Une étoile à neutrons est l'une des formes de matière les plus denses de l'Univers, mais sa masse a une limite supérieure. Si dépassé, une étoile à neutrons s'effondre dans un trou noirIl y a peu d'objets fixes dans l'univers; presque tous les corps que nous connaissons tournent. Chaque lune, planète, étoile du connu de nous, tourne autour de son axe, donc dans notre réalité physique il n'y a pas de sphères idéales. Un objet en équilibre hydrostatique, en rotation, gonfle autour de l'équateur et est comprimé des pôles. Notre Terre, grâce à une révolution par jour, le long de l'axe équatorial est 42 km plus longue que la polaire, et il y a des objets qui tournent beaucoup plus vite. Et les objets qui tournent le plus vite? Notre lecteur demande:
Certains pulsars tournent incroyablement vite. Dans quelle mesure cela déforme-t-il leur forme et ne sont-ils pas en train de déverser de la matière à cause de cela - ou leur gravité le retient-elle?
Il existe des restrictions sur la vitesse de rotation des objets, et bien que les pulsars ne fassent pas exception, certains d'entre eux peuvent être qualifiés de vraiment exceptionnels.
Le pulsar dans les voiles , comme tous les pulsars, est un exemple des restes d'une étoile à neutrons. Le gaz et la matière entourent assez souvent les pulsars, et ils sont des sources de carburant pour le comportement pulsatoire de ces étoiles à neutrons.Les pulsars, ou étoiles à neutrons en rotation, ont certaines des propriétés les plus incroyables parmi tous les objets de l'univers. Ils apparaissent après une supernova, lorsque le noyau s'effondre à l'état d'une boule solide de neutrons, dépassant la masse du Soleil, mais seulement de quelques kilomètres de diamètre. Il s'agit de la forme de matière la plus dense connue. Et bien qu'elles soient appelées étoiles à neutrons, elles ne sont composées qu'à 90% de neutrons, donc lorsqu'elles tournent, les particules chargées se déplacent très rapidement et créent un fort champ magnétique. Lorsque les particules qui les entourent tombent dans ce champ, elles accélèrent et un
jet relativiste , ou jet, émanant des pôles d'une étoile à neutrons apparaît. Et quand l'un de ces pôles pointe dans notre direction, nous voyons "l'impulsion" du pulsar.
Le pulsar, composé de neutrons, a une enveloppe extérieure de protons et de neutrons, créant un champ magnétique extrêmement puissant, un billion de fois supérieur à celui de la surface du Soleil. Notez que l'axe de rotation et l'axe magnétique sont légèrement différents.La plupart des étoiles à neutrons existantes ne nous ressemblent pas à des pulsars, car la plupart d'entre elles ne sont pas tournées de sorte que l'axe de rotation coïncide avec la ligne de visée. Il est possible que toutes les étoiles à neutrons soient des pulsars, mais seule une petite fraction d'entre elles nous est visible. Néanmoins, même les pulsars observés ont une énorme propagation du nombre de révolutions.
À l'image du cœur de la nébuleuse du crabe - une étoile jeune et massive qui est récemment décédée dans une étonnante explosion de supernova - vous pouvez voir les ondes caractéristiques générées par une étoile à neutrons pulsante et à rotation rapide, un pulsar. Ce jeune pulsar, âgé de seulement 1000 ans, tournant 30 fois par seconde, est un représentant typique des pulsars ordinaires.Les pulsars ordinaires, auxquels appartiennent la plupart des jeunes pulsars, passent une révolution complète de quelques centièmes de seconde à plusieurs secondes, et les pulsars millisecondes plus anciens tournent beaucoup plus rapidement. Le pulsar le plus rapide connu tourne 766 fois par seconde, et le plus lent, découvert au centre d'une supernova RCW 103 vieille de 2000 ans,
tourne en 6,7 heures .
Une étoile à neutrons à rotation très lente dans le cœur des restes de supernova RCW 103 est également un magnétar . En 2016, de nouvelles données provenant de divers satellites ont confirmé qu'il s'agit de l'étoile à neutrons à rotation la plus lente de tousIl y a quelques années, une
histoire incorrecte a fait le tour du réseau selon laquelle une étoile en rotation lente s'est avérée être l'objet le plus proche de la sphère connue de l'humanité. À peine! Le soleil est très proche de la sphère idéale, et dans le plan équatorial il n'a que 10 km de diamètre de plus le long de l'axe entre les pôles (c'est-à-dire qu'il diffère de la sphère idéale de 0,0007%), et l'étoile récemment découverte KIC 11145123 est plus de deux fois plus grande que le Soleil taille, mais la différence entre l'équateur et les pôles n'est que de 3 km.
À l'étoile tournante la plus lente que nous connaissons, Kepler / KIC 1145123, les diamètres aux pôles et à l'équateur ne diffèrent que de 0,0002%. Cependant, les étoiles à neutrons peuvent être beaucoup plus uniformes.Cependant, bien que la différence de seulement 0,0002% de la sphère idéale soit un bon résultat, la plus lente de toutes les étoiles à neutrons en rotation, connue sous le nom de
1E 1613 ,
bat tous ces records. Son diamètre est d'environ 20 km, et la différence entre les rayons équatorial et polaire ne dépasse pas le rayon du proton: elle est inférieure à un billion de 1%. Bien sûr, si nous pouvons être sûrs que la forme d'une étoile à neutrons est déterminée par sa dynamique de rotation.
Mais, peut-être, en fait, ce n'est pas le cas, et l'exactitude de cette déclaration joue un rôle énorme dans l'étude de l'autre côté de la médaille - les étoiles à neutrons à rotation la plus rapide.
L'étoile à neutrons est petite et sombre, mais elle est très chaude et se refroidit très longtemps. Si nous pouvions l'observer et la voir briller, nous la verrions briller des millions de fois plus longtemps que l'âge actuel de l'Univers.Les étoiles à neutrons ont un champ magnétique incroyablement fort - pour une étoile à neutrons ordinaire, son intensité est de 100 milliards de Gauss, et pour les magnétars avec le champ magnétique le plus fort, il se situe entre 100 trillions et 1 quadrillion de Gauss. À titre de comparaison, l'intensité du champ magnétique terrestre est d'environ 0,6 G. Et si la rotation tente d'aplatir l'étoile à neutrons et de l'amener à la forme d'un sphéroïde pressé, alors les champs magnétiques agissent dans la direction opposée, tirant l'étoile à neutrons le long de l'axe de rotation dans une forme semblable à un melon, connue sous le nom de sphéroïde allongé.
Sphéroïdes comprimés et allongésEn raison des
limites des ondes gravitationnelles, nous sommes convaincus que les étoiles à neutrons s'éloignent de leur forme en raison d'une rotation de 10 à 100 cm au maximum, ce qui signifie qu'elles sont parfaitement rondes avec une précision de 0,0001%. Mais en fait, les déformations devraient être encore moindres. L'étoile à neutrons à rotation la plus rapide a une fréquence de rotation de 766 Hz, ou une période de révolution de 0,0013 s.
Et bien qu'il existe de nombreuses façons de calculer l'aplatissement même pour les étoiles à neutrons les plus rapides (sans l'équation généralement acceptée), même cette vitesse incroyable, en raison de laquelle la surface à l'équateur se déplace à une vitesse d'environ 16% de la vitesse de la lumière, conduira à un aplatissement de seulement 0,0000001% , plus ou moins quelques commandes. Et cela ne se rapproche même pas de la vitesse d'emballement - tout ce qui se trouve à la surface d'une étoile à neutrons y restera.
Juste avant la fusion, deux étoiles à neutrons émettent non seulement des ondes gravitationnelles, mais génèrent également une explosion catastrophique qui répond à travers le spectre électromagnétique, ainsi qu'un flux d'éléments lourds plus près de la toute fin du tableau périodique.Après la fusion de deux étoiles à neutrons, l'exemple le plus extrême d'une étoile à neutrons en rotation formée à la suite de la fusion peut être obtenu. Selon nos théories standard, ces étoiles à neutrons devraient s'effondrer dans un trou noir lorsqu'un certain seuil de masse est dépassé: environ 2,5 fois l'énergie solaire. Mais si ces étoiles à neutrons tournaient rapidement, alors pendant un certain temps, elles peuvent rester une étoile à neutrons jusqu'à ce que suffisamment d'énergie soit émise sous forme d'ondes gravitationnelles et qu'elles atteignent un état d'instabilité critique. Un tel processus peut augmenter la masse maximale d'une étoile à neutrons, au moins temporairement, de 10 à 20%.
Et nous pensons que c'est précisément ce qui s'est passé lors de la
fusion de deux étoiles à neutrons que nous avons observée .
À quelle vitesse l'étoile à neutrons a-t-elle tourné après la fusion? Quelle est la déformation de sa forme? Quelles ondes gravitationnelles émettent des étoiles à neutrons résultant de la fusion?
Pour obtenir une réponse, il est nécessaire de combiner l'étude d'événements impliquant des masses de différentes gammes: la masse totale ne dépasse pas 2,5 solaires (une étoile à neutrons stable doit être obtenue), la masse est de 2,5 à 3 solaires (comme dans le cas que nous avons observé lorsqu'une étoile à neutrons temporairement existante se transforme en trou noir), la masse est supérieure à 3 solaires (lorsqu'un trou noir est immédiatement obtenu), et ajoutez à cela la mesure des signaux lumineux. Nous pouvons également en savoir plus en détectant la phase d'approche dans une spirale le plus tôt possible et en envoyant des télescopes à l'avance vers la source prévue. Et avec la mise en service de LIGO / Virgo et d'autres détecteurs d'ondes gravitationnelles, ainsi qu'avec une augmentation de leur sensibilité, nous sommes en mesure de le faire de mieux en mieux.
La fusion de deux étoiles à neutrons selon l'artiste. Les systèmes binaires d'étoiles à neutrons spiralent également progressivement ensemble et fusionnent, mais la plus proche des paires que nous avons trouvées ne fusionnera pas avant près de 100 millions d'années. Jusque-là, LIGO est susceptible de trouver de nombreux autres candidats.Jusque-là, sachez que les étoiles à neutrons, malgré leur rotation rapide, sont extrêmement solides du fait de leur densité inégalée. Même avec des champs magnétiques aussi puissants et des vitesses de rotation relativistes comme eux, ce sont des sphères plus idéales que tout ce que nous pourrions trouver à des échelles macroscopiques dans l'Univers. À moins que les particules individuelles se révèlent être des sphères plus idéales (et cela peut se produire), les étoiles à neutrons à rotation lente avec de faibles champs magnétiques resteront les meilleurs candidats pour les objets les plus sphériques apparus naturellement. Une étoile à neutrons stable à longue durée de vie ne diminuera que lentement la vitesse de rotation au fil du temps. Et tout ce qui est à sa surface y restera.