du système. Nous discutons de nos résultats d'observation sur chacun des quatre magnétars énumérés ci-dessus dans les sections 3-6. Un résumé est fourni dans la section 7. Ce document a été préparé en réponse à une sollicitation invitée pour un numéro spécial consacré aux magnétars.
2. Le réseau de l'espace lointain
Le DSN se compose d'un réseau de radiotélescopes sur trois sites (Goldstone, Californie, Madrid, Espagne et Canberra, Australie). Chacun de ces sites est à peu près également séparé en longitude terrestre et situé dans un endroit relativement éloigné pour se protéger contre les interférences radioélectriques (RFI). Avec plusieurs antennes radio sur chaque site, le DSN couvre les deux hémisphères célestes et sert d'infrastructure de suivi et de communication des engins spatiaux pour les missions spatiales lointaines de la NASA. Les trois complexes DSN comprennent chacun une antenne de 70 m de diamètre, avec une surface adaptée aux observations radio à des fréquences allant jusqu'à 27 GHz. De plus, chaque site abrite un certain nombre de radiotélescopes plus petits de 34 m de diamètre, capables d'observer jusqu'à 32 GHz. Chaque antenne est équipée de plusieurs alimentations à haut rendement, de récepteurs refroidis cryogéniquement très sensibles et de capacités de polarisation double (circulaire). Lorsque les antennes DSN ne communiquent pas avec les engins spatiaux, elles peuvent être utilisées pour la radioastronomie et d'autres applications scientifiques radio.
Récemment, les trois sites ont été mis à niveau avec des backends de traitement de pulsar de pointe qui permettent l'enregistrement de données avec une résolution temporelle et fréquentielle élevée. Les télescopes DSN sont capables d'effectuer des observations radio dans les bandes de fréquences standard suivantes :
- bande (centrée à 8,4 GHz), et
- bande (centrée à 32 GHz). De plus, l'antenne parabolique de 70 m à Canberra (voir Figure 4) est équipée d'une alimentation à double faisceau et bande couvrant 17-27 GHz. Ces capacités sont actuellement utilisées dans divers programmes liés aux pulsars, qui incluent des recherches à haute fréquence et à bande passante ultra-large pour les pulsars dans le Centre Galactique (GC), la surveillance à haute fréquence des magnétars radio [13, 17, 18, 31, 32, 39, 40, 47, 48], des études multifréquences d'impulsions géantes du pulsar du crabe [49, 50] et des recherches à haute fréquence de sursauts radio rapides (FRB).
Les radiotélescopes DSN sont particulièrement bien adaptés à la surveillance des radiomagnétars. Ces instruments permettent des observations à cadence élevée, qui sont importantes pour suivre les changements dans les densités de flux, les formes de profil d'impulsion, les indices spectraux et le comportement d'impulsion unique des magnétars radio, qui peuvent tous varier sur des échelles de temps quotidiennes. Les observations à haute fréquence sont également essentielles car les indices spectraux des radiomagnétars sont assez plats ou inversés en moyenne. En fait, le magnétar GC, PSR J1745-2900 (voir Section 3), a été détecté à des fréquences radio record [11, 12]. Les antennes DSN sont également capables de fournir des observations simultanées à double bande avec les deux polarisations circulaires, ce qui est essentiel pour des mesures précises d'indice spectral et des études polarimétriques. De plus, étant donné que les grandes paraboles de 70 m ont des températures de système très basses, elles sont idéales pour étudier la morphologie des impulsions uniques des radiomagnétars. Nous renvoyons le lecteur à plusieurs de nos articles récents (voir [13, 17, 18, 31, 32, 39, 40, 47–50]), qui sont résumés dans les sections 3–6.
3. PSR J1745-2900 : le magnétar du centre galactique
Le magnétar GC, PSR J1745-2900, a été découvert par hasard par les Neil Gehrels Rapide Observatoire après qu'un sursaut de rayons X dur a été détecté le 24 avril 2013 [33, 34]. Le magnétar a DM (1778
) et RM (–66960 50 rad ) dont la magnitude est supérieure à celle de tout pulsar connu [51] (voir Figure 3). Il est situé à 0,1 pc du 4 central du Galaxy
(Sgr ) [52], ce qui en fait une excellente sonde de l'environnement magnéto-ionique proche de la région interne de la Galaxie. Nous avons récemment effectué des observations radio simultanées du PSR J1745-2900 à 2,3 et 8,4 GHz pendant quatre époques distinctes entre le 30 juillet 2015 et le 20 août 2016 en utilisant le radiotélescope DSN de 70 m, DSS-43 (voir Section 2) [13]. Les paramètres d'observation utilisés pour cette étude sont fournis par Pearlman et al. [13]. Ici, nous discutons de nos mesures de la forme du profil radio, de la densité de flux, du spectre radio et du comportement d'impulsion unique du magnétar, qui sont également décrites en détail dans Pearlman et al. [13].
Des pulsations radio ont été détectées à une période ≈ 3,77 s dans toutes nos observations [13]. Les profils d'impulsions de bande moyenne, illustrés à la figure 4, sont à pic unique pendant les époques 1 à 3 et à double pic pendant l'époque 4. Les profils d'impulsions de bande ne sont pas représentés ici car l'émission pulsée était significativement plus faible à cette fréquence. La densité de flux moyenne dans la bande - était sensiblement variable [13], et les densités de flux de la bande - les 30 juillet et 15 août 2015 étaient inférieures d'un facteur 7,5 par rapport aux mesures effectuées 5 mois plus tôt par Torne et al. [12]. Nos mesures des 1er avril et 20 août 2016 ont indiqué que la densité de flux de la bande - a plus que doublé depuis le 15 août 2015 [13].
Les observations radio multifréquences du PSR J1745-2900 ont révélé que son spectre radio est souvent relativement plat ou inversé [11, 12, 51], ce qui est typique de la plupart des magnétars radio. Cependant, son spectre radio peut également augmenter de manière significative à des niveaux comparables aux pulsars radio ordinaires [13, 53], qui ont un indice spectral moyen de
[54]. Au cours des époques 1 à 3, Pearlman et al. [13] ont trouvé que le magnétar présentait un indice spectral moyen significativement négatif de
lorsque le profil d'impulsion moyen était à pic unique, ce qui est comparable au spectre abrupt dérivé par Pennucci et al. [53] entre 2 et 9 GHz. L'indice spectral s'est ensuite considérablement aplati pour atteindre
à l'époque 4 où le profil affichait une composante supplémentaire [13].
Pearlman et al. [13] ont également effectué une analyse des impulsions uniques détectées à 8,4 GHz au cours de l'époque 3, qui ont affiché les impulsions les plus brillantes. Ils ont constaté que la structure d'impulsion unique observée à partir du magnétar GC était extrêmement variable dans le temps et que la morphologie des impulsions peut être entièrement différente entre les rotations successives [13] (par exemple, voir la figure 5). Des impulsions géantes, avec des densités de flux plus de dix fois supérieures au niveau de flux moyen, et des impulsions avec de multiples composantes d'émission ont été détectées pendant de nombreuses rotations du magnétar [13]. Ces impulsions géantes sont de nature différente de celles émises par le pulsar du Crabe [22]. Il existe également des preuves que la composante d'émission la plus brillante apparaît en premier au cours d'une rotation donnée et peut déclencher des explosions supplémentaires plus faibles [13].
6.7 0,3 ms a été mesuré dans les canaux de polarisation correspondants [13]. Ce chiffre a été adapté de Pearlman et al. [13].
La distribution de densité de flux observée des impulsions uniques ne peut pas être décrite par une distribution log-normale en raison de ces impulsions géantes, et des impulsions uniques brillantes peuvent parfois former une queue de flux élevé [13, 55]. Ceci est similaire au comportement d'impulsion unique rapporté par le magnétar radio transitoire, XTE J1810-197, dont la distribution d'énergie d'impulsion est bien décrite par une distribution log-normale à basse énergie et une loi de puissance à haute énergie [56]. En particulier, Pearlman et al. [13] ont mesuré un exposant d'échelle de
d'un ajustement de loi de puissance à la distribution de densités de flux d'impulsion unique avec des flux de crête supérieurs à 15 fois le niveau moyen. La distribution de l'intensité des impulsions est probablement variable dans le temps car une queue à flux élevé n'a pas été observée de manière persistante à partir du magnétar GC [13, 55, 57, 58]. Aucune corrélation n'a été trouvée entre la densité de flux de crête et le nombre de composantes d'émission dans les impulsions uniques [13]. De plus, une analyse d'impulsion unique antérieure par Yan et al. [57] à 8,6 GHz n'a révélé aucune corrélation évidente entre la largeur et la densité de flux de crête des impulsions les plus fortes du magnétar GC, et il n'y avait aucune preuve de dérive des sous-impulsions au cours de leurs observations.
Pearlman et al. [13] ont trouvé que la largeur d'impulsion intrinsèque typique des composants d'émission était de 1,8 ms, et ils ont signalé un temps de retard dominant de 7,7 ms entre les composants successifs. De plus, leur analyse a montré que certaines des composantes d'émission aux phases d'impulsion ultérieures étaient détectées plus fortement dans l'un des canaux de polarisation circulaire, ce qui suggère que certaines des composantes d'émission du magnétar peuvent être plus polarisées que d'autres (par exemple, voir la figure 5(b )) [13].Le comportement global d'une impulsion unique pendant l'époque 3 peut s'expliquer par l'émission d'un faisceau en éventail d'une largeur de
, et l'affaiblissement du faisceau en éventail peut donner lieu à des composantes d'émission plus faibles lors des phases d'impulsion ultérieures [13].
On pense que la région d'émission du magnétar GC émet des impulsions assez régulièrement, car des impulsions uniques brillantes ont été détectées pendant presque toutes les rotations. Au cours de l'époque 3, des impulsions lumineuses ont été détectées pendant 70% des rotations du magnétar GC, mais souvent pas exactement à la même phase [13]. À des fréquences radio plus élevées ( 45 GHz), Gelfand et al. [58] ont constaté que des impulsions lumineuses, d'une largeur moyenne de 4,6 ms, étaient produites pendant une fraction similaire des rotations du magnétar. Cependant, des observations radio à 3,1 GHz ont montré que le magnétar GC peut présenter de brèves périodes d'annulation du pulsar [59]. De fortes impulsions uniques ont également été détectées à des fréquences radio allant jusqu'à 154 GHz [11], ce qui suggère un mécanisme d'émission sous-jacent à large bande.
Pearlman et al. [13] ont découvert une structure de fréquence significative sur des bandes passantes de 100 MHz dans de nombreux composants d'émission d'impulsion unique, ce qui est la première fois qu'un tel comportement est observé à partir d'un radiomagnétar. Ils ont fait valoir que ces caractéristiques pourraient être produites par une forte lentille à partir de structures de plasma réfractives situées près de la partie interne de la Galaxie, mais pourraient également être intrinsèques au magnétar et peut-être similaires aux structures en bandes observées dans l'interpulse haute fréquence du pulsar du crabe [60 ]. La scintillation interstellaire diffractive et les effets instrumentaux ont tous deux été exclus comme origines possibles de ce comportement [13]. Si ces caractéristiques sont effectivement dues à la lentille plasma interstellaire, cela suggère qu'un milieu magnéto-ionique proche du GC peut augmenter les densités de flux observées des impulsions de plus d'un ordre de grandeur [13]. Ce comportement rappelle la structure observée dans les impulsions du FRB répétitif 121102 [61-63] et peut indiquer une connexion avec la plus grande population de FRB. De plus, le magnétar GC et le FRB répétitif 121102 ont des valeurs DM et RM similaires (voir Figure 2) et émettent des impulsions avec une morphologie similaire. Un magnétar extragalactique près d'un trou noir massif, peut-être un peu comme PSR J1745-2900, est l'une des théories progénitrices actuellement privilégiées pour les FRB (par exemple, [63-65]).
Récemment, Pearlman et al. [13] ont montré que les composantes d'émission comprenant les impulsions uniques du magnétar GC peuvent être considérablement élargies (par exemple, voir la figure 5 (a)). Une échelle de temps caractéristique d'élargissement d'impulsion unique de 6,9 à 0,2 ms a été signalée à 8,4 GHz [13]. L'amplitude d'élargissement de l'impulsion s'est également avérée variable entre les impulsions détectées pendant des cycles d'impulsion consécutifs et entre les composantes d'impulsion dans la même rotation de pulsar [13]. Pearlman et al. [13] ont fait valoir que ce comportement pourrait être intrinsèque, résultant de plusieurs composantes d'émission successives de faible amplitude non résolues, ou extrinsèque au magnétar, éventuellement produit par des nuages de plasma à haute densité traversant le faisceau radio à des vitesses élevées dans la magnétosphère du pulsar.
Les profils d'impulsions radio multifréquences et les impulsions uniques du magnétar GC ont révélé que la diffusion interstellaire est inférieure de plusieurs ordres de grandeur à celle prédite par le modèle de densité électronique NE2001 [53, 66, 67]. Spitler et al. [67] ont dérivé une échelle de temps d'élargissement de diffusion de 1,3 0,2 s à 1 GHz et un indice spectral d'élargissement de diffusion de –3,8 0,2 à partir des formes d'impulsions diffusées d'impulsions simples et de profils d'impulsions moyens entre 1,19 et 18,95 GHz. Ces résultats ont été utilisés pour argumenter en faveur de l'existence d'un seul écran diffusant uniforme et mince à une distance de
5,8 0,3 kpc du magnétar [68]. Des mesures radio-interférométriques ultérieures ont déterminé que l'élargissement angulaire et temporel sont tous deux produits par un seul écran de diffusion mince situé à 4,2 kpc du magnétar [69]. Cependant, Pearlman et al. [13] ont montré que les impulsions individuelles individuelles du magnétar GC à 8,4 GHz peuvent être élargies de plus d'un ordre de grandeur par rapport à ce qui est prédit par Spitler et al. [67], ce qui est incompatible avec un écran diffusant statique à des distances
1 kpc. Un écran local secondaire (par exemple, 0,1 pc du magnétar [70]) ne devrait pas contribuer de manière significative à l'élargissement temporel [71]. Nous renvoyons le lecteur intéressé aux sections 4.2 et 4.3 de Pearlman et al. [13] pour une discussion détaillée des mécanismes qui pourraient concilier le comportement d'élargissement d'impulsion observé.
4. PSR J1119-6127 : Un magnétar de transition
PSR J1119-6127 est un pulsar à champ magnétique élevé ( ≈ 4 1 G), alimenté par rotation avec une période de spin de P ≈ 410 ms [32]. Le pulsar réside au centre du reste de supernova (SNR) G292.2-0.5 [72-74], qui se trouve dans le plan galactique à une distance de 8.4 kpc [75]. Le DM du pulsar (707,4 1,3 pc [76]) et le RM (+853 2 rad
[77]) sont à la fois grands par rapport aux autres pulsars radio (voir Figure 2), et il a l'une des plus grandes dérivées de période ( ≈ 4 1 [24]), ce qui implique un âge caractéristique de
2 kirs. Le PSR J1119-6127 est le premier pulsar radio alimenté par rotation à afficher une activité de type magnétar. En fait, un seul autre pulsar à rayons X à rotation, PSR J1846-0258, a déjà affiché un comportement similaire [78], mais aucune pulsation radio n'a encore été détectée à partir de cet objet. De courtes explosions de rayons X ont été détectées à partir du PSR J1119-6127 le 27 juillet 2016 et le 28 juillet 2016 avec le Fermi Moniteur de rafale gamma (GBM) et Rapide Burst Alert Telescope (BAT), respectivement [79, 80]. Un grand problème de spin-up [25, 81], un durcissement du spectre des rayons X [25], des sursauts de rayons X supplémentaires [26, 35] et un comportement de synchronisation post-explosion irrégulier [26, 82] ont ensuite été rapportés.
Peu de temps après les premières explosions de rayons X, nous avons utilisé le radiotélescope de 70 m de la DSN, le DSS-43, pour surveiller les changements dans l'émission radio du pulsar pendant cette période d'activité de type magnétar. Des observations simultanées ont été régulièrement effectuées à 2,3 et 8,4 GHz au cours des 5 mois suivant les premiers sursauts de rayons X. Après cette période, le pulsar a été surveillé par intermittence. Plusieurs de ces observations sont décrites en détail dans Majid et al. [32], et des résultats supplémentaires seront présentés dans un prochain article de Pearlman et al. [39].
Nous avons constaté que les pulsations radio du PSR J1119-6127 disparaissaient après les premières explosions de rayons X et que l'émission était réactivée environ deux semaines plus tard [18, 29-32, 39, 83]. Les profils d'impulsion à 2,3 et 8,4 GHz ont considérablement évolué sur une période de plusieurs mois après la reprise de l'émission radio, ce qui est atypique pour les pulsars radio ordinaires [18, 32, 39]. Les profils d'impulsions à 2,3 GHz ont développé une structure d'émission à plusieurs composantes, tandis que le profil à 8,4 GHz a montré un seul pic d'émission qui variait en intensité au cours de cette période [18, 32, 39]. Des observations radio antérieures effectuées avant les sursauts ont indiqué que le profil d'impulsion était principalement à pic unique, et une structure à double pic extrêmement rare n'a été observée qu'une seule fois après un fort pépin en 2007 [23, 77, 84, 85]. En revanche, nos observations radio post-explosion ont montré que le profil d'impulsion de 2,3 GHz développait plusieurs composantes d'émission, dont deux se sont considérablement affaiblies plusieurs semaines après la disparition de l'activité de type magnétar (voir Figure 6) [18, 32, 39].
Des observations radio simultanées à 2,3 et 8,4 GHz au cours de cette période ont révélé que l'indice spectral était inhabituellement raide et comparable à l'indice spectral moyen des pulsars radio normaux lorsque les profils d'impulsion étaient à pics multiples. Au fur et à mesure que les profils se sont stabilisés et sont devenus à pic unique, le spectre radio du pulsar s'est considérablement aplati [17, 18, 32, 39]. Des changements significatifs dans la fréquence de rotation du pulsar, la densité de flux et le comportement d'une seule impulsion ont également été observés [17, 18, 31, 32, 39]. Ces résultats démontrent que le PSR J1119-6127 est un objet transitionnel, c'est-à-dire un pulsar radio à champ magnétique élevé, alimenté par rotation, capable de présenter un comportement transitoire semblable à celui d'un magnétar.
La détection d'émissions radio pulsées de plusieurs magnétars, ainsi que le comportement observé du PSR J1119-6127 lors de son explosion de 2016, ont affaibli l'idée qu'il existe une séparation nette entre les magnétars et les pulsars radio à champ magnétique élevé et alimentés par rotation. Historiquement, les champs magnétiques dipolaires de surface au-dessus de la valeur critique quantique (
≈ 4,4 1 G) et des luminosités X persistantes dépassant les pertes d'énergie rotationnelle (
) ont été interprétés comme certaines des caractéristiques d'observation déterminantes des magnétars, mais ces critères ne sont pas toujours des prédicteurs fiables du comportement de type magnétar [86, 87]. Dans le cas du PSR J1119-6127, la luminosité aux rayons X au repos du pulsar dans la bande d'énergie de 0,5 à 10 keV ( 0,9 1 erg
Gonzalez et al. [88]) est de plusieurs ordres de grandeur plus petite que son énergie de rotation inférée par spin (2,3 1 erg), c'est-à-dire ≈ 0,0004, ce qui suggère que le pulsar est souvent principalement alimenté par sa rotation. Cependant, lors de l'explosion de 2016, la luminosité des rayons X du pulsar est passée à
0,1 [25]. D'autres magnétars radio, par exemple, PSR J1622-4950, XTE J1810-197 et 1E 1547,0-5408, ont également des rendements de conversion des rayons X inférieurs à l'unité (
1) [87] et affiche l'émission transitoire à haute énergie. Cela suggère que certains magnétars et pulsars à champ magnétique élevé peuvent être alimentés par une combinaison d'énergie magnétique et de rotation.
5. PSR J1622-4950
Le PSR J1622-4950 a été détecté pour la première fois à l'aide du radiotélescope de Parkes, et c'est le seul magnétar découvert aux longueurs d'onde radio sans connaissance préalable d'un homologue radiographique correspondant [8]. Le pulsar a une période de spin de
4,33 s et un DM de 820 pc [8]. La solution de synchronisation, rapportée par Levin et al. [8], implique un champ magnétique de surface très élevé de 2,8 1
G et un âge caractéristique de 4 kyr. Le PSR J1622-4950 a un spectre radio plat et une densité de flux et un profil d'impulsion très variables [8-10, 16, 89], ce qui est similaire à d'autres magnétars radio.
Après sa découverte initiale, le magnétar a été régulièrement surveillé et détecté avec des densités de flux variables à l'observatoire de Parkes jusqu'en mars 2014 [16]. Scholz et al. [16] ont repris la surveillance du magnétar en janvier 2015, mais ils n'ont pas réussi à détecter le pulsar jusqu'en septembre 2016. Après être resté en sommeil pendant environ 2 ans, le PSR J1622-4950 a repris son émission radio entre janvier et avril 2017 [90]. Peu de temps après la réactivation radio, nous avons effectué des observations simultanées du PSR J1622-4950 dans les bandes - et - à l'aide du radiotélescope de 70 m, DSS-43, le 23 mai 2017 [48]. Pearlman et al. [48] ont constaté que le spectre radio du magnétar s'était considérablement accentué entre 2,3 et 8,4 GHz et que son comportement spectral était cohérent avec la majorité des pulsars ordinaires.
À partir d'avril 2017, nous avons utilisé les antennes paraboliques DSN de 34 m près de Canberra, en Australie, pour lancer un programme de surveillance visant à observer le PSR J1622-4950 sur 30 époques à ce jour, qui durent déjà plus d'un an. Les observations ont été réalisées en utilisant simultanément S/X-récepteurs de bande. Les étapes de traitement des données et la configuration d'observation ont été décrites en détail par Majid et al. [32]. Les détails de cette campagne de surveillance seront présentés dans Pearlman et al. [40]. Les époques d'observation n'étaient pas régulièrement espacées au cours de la campagne de surveillance d'un an en raison de divers problèmes logistiques, notamment des contraintes de calendrier. Chaque époque d'observation durait d'environ une demi-heure à quatre heures. La durée de chaque époque était suffisante pour obtenir des mesures précises des densités de flux dans les deux bandes d'observation, l'indice spectral, la période de spin du pulsar, le taux d'émission d'impulsion unique et l'élargissement de la diffusion des impulsions.
Nos résultats indiquent que le magnétar a montré des changements notables dans son profil d'impulsion à S-bande (par exemple, voir la figure 7), mais aussi particulièrement à X-bande. Les profils d'impulsion du PSR J1622-4950 montraient parfois des signes de l'émergence d'une nouvelle composante d'impulsion. La densité de flux du magnétar a également montré une variabilité dans la gamme de quelques mJy à des dizaines de mJy. En outre, nous avons également observé des changements remarquables à court terme dans le comportement d'émission du magnétar au cours de quelques époques d'observation et détecté des impulsions simples lumineuses avec une morphologie d'impulsion variable (par exemple, voir la figure 8).
6. XTE J1810-197
En juillet 2003, XTE J1810-197 a été découvert par hasard en utilisant le Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) après que le magnétar ait subi une explosion de rayons X transitoire [91]. La période de rotation du pulsar a été déterminée à 5,54 s, et un taux de spin-down élevé de 1 a été mesuré, ce qui suggère que l'étoile à neutrons est jeune (7,6 kyr) et possède un grand champ magnétique dipolaire inféré de spin (2,6 1 G) . Environ un an plus tard, une source radio coïncidente a été trouvée à l'emplacement du pulsar [92]. Par la suite, une émission radio pulsée a été détectée à partir du magnétar, faisant du XTE J1810-197 le premier magnétar avec des pulsations radio détectées [6]. Des observations radio multifréquences entre 0,7 et 42 GHz ont révélé que le magnétar émet des impulsions radio brillantes, fortement polarisées linéairement, composées de sous-impulsions étroites avec des largeurs ≤ 10 ms, pendant chaque rotation [6]. Ces résultats ont démontré qu'il existe un lien sous-jacent entre les magnétars et la plus grande population de pulsars radio ordinaires.
Les pulsations radio du XTE J1810-197 ont soudainement cessé sans avertissement à la fin de 2008, malgré l'activité continue des rayons X [21, 93, 94]. Après plus de 10 ans de repos, des pulsations radio lumineuses ont à nouveau été détectées le 8 décembre 2018 avec le télescope Lovell de 76 m à Jodrell Bank [95]. Depuis la réactivation du magnétar, de nombreux radio-observatoires ont effectué des observations de suivi du magnétar [47, 96-100]. En particulier, nous avons observé XTE J1810-197 en continu pendant 5,5 heures le 25 décembre 2018 (MJD 58477.05623) en utilisant l'un des radiotélescopes de 34 m de la DSN près de Canberra, en Australie [47]. Les données de polarisation circulaire droite ont été enregistrées simultanément aux fréquences centrales de 8,4 et 32 GHz, avec environ 500 MHz de bande passante dans chaque bande de fréquences, en utilisant la machine à pulsar ultra-large bande JPL. Notre meilleure estimation de la période de spin barycentrique et du DM est respectivement de 5,5414471(5) s et 178 9 pc . Les profils d'impulsions moyens étaient sensiblement variables et nous avons détecté des impulsions simples lumineuses à plusieurs composants dans les deux bandes de fréquences. Nous avons mesuré des densités de flux moyennes de 4,0 0,8 mJy à 8,4 GHz et de 1,7 0,3 mJy à 32 GHz, ce qui a donné un indice spectral de –0,7 0,2 sur cette large gamme de fréquences [47]. Des observations multifréquences supplémentaires sont nécessaires pour étudier le comportement du magnétar après sa récente explosion. À cette fin, nous continuons à effectuer des observations radio à haute fréquence de XTE J1810-197 à l'aide des antennes paraboliques de 70 et 34 m de la DSN près de Canberra. Un programme de suivi régulier de ce magnétar est également prévu.
7. Discussion et conclusions
Nous avons présenté un aperçu des résultats récents des observations des radiomagnétars, PSR J1745-2900, PSR J1622-4950 et XTE J1810-197, et du candidat magnétar de transition, PSR J1119-6127, obtenu à l'aide des radiotélescopes DSN près de Canberra. , Australie. Ces études apportent une preuve supplémentaire de la nature variable de ces objets. Chacun de ces radiomagnétars a présenté des changements de profil d'impulsion remarquables sur des échelles de temps allant de quelques semaines à quelques mois, avec de grandes variations de flux et d'indice spectral. En combinaison avec les résultats aux longueurs d'onde des rayons X, la variabilité observée dans les radiomagnétars peut être expliquée par les conditions de la magnétosphère [4, 45, 101], bien que le niveau de variabilité de chaque objet dépende probablement de la taille et de la géométrie de la magnétosphère. déformations. Des oscillations toroïdales dans l'étoile peuvent être excitées lors d'un sursaut, ce qui modifie alors la structure magnétosphérique et permet de produire une émission radio. Étant donné que ce comportement d'émission est clairement transitoire, une surveillance radio plus poussée de ces objets est nécessaire pour étudier leur comportement radiatif et temporel à long terme.
Le DSN a été une excellente installation pour effectuer des observations de pulsars de pointe, comme nous l'avons démontré à travers l'étude des quatre magnétars discutés dans cet article. La combinaison de l'excellente sensibilité des antennes de la DSN, notamment avec la présence d'une grande parabole de 70 m de diamètre sur chacun des complexes DSN, des récepteurs multifréquences, et le récent déploiement de machines à pulsars modernes, offre une opportunité d'observations de pulsars qui seront un ajout significatif aux ressources déjà existantes en astronomie pulsar. La disponibilité de l'antenne de 70 m à Canberra, avec son emplacement au sud, en fait une ressource idéale, complétant le télescope de Parkes, pour les observations de sources planes galactiques, y compris le Centre Galactique. En mode de recherche, les machines à pulsar du DSN offrent une résolution de fréquence et de synchronisation élevée avec la possibilité d'enregistrer simultanément plusieurs fréquences et bandes de polarisation entrantes. Cela permet des observations avec une sensibilité instantanée élevée, ce qui est très utile pour les études d'impulsions uniques. Avec des capacités de suivi de précision disponibles à plusieurs fréquences, le DSN est particulièrement bien adapté pour effectuer des observations à des longueurs d'onde plus courtes, qui se sont avérées utiles pour étudier des objets tels que des magnétars avec des indices spectraux plus plats et des pulsars à DM élevé.
Les conflits d'intérêts
Les auteurs déclarent n'avoir aucun conflit d'intérêts.
Remerciements
A. B. Pearlman reconnaît le soutien du ministère de la Défense (DoD) dans le cadre du programme de bourses d'études supérieures en sciences et en génie de la défense nationale (NDSEG) et de la bourse de recherche d'études supérieures de la National Science Foundation (NSF) sous la subvention n° DGE-1144469. Nous remercions le programme de recherche et de développement technologique du Jet Propulsion Laboratory et le fonds du président et du directeur de Caltech pour leur soutien partiel au JPL et au campus de Caltech.Une partie de cette recherche a été effectuée au Jet Propulsion Laboratory, au California Institute of Technology et au campus de Caltech, dans le cadre d'une subvention de recherche et de développement technologique dans le cadre d'un contrat avec la National Aeronautics and Space Administration. Le parrainage du gouvernement américain est reconnu.
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Droits d'auteur
Copyright © 2019 Aaron B. Pearlman et al. Il s'agit d'un article en libre accès distribué sous la licence Creative Commons Attribution, qui permet une utilisation, une distribution et une reproduction sans restriction sur n'importe quel support, à condition que l'œuvre originale soit correctement citée.
Le jeune magnétar est probablement le pulsar le plus lent jamais détecté
En utilisant Chandra et d'autres observatoires à rayons X, les astronomes ont trouvé des preuves de ce qui est probablement l'un des pulsars les plus extrêmes, ou des étoiles à neutrons en rotation, jamais détectés. Cette image composite montre RCW 103 et sa source centrale 161348-5055 dans trois bandes de rayons X détectées par Chandra avec des rayons X de basse, moyenne et haute énergie colorés respectivement en rouge, vert et bleu. (Les données de rayons X ont été combinées avec une image optique.) La source centrale RCW 103 a les propriétés d'un magnétar, une étoile à neutrons hautement magnétisée, mais tourne à la vitesse relativement lente d'une fois environ toutes les 6&frac23 heures. Cela en ferait l'étoile à neutrons à rotation la plus lente jamais détectée. Crédit image : Rayons X : NASA/CXC/Université d'Amsterdam/N.Rea et al Optique : DSS. En utilisant l'observatoire à rayons X Chandra de la NASA et d'autres observatoires à rayons X, les astronomes ont trouvé des preuves de ce qui est probablement l'un des pulsars les plus extrêmes, ou des étoiles à neutrons en rotation, jamais détectés. La source présente les propriétés d'une étoile à neutrons hautement magnétisée, ou magnétar, mais sa période de spin déduite est des milliers de fois plus longue que n'importe quel pulsar jamais observé.
Depuis des décennies, les astronomes savent qu'il existe une source dense et compacte au centre de RCW 103, les restes d'une explosion de supernova située à environ 9 000 années-lumière de la Terre dans la constellation australe de Norma. L'image composite ci-dessus montre RCW 103 et sa source centrale, connue officiellement sous le nom de 1E 161348-5055 (1E 1613, en abrégé), dans trois bandes de rayons X détectées par Chandra. Sur cette image, les rayons X de plus faible énergie de Chandra sont rouges, la bande moyenne est verte et les rayons X de plus haute énergie sont bleus. La source de rayons X bleu vif au milieu de RCW 103 est 1E 1613. Les données de rayons X ont été combinées avec une image optique du Digitized Sky Survey.
Les observateurs avaient précédemment convenu que 1E 1613 est une étoile à neutrons, une étoile extrêmement dense créée par la supernova qui a produit RCW 103. Cependant, la variation régulière de la luminosité des rayons X de la source, avec une période d'environ six heures et demie , a présenté un puzzle. Tous les modèles proposés ont eu des problèmes pour expliquer cette périodicité lente, mais les idées principales étaient soit une étoile à neutrons en rotation qui tourne extrêmement lentement en raison d'un mécanisme de ralentissement inexpliqué, soit une étoile à neutrons à rotation plus rapide qui est en orbite avec une étoile normale dans un système binaire.
Le 22 juin 2016, un instrument à bord du télescope Swift de la NASA a capturé la libération d'une courte rafale de rayons X de 1E 1613. La détection Swift a attiré l'attention des astronomes car la source présentait des fluctuations intenses et extrêmement rapides sur une échelle de temps de millisecondes, similaire à d'autres magnétars connus. Ces objets exotiques possèdent les champs magnétiques les plus puissants de l'univers et des milliards de fois ceux observés sur le Soleil et peuvent éclater avec d'énormes quantités d'énergie.
Cherchant à approfondir leurs recherches, une équipe d'astronomes dirigée par Nanda Rea de l'Université d'Amsterdam a rapidement demandé à deux autres télescopes en orbite, l'observatoire à rayons X Chandra et le réseau de télescopes spectroscopiques nucléaires de la NASA, ou NuSTAR et mdash, de faire le suivi des observations.
De nouvelles données de ce trio de télescopes à haute énergie et des données d'archives de Chandra, Swift et XMM-Newton de l'ESA ont confirmé que 1E 1613 possède les propriétés d'un magnétar, ce qui en fait seulement le 30e connu. Ces propriétés incluent les quantités relatives de rayons X produits à différentes énergies et la façon dont l'étoile à neutrons s'est refroidie après le sursaut de 2016 et un autre sursaut observé en 1999. L'explication binaire est considérée comme peu probable car les nouvelles données montrent que la force de la variation périodique dans les rayons X change considérablement à la fois avec l'énergie des rayons X et avec le temps. Cependant, ce comportement est typique des magnétars.
Mais le mystère de la rotation lente demeurait. La source tourne une fois toutes les 24 000 secondes (6&frac23 heures), bien plus lentement que les magnétars les plus lents connus jusqu'à présent, qui tournent toutes les 10 secondes. Cela en ferait l'étoile à neutrons à rotation la plus lente jamais détectée.
Les astronomes s'attendent à ce qu'une seule étoile à neutrons tourne rapidement après sa naissance dans l'explosion de la supernova, puis ralentit avec le temps à mesure qu'elle perd de l'énergie. Cependant, les chercheurs estiment que le magnétar à l'intérieur du RCW 103 a environ 2 000 ans, ce qui n'est pas assez de temps pour que le pulsar ralentisse à une période de 24 000 secondes par des moyens conventionnels.
Bien qu'il ne soit toujours pas clair pourquoi 1E 1613 tourne si lentement, les scientifiques ont quelques idées. L'un des principaux scénarios est que les débris de l'étoile explosée sont retombés sur les lignes de champ magnétique autour de l'étoile à neutrons en rotation, la faisant tourner plus lentement avec le temps. Des recherches sont actuellement en cours pour d'autres magnétars à rotation très lente pour étudier cette idée plus en détail.
Un autre groupe, dirigé par Antonino D’Aì à l'Institut national d'astrophysique (INAF) de Palerme, en Italie, a surveillé 1E 1613 dans les rayons X à l'aide de Swift et dans le proche infrarouge et la lumière visible à l'aide du télescope de 2,2 mètres de l'European Observatoire austral de La Silla, au Chili, pour rechercher toute contrepartie de faible énergie au sursaut de rayons X. Ils concluent également que 1E 1613 est un magnétar avec une période de spin très lente.
Regarder dans un bébé magnétar avec les yeux de Chandra
Les scientifiques ont trouvé des preuves d'un "bébé" magnétar chevauchant la frontière entre les magnétars et les pulsars à l'aide de l'observatoire à rayons X Chandra de la NASA. Cette étude est un élément important dans un tableau de plus en plus complexe d'unification des différentes classes de populations d'étoiles à neutrons.
Les magnétars et les pulsars à rotation sont des types particuliers d'étoiles à neutrons, laissés après qu'une étoile massive devienne une supernova et explose. Ils mesurent environ 12 miles de diamètre et comptent parmi les objets les plus denses de l'univers, avec une cuillère à café d'un matériau d'étoile à neutrons pesant des milliards de tonnes. Les magnétars possèdent les champs magnétiques les plus extrêmes de l'Univers, environ un milliard de fois la force du champ magnétique terrestre, et peuvent produire d'énormes quantités de rayons X et de rayons gamma à haute énergie. Dans de rares cas, ils émettent également de puissantes impulsions d'ondes radio régulièrement synchronisées. On pense qu'ils sont alimentés par leurs champs magnétiques ultra-élevés tandis que les pulsars sont alimentés par leur spin et émettent des faisceaux radio à longue durée de vie.
Image multi-longueurs d'onde de l'environnement de J1818 en radio (rouge), infrarouge (vert) et rayons X (bleu). Image reproduite avec l'aimable autorisation de Loren Anderson (West Virginia University).
Le bébé magnétar, nommé Swift J1818.0-1607 (ou J1818 en abrégé), se trouve dans notre galaxie et a été découvert en mars 2020 par l'observatoire Neil Gehrels Swift de la NASA. En pleine pandémie, alors que le monde entier était en confinement, le magnétar a décidé de faire son apparition en s'éclairant subitement en rayons X et rayons gamma mous. La détection Swift a attiré l'attention des astronomes car la source a lancé une série de sursauts intenses à haute énergie d'une durée de millisecondes dans notre direction, annonçant la découverte de ce petit nouveau sur le bloc. Les scientifiques n'ont identifié que 31 magnétars, alors qu'il existe plus de 3 000 étoiles à neutrons connues.
« Nous avons un très jeune magnétar émettant à la fois en haute énergie et en radio, l'une des cinq seules sources de ce type connues à ce jour. Notre étude Chandra révèle que J1818 est une source transitoire se comportant à la fois comme un jeune pulsar à rotation et comme un magnétar, un scénario rare où son moteur oscille entre la rotation et l'énergie magnétique », a déclaré Harsha Blumer du Center for Gravitational Waves de l'Université de Virginie-Occidentale et Cosmology et auteur principal de l'article Astrophysical Journal Letters publiant ces résultats.
"J1818 est un magnétar récemment découvert avec un champ magnétique super puissant et peut être le plus jeune de son genre connu - seulement environ 470 ans, ce qui est un "bébé" par rapport à l'âge d'autres objets dans l'univers qui peuvent être des millions de ans ou plus. Le fait que J1818 soit le plus jeune découvert permet aux astronomes de le voir « grandir », car la plupart des magnétars sont déjà à un âge avancé lorsqu'ils sont vus pour la première fois », explique le co-auteur Samar Safi-Harb de l'Université du Manitoba.
Si cet âge est vrai, nos ancêtres auraient été témoins de l'explosion de la supernova qui a créé le magnétar à peu près au même moment où da Vinci a achevé la Joconde. Cependant, son environnement complexe et sa distance peuvent l'avoir caché de la vue.
« C'est un objet vraiment inhabituel dans la mesure où nous pouvons l'étudier à travers le spectre électromagnétique - à chaque nouvelle fréquence d'observation, nous en apprendrons plus sur son mécanisme d'émission et son environnement, ainsi que sur la physique exotique en jeu », note Maura McLaughlin, directrice de le Centre des ondes gravitationnelles et de la cosmologie. "Dr. L'article de Blumer sera une contribution extrêmement précieuse à notre compréhension de ces objets. "
Blumer note que la haute résolution en secondes d'arc de Chandra leur a permis d'étudier son environnement complexe et de découvrir une nébuleuse compacte et minuscule qui aurait facilement été manquée avec n'importe quel autre télescope. On pense que la nébuleuse est le halo de diffusion de poussière du sursaut magnétar, mais il pourrait y avoir une faible nébuleuse du vent du pulsar - des particules chargées sortant du pulsar - cachée en dessous.
Les collaborations interdisciplinaires au sein du Center for Gravitational Waves and Cosmology sont évidentes, y compris l'expertise de la chercheuse du Centre, Loren Anderson. Puisque l'inconnu est intrigant, il note en outre que « les magnétars sont créés dans les explosions de supernova. Comme les magnétars sont jeunes, ils peuvent encore être associés aux débris de telles explosions. Il existe un résidu de supernova candidat (SNR) à proximité de J1818, bien que sans connaître la distance par rapport au SNR ou à J1818, nous ne pouvons pas dire s'ils sont liés. Les observations futures nous permettront, espérons-le, de déterminer l'association, faisant peut-être la lumière sur la naissance de J1818. »
Blumer conclut : « Nous apprenons chaque jour des choses nouvelles et passionnantes sur l'espace et découvrir davantage de ces sources serait également essentiel pour comprendre la connexion entre les magnétars et les sursauts radio rapides. » Les sursauts radio rapides, ou FRB, sont de puissants flashs d'ondes radio d'une durée d'une milliseconde découverts en 2007 par une équipe dirigée par Duncan Lorimer à WVU, mais leur origine reste un mystère.
"Cette découverte souligne tout ce que nous avons encore à apprendre sur la population de magnétars", a déclaré Lorimer, doyen associé à la recherche de WVU, qui, avec McLaughlin, a co-découvert le premier FRB avec l'ancien étudiant de premier cycle de WVU, David Narkevic.
Kilonova Explosion GRB 200522A donne naissance à un magnétar
Le 22 mai 2020, la lumière d'une explosion titanesque au plus profond de l'espace a atteint la Terre. L'énergie vue par les astronomes racontait la collision d'une paire d'étoiles à neutrons, créant une explosion de kilonova.Cet événement, libérant plus d'énergie en une demi-seconde que notre Soleil n'en produira dans 10 milliards d'années, a laissé un objet rare dans les débris.
Lorsque les astronomes ont examiné l'éruption, ils ont trouvé des preuves d'un magnétar – une étoile à neutrons ultradense, à peu près de la taille d'une ville, abritant un puissant champ magnétique.
Je vais toujours avoir besoin de vos informations d'assurance…
La découverte - la première collision d'étoiles à neutrons jamais vue - a été réalisée grâce à des études menées dans les longueurs d'onde visibles de la lumière, ainsi que dans les fréquences infrarouges, radio et X.
Le Dr Wen-fai Fong de l'Université Northwestern, chercheur sur cette étude, visite Nouvelles de l'astronomie avec The Cosmic Companion 27 novembre. Rejoignez-nous alors pour un aperçu approfondi de cette étude !
La première lumière de l'événement, à 7,6 milliards d'années-lumière de la Terre, a été vue sous la forme d'un sursaut de rayons gamma court hautement énergétique. Ce sont des sursauts gamma qui durent moins de deux secondes (on pense que les GRB plus longs sont le résultat de l'effondrement du cœur d'une étoile supermassive).
Les rayons gamma ont la fréquence la plus élevée de toutes les formes connues de rayonnement électromagnétique. Cependant, cet affichage rayonnait de l'énergie dans tout le spectre électromagnétique.
En règle générale, les astronomes s'attendent à ce que la collision d'une paire d'étoiles à neutrons entraîne l'effondrement quasi instantané des étoiles mortes dans un trou noir. Cependant, ce n'est pas ce que les astronomes ont découvert en observant les conséquences de l'explosion du GRB 200522A.
« Notre étude montre qu'il est possible que, pour ce court sursaut gamma particulier, l'objet lourd ait survécu. Au lieu de s'effondrer dans un trou noir, il est devenu un magnétar : une étoile à neutrons en rotation rapide qui a de grands champs magnétiques, déversant de l'énergie dans son environnement et créant la lueur très brillante que nous voyons », a déclaré Wen-fai Fong, astrophysicien à Université du nord-ouest.
Dans un Champagne Kilonova dans le Ciel…
La séquence de collision d'une paire de supernova formant un magnétar dans une explosion de kilonova. Crédit image : NASA, ESA et D. Player (STScI)La collision d'une paire d'étoiles à neutrons aurait deux phases principales après l'explosion. Les séquelles, qui durent quelques jours, sont marquées par des collisions entre le matériel qui s'éloigne du site de la collision à des vitesses fantastiques et l'enveloppe de gaz entourant l'événement. Ceci est suivi par la lueur kilonova des particules en mouvement tourbillonnant autour de la région de l'espace entourant la collision.
Kilonovae peut être 1 000 fois plus lumineuse que l'explosion typique d'une supernova. Un seul de ces événements confirmés a été vu avant ce dernier affichage – en 2017.
Cependant, la lueur de la kilonova du GRB 200522A s'est avérée 10 fois plus élevée que prévu, en particulier dans les longueurs d'onde infrarouges, déconcertant les chercheurs.
« Ces observations ne correspondent pas aux explications traditionnelles des sursauts gamma courts. Compte tenu de ce que nous savons de la radio et des rayons X de cette explosion, cela ne correspond tout simplement pas. L'émission dans le proche infrarouge que nous trouvons avec Hubble est beaucoup trop lumineuse », a déclaré Fong.
Dr Wen-fai Fong et plusieurs membres de son équipe de recherche à l'Université Northwestern. Crédit image : NWU
Les chercheurs ont réalisé qu'il était possible que la rotation rapide des étoiles à neutrons - tournant mille fois par seconde - ait pu être transférée dans la matière éjectée de l'explosion. Un tel processus aurait pu entraîner la libération de grandes quantités de rayonnement électromagnétique, suggère l'étude.
« Les flashs intenses de rayons gamma provenant de ces sursauts semblent provenir de jets de matière qui se déplacent extrêmement près de la vitesse de la lumière. Les jets ne contiennent pas beaucoup de masse – peut-être un millionième de la masse du Soleil – mais parce qu'ils se déplacent si vite, ils libèrent une énorme quantité d'énergie sur toutes les longueurs d'onde de la lumière », explique la NASA.
Vues pour la première fois par des astronomes utilisant l'observatoire Neil Gehrels Swift de la NASA, des observations ont rapidement été lancées sur d'autres télescopes, notamment le télescope spatial Hubble, le Very Large Array ou les radiotélescopes, le W.M. Keck Observatory et le réseau mondial de télescopes de l'observatoire de Las Cumbres.
Vous devez casser quelques œufs si vous voulez faire un magnétar
On pense que la désintégration radioactive des éléments lourds provenant de l'explosion d'une kilonova produit des éléments critiques dans le cosmos, notamment de l'or et de l'uranium.
La collision, qui aurait dû former un trou noir, a plutôt (apparemment) formé un magnétar, une étoile à neutrons supermassive et hautement énergétique. Une vingtaine de magnétars ont été découverts jusqu'à présent.
« À ce jour, nous n'avons qu'une kilonova confirmée et bien échantillonnée. Il est donc particulièrement excitant de trouver une nouvelle kilonova potentielle qui semble si différente. Cette découverte nous a donné l'opportunité d'explorer la diversité des kilonovae et de leurs objets restants », a déclaré Jillian Rastinejad, une étudiante diplômée travaillant avec Fong.
L'équipe a également suggéré deux autres processus possibles qui auraient pu former le magnifique sursaut vu du GRB 200522A. Une possibilité est que deux vagues de particules en mouvement rapide se soient écrasées l'une contre l'autre, libérant de l'énergie imitant la formation d'un magnétar. Ou, des méthodes inconnues de décroissance radioactive pourraient être responsables de l'affichage. Cependant, l'équipe pense que les astronomes voient en fait la création d'un magnétar.
Si cet événement a formé un magnétar, les astronomes s'attendent à voir une libération d'ondes radio de la région au cours des prochaines années. Le télescope spatial James Webb, dont le lancement est prévu en 2021, est idéal pour étudier des événements tels que GRB 200522A.
L'analyse de cette étude sera publiée plus tard cette année dans The Astrophysical Journal.
James Maynard
James Maynard est le fondateur et éditeur de The Cosmic Companion. C'est un natif de la Nouvelle-Angleterre devenu rat du désert à Tucson, où il vit avec sa charmante épouse, Nicole, et Max le chat.
Les astronomes découvrent le bébé pulsar – un magnétar rare – né il y a à peine 240 ans
Une impression d'artiste d'une étoile à neutrons enveloppée dans un puissant champ magnétique - un magnétar. Image : ESALes astronomes ont découvert ce qui semble être la plus jeune étoile à neutrons jamais découverte, un pulsar compact à rotation rapide né dans une explosion de supernova il y a à peine 240 ans et doté d'un champ magnétique 70 quadrillions de fois plus fort que celui de la Terre. Cela en fait l'un des 31 magnétars découverts à ce jour dans une population de plus de 3 000 étoiles à neutrons connues.
Connu sous le nom de Swift J1818.0−1607, le magnétar se trouve à environ 15 000 années-lumière de la Terre dans la constellation du Sagittaire. Il effectue une rotation toutes les 1,36 seconde et entasse deux fois la masse du Soleil dans un corps d'à peine 25 kilomètres (15 miles) de diamètre.
« Apercevoir quelque chose d'aussi jeune, juste après sa formation dans l'Univers, est extrêmement excitant », a déclaré Paolo Esposito de l'École universitaire d'études avancées IUSS Pavie, en Italie, et auteur principal d'un article en Lettres de revues astrophysiques.
« Les gens sur Terre auraient pu voir l'explosion de la supernova qui a formé ce bébé magnétar il y a environ 240 ans, en plein milieu des révolutions américaine et française. »
Les étoiles à neutrons se forment lorsque les noyaux d'étoiles massives sont à court de combustible nucléaire et ne sont plus en mesure de résister à l'écrasement de la gravité vers l'intérieur. Alors que le noyau s'effondre à des densités extrêmes, les couches externes de l'étoile sont emportées, semant l'espace avec les éléments lourds et autres matières premières nécessaires aux nouvelles étoiles.
Les étoiles à neutrons en rotation sont connues sous le nom de pulsars et une fraction des pulsars découverts à ce jour possèdent des champs magnétiques extrêmement puissants. Ils sont connus sous le nom de magnétars. Le champ magnétique de Swift J1818.0-1607 est jusqu'à 1 000 fois plus puissant que celui d'une étoile à neutrons typique et environ 100 millions de fois plus puissant que les aimants les plus puissants fabriqués par l'homme.
Swift J1818.0-1607 a été repéré pour la première fois, comme son nom l'indique, par l'observatoire Neil Gehrels Swift de la NASA le 12 mars lorsqu'une puissante rafale de rayons X a été observée. Des chercheurs de l'observatoire XMM-Newton de l'Agence spatiale européenne et du télescope NuSTAR de la NASA, ainsi que du radiotélescope de Sardaigne en Italie, ont ensuite effectué des observations de suivi approfondies.
Une image composite de Swift J1818.0−1607, imagée par la caméra EPIC-pn sur le XMM-Newton de l'ESA. Image : ESA/XMM-Newton P. Esposito et al. (2020)
"Les magnétars sont des objets fascinants, et ce bébé semble particulièrement intrigant compte tenu de ses caractéristiques extrêmes", a déclaré Nanda Rea de l'Institut des sciences spatiales de Barcelone, en Espagne, et chercheur principal des observations.
"Le fait qu'il puisse être vu à la fois dans les ondes radio et les rayons X offre un indice important dans un débat scientifique en cours sur la nature d'un type spécifique de reste stellaire: les pulsars."
Les magnétars sont généralement considérés comme rares et distincts des autres pulsars qui apparaissent principalement dans les émissions radio. Mais ils peuvent être beaucoup plus fréquents.
"Le fait qu'un magnétar se soit formé récemment indique que cette idée est bien fondée", a déclaré la co-auteur Alice Borghese, basée à l'Institut des sciences spatiales de Barcelone.
"Les astronomes ont également découvert de nombreux magnétars au cours de la dernière décennie, doublant la population connue", a-t-elle ajouté. "Il est probable que les magnétars soient juste bons pour voler sous le radar lorsqu'ils sont en sommeil, et ne sont découverts que lorsqu'ils" se réveillent "- comme le démontre ce bébé magnétar, qui était beaucoup moins lumineux avant l'explosion qui a conduit à sa découverte . "
Un pulsar peut-il aussi être un magnétar ? - Astronomie
Collection JKROG08
(Édité et ajouts par Pegasus)
Étoiles à neutrons, pulsars et magnétars
Publié par jkrog08, le 20 juin 2009 à 21:57 GMT
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J'ai décidé de créer ce fil dans le but de faire la lumière sur un phénomène astronomique très intéressant que beaucoup de grand public ne connaît pas, à moins qu'ils ne s'intéressent à l'astronomie ou ne suivent des cours formels. Je couvrirai les étoiles à neutrons, quelques sortes de pulsars et les magnétars. Bien que tous ces éléments soient des étoiles, ils sont très différent à partir de la visualisation normale d'une étoile que beaucoup de gens imaginent en pensant à une étoile. Ces étoiles ne sont qu'un autre exemple brillant de l'étrangeté et de l'émerveillement complets de l'Univers. Alors sans plus attendre, commençons !
Une étoile à neutrons est le noyau restant, ou le vestige d'une étoile massive qui est beaucoup plus massive que notre Soleil, comme une géante rouge qui a terminé son cycle de vie dans un type spécifique de supernova qui est causée par ce qu'on appelle un l'effondrement du noyau, qui est causé par la gravité de l'étoile étant trop forte pour se soutenir. Le noyau restant n'est normalement pas plus grand qu'une ville comme Manhattan sur Terre, mais contient environ 1,4 fois la masse de notre Soleil ! Si vous pouviez prendre une cuillère à café et « retirer la matière » de l'étoile à neutrons, elle pèserait un milliard de tonnes ! Le champ magnétique d'une étoile à neutrons est d'environ 1 quadrillion de fois plus fort que la Terre. Une étoile à neutrons est encore très chaude bien que le plasma (atmosphère solaire) ne soit plus autour d'elle. Une étoile à neutrons est l'une des nombreuses extrémités qu'une étoile peut prendre, encore plus d'étoiles massives qui ont des noyaux d'environ 5 masses solaires et qui finissent par devenir les fameux trous noirs, mais nous n'entrerons pas dans ces détails ici. Le nom « étoile à neutrons » vient du fait que l'étoile est composée de presque tous les neutrons. La vitesse d'échappement d'une étoile à neutrons est de 33 % de la vitesse de la lumière, donc d'une certaine manière, on pourrait dire que l'étoile à neutrons est la scène juste en dessous d'un trou noir en raison de son extrême gravité causée par sa masse très élevée. Les étoiles à neutrons tournent assez rapidement, généralement plusieurs fois par seconde, certaines tournant plusieurs centaines de fois par seconde. Ceci est dû à la conservation du moment cinétique. L'étoile à neutrons connue la plus proche de la Terre est PSR J0108-1431, qui est un pulsar (chapitre suivant) et se trouve à seulement 280 années-lumière. Il y a plus de 1300 étoiles à neutrons confirmées et environ 10^5 dans la Voie lactée.
Un autre type d'étoile à neutrons, les pulsars sont une étoile à neutrons à rotation rapide qui tire des jets de rayons X, d'ondes radio et parfois de rayons gamma à une vitesse très proche de la vitesse de la lumière (186 000 mps) à partir de ses puissants pôles magnétiques. Ce type d'étoile à neutrons possède également un puissant champ magnétique. Le temps observé entre leurs impulsions est compris entre 1,4 milliseconde et 8,5 secondes. Certains pulsars ont une période de rotation aussi précise qu'une horloge atomique. Un pulsar est mieux décrit comme étant exactement analogue à un phare dans son apparence et son comportement. De toute évidence, le nom "pulsar" vient de la façon dont l'étoile émet de la lumière et d'autres rayonnements électromagnétiques lorsqu'elle tourne. Certains pulsars, tels que le PSR B1257 +12, sont connus pour avoir des planètes en orbite, appeléesplanètes pulsar. Le mécanisme exact de la façon dont les pulsars émettent des faisceaux de rayonnement électromagnétique est encore inconnu, bien qu'on sache qu'ils existent depuis leur découverte en juillet 1967. On pense qu'il résulterait peut-être de processus électromagnétiques complexes qui se déroulent aux pôles hautement magnétisés de une étoile à neutrons. Bien que le mécanisme exact ne soit toujours pas compris. Parfois, les pulsars émettent un rayonnement EM dans le spectre de la lumière visible du champ EM.
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Image reproduite avec l'aimable autorisation de sciencedaily.com
Il existe plusieurs sous-catégories de pulsars, pulsars millisecondes sont simplement des pulsars avec des périodes de rotation en millisecondes, donc ils tournent évidemment très rapidement. Ceux-ci se trouvent normalement dans un système d'étoiles binaires et sont censés s'accréter ou leur tirer de la matière de son étoile sœur. Comme mentionné ci-dessus, certains pulsars émettent des rayonnements dans la bande radio du spectre, ceux-ci sont appelés pulsars radio et sont censés être alimentés par leur période de rotation rapide. Certains émettent le rayonnement électromagnétique dans la bande des rayons X du spectre, ceux-ci sont donc appelés Pulsars à rayons X, et sont censés être alimentés par l'accrétion d'une étoile sœur dans son orbite binaire. Pulsars à rayons gamma sont des pulsars qui émettent un rayonnement dans la bande gamma du spectre. Les pulsars binaires sont des pulsars qui ont une étoile compagne, généralement un autre pulsar, une naine blanche ou une étoile à neutrons. Les pulsars binaires émettent principalement des rayons X.Pulsars à rayons X anormaux sont maintenant considérés comme des magentars (chapitre suivant) en raison de leurs champs magnétiques très puissants et de leurs périodes de rotation lentes de 5 à 12 secondes. Il est maintenant communément admis que les pulsars et les magentars sont en fait la même chose, juste à des stades différents de l'évolution des étoiles à neutrons. De plus, il est postulé qu'une étoile à neutrons peut passer d'un pulsar à un magnétar et vice versa, celles qui ont été observées en train de le faire sont appelées pulsars périodiques.
Cependant, l'un de ces phares clignotants a surpris les observateurs… il a explosé, projetant de grandes quantités d'énergie dans l'espace, puis a continué à tourner et à clignoter comme si de rien n'était. Ce phénomène a récemment été observé par le Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) de la NASA et a été confirmé par les données de l'observatoire à rayons X Chandra... Diagramme expliquant la mécanique du pulsar avec l'aimable autorisation de nasa.govIl existe en fait d'autres classes d'étoiles à neutrons. Les " magnétars " à rotation lente et hautement magnétiques sont considérés comme un type distinct d'étoiles à neutrons. Ils sont distincts du pulsar moins magnétique car ils libèrent sporadiquement de grandes quantités d'énergie dans l'espace et ne présentent pas la rotation périodique que nous comprenons des pulsars. On pense que les magnétars explosent lorsque le champ magnétique intense (le champ magnétique le plus puissant que l'on pense exister dans l'Univers) déforme la surface de l'étoile à neutrons, provoquant des événements de reconnexion extrêmement énergétiques entre les flux magnétiques, provoquant des sursauts de rayons X violents et sporadiques.
Il y a maintenant des spéculations selon lesquelles les pulsars périodiques connus qui présentent soudainement des explosions de type magnétar sont en fait les cousins hautement magnétiques des pulsars déguisés en pulsars. Les pulsars n'ont tout simplement pas assez d'énergie magnétique pour générer des explosions de cette ampleur, contrairement aux magnétars.
Fotis Gavriil du Goddard Space Flight Center de la NASA à Greenbelt, et ses collègues ont analysé une jeune étoile à neutrons (appelée PSR J1846-0258 dans la constellation de l'Aquila). Ce pulsar était souvent considéré comme « normal » en raison de sa rotation rapide (3,1 tours par seconde), mais RXTE a observé cinq sursauts de rayons X de type magnétar provenant du pulsar en 2006. Chaque événement ne durait pas plus de 0,14 seconde et générait le énergie de 75 000 Soleils. Les observations de suivi de Chandra ont confirmé qu'au cours des six dernières années, le pulsar était devenu plus « de type magnétar ». La rotation du pulsar ralentit également, suggérant qu'un champ magnétique élevé pourrait freiner sa rotation.
Ces découvertes sont importantes, car elles suggèrent que les pulsars et les magnétars peuvent être la même créature, juste à des périodes différentes de la durée de vie des pulsars, et non pas deux classes entièrement différentes d'étoiles à neutrons.
www.universetoday.com.
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Au… | Désactivé… |
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- Le premier pulsar radio CP 1919 (maintenant connu sous le nom de PSR 1919+21), avec une période d'impulsion de 1,337 seconde et une largeur d'impulsion de 0,04 seconde, a été découvert en 1967.[15] Un dessin des ondes radio de ce pulsar a été utilisé comme couverture du premier album du groupe de rock britannique Joy Division, "Unknown Pleasures".
- Le premier pulsar binaire, PSR 1913+16, dont l'orbite décroît à la vitesse exacte prédite en raison de l'émission de rayonnement gravitationnel par la relativité générale
- Le premier pulsar milliseconde, PSR B1937+21
- Le pulsar milliseconde le plus brillant, PSR J0437-4715
- Le premier pulsar à rayons X, Cen X-3
- Le premier pulsar à rayons X d'accrétion milliseconde, SAX J1808.4-3658
- Le premier pulsar avec des planètes, PSR B1257+12
- Le premier système binaire à double pulsar, PSR J0737−3039
- Le pulsar de plus longue période, PSR J2144-3933
- Le pulsar le plus stable de l'époque, PSR J0437-4715
- Le magnétar SGR 1806-20 a produit la plus grande explosion d'énergie dans la Galaxie jamais enregistrée expérimentalement le 27 décembre 2004
Un pulsar de 2,15 ms a été découvert dans un système stellaire binaire hautement excentrique avec une étoile semblable au soleil.
Les magnétars sont encore une autre manifestation qu'une étoile à neutrons peut prendre. Les magnétars ont un champ magnétique extrêmement puissant, d'où son nom, lorsqu'il se désintègre, il libère de puissantes quantités de rayons X et de rayons gamma. Un magnétar n'émet pas de « balises » d'énergie radio ou lumineuse à partir de ses pôles comme un pulsar. Comme les étoiles à neutrons et les pulsars, un magnétar n'a pas plus de 12 milles de diamètre, mais sa masse est extrêmement dense.Ils tournent très lentement par rapport aux pulsars, bien que certains ne le fassent pas comme nous le verrons plus tard. Le magnétar découvert le plus proche de la Terre est distant de 13 000 années-lumière. Les magnatars ont une durée de vie relativement courte d'environ 10 000 ans, après quoi ils deviennent « inactifs » et redeviennent essentiellement une étoile à neutrons. Les champs magnétiques des magnétars peuvent souvent atteindre une force de dix gigateslas, à titre de comparaison, la Terre a une force de champ de 30 à 60 microteslas. On pense que le champ est si fort qu'il tuerait des humains à moins de 1000 kilomètres de celui-ci. On pense également qu'un magnétar pourrait nettoyer toutes les bandes magnétiques des cartes de crédit à une distance de la moitié de la Lune, ou à environ 100 000 milles. On pense qu'une supernovae sur dix entraîne la formation d'un magnétar, par opposition à l'étoile à neutrons ou au pulsar plus courants. En mai 2007, seuls douze magnétars avaient été confirmés, d'autres en attente de confirmation.
On pense également que les magnétars sont responsables des GRB (sursauts gamma) et des répéteurs gamma mous. Le champ magnétique des magnétars est si fort qu'il tord sa propre croûte qui produit des courants qui forment des nuages d'électrons autour de l'étoile, qui interagissent avec le rayonnement provenant de la surface stellaire pour former des rayons X et des rayons gamma. Les séismes stellaires, parfois appelés « tremblements de magnétar » ou « tremblements de pulsar » se produisent à la fois dans un magnétar et un pulsar. On pense qu'elles sont causées par d'énormes contraintes exercées sur la surface de l'étoile à neutrons produites par des torsions dans les champs magnétiques intérieurs ultra-forts. Parfois, les tremblements de terre peuvent être si graves qu'ils provoquent des GRB très puissants. Parfois, les magnétars et les pulsars subissent ce qu'on appelle un pépin, qui est l'accélération soudaine de la période de rotation des étoiles et une forte augmentation de l'énergie. Cela peut durer de quelques jours à plusieurs années. On pense que c'est une autre cause de tremblements d'étoiles, en particulier dans les pulsars. En 2004, un tremblement de terre sur un pulsar distant de 50 000 années-lumière est arrivé dans notre système solaire, assommant temporairement tous les satellites à rayons X dans l'espace. Si cet événement s'était produit à moins de dix années-lumière de la Terre, il aurait provoqué une extinction de masse similaire à l'extinction du Permien. Cela devrait vous montrer combien d'énergie est dépensée par ces étoiles. Heureusement, les astronomes et les astrophysiciens peuvent désormais prédire ces tremblements de terre :
Les scientifiques ont découvert comment prédire les événements de type tremblement de terre dans les pulsars. Ces épisodes explosifs fissurent probablement la croûte dense d'un pulsar et augmentent momentanément sa vitesse de rotation.À l'aide du Rossi X-ray Timing Explorer de la NASA, l'équipe a suivi environ 20 "séismes d'étoiles" sur un pulsar particulier au cours des huit dernières années et a découvert un modèle prédictif remarquablement simple.
Comme mentionné précédemment, il apparaît maintenant que les pulsars et les magnétars peuvent effectuer une transition entre chaque phase, éventuellement plusieurs fois. Comme les pulsars, les magnétars ont des pôles en migration, similaires à ce que nous voyons ici sur Terre.
fr.wikipedia.org. ...
Image montrant un GRB d'un magnétar dans la constellation de l'Aquila avec l'aimable autorisation de wikipedia.org , remarquez le champ magnétique à la recherche d'anneaux autour de l'étoile. Ils mesurent 7 années-lumière de diamètre.
Eh bien, à propos de conclure le fil, sachez que c'était dans un format de type introduction et qu'il y a beaucoup d'autres choses qui n'ont pas été couvertes. Pour plus d'informations, je suggérerais l'une des références que j'ai utilisées ou simplement Google toute information. Vous pouvez également consulter votre bibliothèque locale ou votre bibliothèque scolaire si vous êtes au lycée ou au collège. Les étoiles à neutrons, les pulsars et les magnétars sont, comme nous l'avons vu, des entités très intéressantes dans notre univers toujours croissant de choses merveilleuses et étranges. Les astronomes et les astrophysiciens apprennent constamment de nouvelles choses sur ces étoiles et d'autres phénomènes dans l'Univers. J'espère que ces informations et la vidéo suivante aideront à faire la lumière sur ces choses et peut-être à intéresser davantage ceux qui ne s'intéressent pas à l'espace et à la physique. La vidéo suivante explique les étoiles à neutrons, les pulsars, les magnétars et les pulsars périodiques. YouTube est un excellent outil pour apprendre des informations de base à intermédiaires, en particulier les vidéos de la série L'univers. J'espère que tout le monde appréciera les vidéos.
Publié le 10 avr. 2016
Ils ressemblent en quelque sorte au même phénomène, mais Pulsars et Quasars sont très différents. Les pulsars sont minuscules - seulement quelques kilomètres de diamètre - mais ils tournent aussi vite qu'un mixeur de cuisine et balayent le ciel avec des balises de rayonnement qui les font apparaître et s'éteindre. Ils ont des champs magnétiques incroyablement puissants, sont plus précis que les horloges atomiques. et ils peuvent même dire aux extraterrestres où trouver la Terre ! Les quasars sont à l'autre extrémité du spectre. Les quasars sont d'énormes noyaux de galaxies avec des trous noirs appelés « monstres » et qui crachent des lobes de gaz rayonnant appelés « DRAGN ». Les quasars sont si éloignés que nous les voyons tels qu'ils n'étaient que dans un passé lointain, ce qui signifie qu'ils n'existaient que dans l'univers primitif, alors qu'ils ont peut-être joué un rôle majeur dans la création des galaxies elles-mêmes.
** Pour plus de bonnes vidéos, je suggère n'importe quoi de L'univers série.:haut:
« Nébuleuse du vent » repérée autour de Magnetar
Cette image aux rayons X montre une émission étendue autour du magnétar Swift J1834.9-0846. La lueur provient d'un nuage de particules en mouvement rapide produites par l'étoile à neutrons et encerclées autour d'elle. La couleur indique les énergies des rayons X, avec 2 000 à 3 000 électrons-volts (eV) en rouge, 3 000 à 4 500 eV en vert et 5 000 à 10 000 eV en bleu. L'image combine les observations de XMM-Newton prises les 16 mars et 16 octobre 2014. Crédit image : ESA / XMM-Newton / G. Younes et al.
Les étoiles à neutrons se présentent le plus souvent sous forme de pulsars, qui produisent de la radio, de la lumière visible, des rayons X et des rayons gamma à divers endroits dans leurs champs magnétiques environnants.
Les champs magnétiques typiques des pulsars peuvent être de 100 à 10 000 milliards de fois plus puissants que ceux de la Terre.
Les champs magnétiques des magnétars atteignent des forces mille fois plus fortes encore, et les astronomes ne connaissent pas les détails de leur création.
Sur environ 2 600 étoiles à neutrons connues, à ce jour, seules 29 sont classées comme magnétars.
La «nébuleuse du vent» nouvellement découverte entoure un magnétar connu sous le nom de Swift J1834.9-0846 (J1834.9 en abrégé), qui a été découvert par le satellite Swift de la NASA en août 2011.
Les observations XMM-Newton de J1834.9 en septembre 2011, un mois après son explosion, ont révélé une lueur très inhabituelle d'environ 15 années-lumière autour de la source.
Cette émission, centrée sur la position magnétar, était asymétrique, s'étendant au sud-ouest de J1834.9.
De nouvelles observations XMM-Newton en mars et octobre 2014, couplées aux données d'archives de XMM-Newton et Swift, confirment cette lueur comme la première nébuleuse du vent jamais identifiée autour d'un magnétar.
"Pour le moment, nous ne savons pas comment J1834.9 a développé et continue de maintenir une nébuleuse du vent, qui jusqu'à présent n'était une structure qu'autour de jeunes pulsars", a déclaré le membre de l'équipe, le Dr George Younes, de l'Université George Washington.
"Si le processus ici est similaire, alors environ 10% de la perte d'énergie de rotation du magnétar alimente la lueur de la nébuleuse, ce qui serait le rendement le plus élevé jamais mesuré dans un tel système."
Les astronomes soupçonnent J1834.9 d'être associé à SNR W41, un vestige de supernova situé à environ 13 000 années-lumière dans la constellation de Scutum vers la partie centrale de notre Voie lactée.
"Pour moi, la question la plus intéressante est de savoir pourquoi est-ce le seul magnétar avec une nébuleuse", a déclaré le professeur Chryssa Kouveliotou, également de l'Université George Washington.
La nébuleuse du vent la plus célèbre, alimentée par un jeune pulsar, se trouve au cœur du vestige de la supernova de la nébuleuse du Crabe.
Les jeunes pulsars tournent rapidement, souvent des dizaines de fois par seconde. La rotation rapide du pulsar et le champ magnétique puissant fonctionnent ensemble pour accélérer les électrons et autres particules à des énergies très élevées. Cela crée un écoulement que les scientifiques appellent un vent pulsar qui sert de source de particules se composant dans une nébuleuse du vent.
"La fabrication d'une nébuleuse du vent nécessite de gros flux de particules, ainsi qu'un moyen de mettre en bouteille le flux sortant afin qu'il ne se contente pas de se répandre dans l'espace", a déclaré le Dr Alice Harding du Goddard Space Flight Center de la NASA.
« Nous pensons que la coquille en expansion du reste de la supernova sert de bouteille, confinant l'écoulement pendant quelques milliers d'années. Lorsque la coquille s'est suffisamment dilatée, elle devient trop faible pour retenir les particules, qui s'échappent alors et la nébuleuse s'estompe.
Cela explique naturellement pourquoi les nébuleuses du vent ne se trouvent pas parmi les pulsars plus anciens, même ceux entraînant de forts écoulements.
Un pulsar puise dans son énergie de rotation pour produire de la lumière et accélérer son vent de pulsar. En revanche, une explosion magnétar est alimentée par l'énergie stockée dans le champ magnétique super puissant.
Lorsque le champ se reconfigure soudainement à un état d'énergie inférieure, cette énergie est soudainement libérée dans une explosion de rayons X et de rayons gamma.
Ainsi, alors que les magnétars peuvent ne pas produire la brise constante d'un vent de pulsar typique, lors des explosions, ils sont capables de générer de brèves rafales de particules accélérées.
"La nébuleuse autour de J1834.9 stocke les flux énergétiques du magnétar tout au long de son histoire active, commençant il y a plusieurs milliers d'années", a déclaré le Dr Jonathan Granot, membre de l'équipe, de l'Open University en Israël.
"Cela représente une opportunité unique d'étudier l'activité historique du magnétar, ouvrant un tout nouveau terrain de jeu pour les théoriciens comme moi."
Les résultats seront publiés dans le Journal d'astrophysique, mais ont été publiés à l'avance sur arXiv.org.
G. Younès et al. 2016. La nébuleuse du vent autour du magnétar Swift J1834.9-0846. ApJ, accepté pour publication arXiv : 1604.06472
Magnétar, un pulsar doté d'un champ magnétique extrêmement puissant, découvert au centre de la Voie lactée
Des astronomes ont découvert un magnétar, un pulsar doté d'un champ magnétique incroyablement puissant, au centre de la Voie lactée. Ce magnétar pourrait être utilisé pour observer le trou noir supermassif au centre de notre galaxie.
Dirigée par le Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR), situé à Bonn, en Allemagne, une équipe de radioastronomes a pu mesurer le champ magnétique du pulsar près de Sagittarius A*, ou Sgr A*, le trou noir supermassif situé à le centre de la Voie Lactée. Un pulsar est une étoile à neutrons qui émet des faisceaux de rayonnement électromagnétique.
Selon les astronomes, le pulsar près du centre de notre galaxie donnera un aperçu d'une région peu connue, permettant l'observation indirecte du trou noir et de la zone entourant Sgr A*. Les chercheurs pensent que le pulsar peut également servir à tester la théorie de la relativité générale d'Albert Einstein.
La découverte du pulsar a d'abord été rendue possible par le télescope Swift de la NASA détectant une source de rayons X près du Sagittaire A*, suivi du télescope NuSTAR de la NASA enregistrant des pulsations régulières toutes les 3,7 secondes. Des observatoires radio ont confirmé la découverte d'un pulsar. L'auteur principal, Ralph Eatough, a déclaré dans un communiqué du département de recherche en physique fondamentale du MPIfR : « Lors de notre première tentative, le pulsar n'était pas clairement visible, mais certains pulsars sont têtus et nécessitent quelques observations pour être détectés. La deuxième fois que nous avons regardé, le pulsar était devenu très actif dans la bande radio et était très brillant. J'avais du mal à croire que nous avions enfin détecté un pulsar dans le centre galactique !
L'équipe d'astronomes a ensuite effectué une série d'observations de suivi pour confirmer la découverte. Pour déterminer la force du champ magnétique du pulsar, les astronomes ont observé la torsion de la lumière voyageant vers la Terre à travers un champ magnétique, appelé effet Faraday. Les chercheurs pensent que le pulsar n'est qu'à une demi-année-lumière du trou noir.
Le pulsar a été nommé PSR J1745-2900 et classé comme magnétar. Ce type de pulsar peut avoir un champ magnétique 100 000 milliards de fois supérieur à celui de la Terre. Le pulsar nouvellement découvert peut être utilisé pour observer les propriétés du trou noir supermassif au centre de notre galaxie. Le trou noir attire actuellement du gaz et d'autres débris environnants dans un processus connu sous le nom d'accrétion. Lorsque le gaz tombe dans le trou noir, il crée un champ magnétique tourbillonnant qui pourrait accélérer le processus d'accrétion ou envoyer de la matière voler vers l'extérieur le long des pôles du champ, rapporte l'Observatoire national de radioastronomie.
Selon les astronomes, le pulsar peut être utilisé pour cartographier le champ magnétique du trou noir ainsi que la découverte possible d'autres pulsars. La recherche a été publiée dans la revue Nature.