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L'énigme de la formation d'un magnétar enfin résolue ?

 
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Supernova
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MessagePosté le: 24/06/2014 15:47:46
Bonne lecture. Mr. Green




Les magnétars constituent les étranges vestiges extrêmement denses d'explosions de supernovae. Ce sont les aimants les plus puissants connus dans l'Univers – leur intensité est des millions de fois supérieure à celle des aimants les plus puissants qui existent sur Terre. Une équipe d'astronomes européens pense avoir découvert l'étoile compagnon d'un magnétar. Cette découverte inédite effectuée au moyen du Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO permet d'expliquer le processus de formation des magnétars – une énigme vieille de 35 ans – et de comprendre la raison pour laquelle cette étoile particulière ne s'est pas effondrée sous son propre poids pour donner lieu à un trou noir, comme les astronomes pourraient s'y attendre.

Lorsqu'une étoile massive s'effondre sous son propre poids au cours d'une explosion de supernova, elle donne lieu, soit à une étoile à neutrons*, soit à un trou noir. Les magnétars** constituent une forme rare et exotique à la fois d'une étoile à neutrons. A l'instar des autres objets insolites, ils sont caractérisés par de faibles dimensions et une densité extrême – une cuillère à café de matière constituant une étoile à neutrons pèserait plusieurs milliards de tonnes – ainsi que des champs magnétiques extrêmement puissants. Les croûtes des magnétars sont soumises à d'énormes contraintes dont la libération se traduit par de brusques tremblements en surface – ou tremblements d'étoiles – ainsi que la libération de vastes quantités d'énergie sous la forme de rayons gamma.
L'amas d'étoiles Westerlund 1 [1], situé à 16 000 années lumière de la Terre dans la constellation australe de l'autel (Ara), abrite l'un des vingt-quatre magnétars connus de la Voie Lactée. Baptisé CXOU J164710.2-455216, il a beaucoup intrigué les astronomes.

“Dans notre étude précédente (eso1034), nous avons démonté que le magnétar situé dans l'amas Westerlund 1 (eso0510) devait être né de l'explosion d'une étoile en fin de vie 40 fois plus massive environ que le Soleil. Toutefois, cette hypothèse se heurte à la théorie bien établie selon laquelle des étoiles aussi massives doivent normalement s'effondrer pour donner lieu à des trous noirs, non à des étoiles à neutrons. Nous n'avions pas compris le processus qui avait conduit cette étoile à se changer en magnétar”, nous confie Simon Clark, auteur principal de l'article synthétisant ces résultats.

Les astronomes ont proposé une solution à ce problème. Ils ont envisagé que le magnétar soit né des interactions entre deux étoiles très massives qui sont en orbite l'une autour de l'autre et formant un
système binaire si compact qu'il tiendrait à l'intérieur de l'orbite de la Terre autour du Soleil. Jusqu'à présent toutefois, aucune étoile compagnon n'avait été détectée à proximité du magnétar au sein de l'amas Westerlund 1. Les astronomes sont donc partis à sa recherche et ont scruté d'autres zones de
l'amas au moyen du VLT. Ils ont cherché des étoiles fuyantes – des objets s'échappant de l'amas à de grandes vitesses – qui ont dû être expulsées de leurs orbites par l'explosion de la supernova qui a engendré le magnétar. Une étoile, baptisée Westerlund 1-5 [2], remplit précisément ces critères.

“Cette étoile est non seulement dotée de la vitesse élevée qu'aurait pu lui conférer l'explosion d'une supernova, mais également de la faible masse, de la forte luminosité et de la grande proportion de carbone impossibles à obtenir dans une étoile isolée. L'ensemble de ces éléments plaide en faveur de son appartenance originelle à un système binaire, de sa formation aux côtés d'un compagnon stellaire”, ajoute Ben Ritchie (Université Libre), co-auteur de la nouvelle étude.

Cette découverte a permis aux astronomes de reconstituer le processus de formation du magnétar, en lieu et place du trou noir prévu par la théorie [3]. Dans un premier temps, l'étoile la plus massive des deux a commencé à perdre son carburant, transférant ses enveloppes externes à son compagnon moins massif – qui deviendra ensuite le magnétar – et lui impulsant une vitesse de rotation toujours plus élevée. Cette rotation rapide semble avoir joué un rôle essentiel dans la formation du champ magnétique très intense du magnétar.

Dans un second temps, et suite à ce transfert de masse, l'étoile compagnon est devenue si massive qu'à son tour, elle a expulsé une vaste quantité de la matière récemment accrétée. La plupart de cette matière a disparu, une faible quantité a toutefois été restituée à l'étoile dont elle provenait. Cette étoile continue aujourd'hui encore de briller et a été baptisée Westerlund 1-5.

"C'est cet échange de matière qui a doté Westerlund 1-5 de cette improbable signature chimique. Il a par ailleurs occasionné une perte de masse si importante chez son compagnon que ce dernier s'est changé en magnétar, plutôt qu'en trou noir. Un régime aux conséquences cosmiques !”
conclut Francisco Najarro (Centre d'Astrobiologie, Espagne), également membre de l'équipe.

Il apparaît ainsi qu'être l'un des composants d'un système binaire constitue un ingrédient essentiel de la recette conduisant à la formation d'un magnétar. La rotation rapide engendrée par le transfert de masse entre les deux étoiles semble nécessaire à la génération d'un champ magnétique ultra intense, puis le régime subi par le magnétar en devenir lors d'un second transfert de masse semble suffisant pour qu'il ne se change pas en trou noir à sa mort.

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*Étoile à neutrons : Une étoile à neutrons est un astre principalement composé de neutrons maintenus ensemble par les forces de gravitation. De tels objets sont le résidu compact issu de l'effondrement gravitationnel du cœur d'une étoile massive quand celle-ci a épuisé son combustible nucléaire, d'où leur nom. Cet effondrement s'accompagne d'une explosion des couches externes de l'étoile, qui sont complètement disloquées et rendues au milieu interstellaire, phénomène appelé supernova. Le résidu compact n'a d'étoile que le nom : il n'est plus le siège de réactions nucléaires et sa structure est radicalement différente de celle d'une étoile ordinaire. Sa masse volumique est en effet extraordinairement élevée, de l'ordre de 1015 grammes (soit un milliard de tonnes) par centimètre cube, et sa masse comprise dans une fourchette très étroite, autour de 1,4 fois la masse du Soleil, correspondant à ce que l'on appelle la masse de Chandrasekhar. Cette masse occupe un volume très restreint, d'un rayon d'environ 10 à 20 kilomètres seulement.

À leur naissance, les étoiles à neutrons sont dotées d'une vitesse de rotation très élevée, de plusieurs dizaines de tours par seconde. Elles possèdent également un champ magnétique très intense, allant jusqu'à 1011 teslas. Leur intérieur est également très atypique, étant principalement composé de neutrons dans un état superfluide. On y trouve également des proportions plus modestes de protons et d'électrons supraconducteurs. La région la plus centrale d'une étoile à neutrons est actuellement mal connue du fait de sa densité trop élevée. Elle peut être composée de neutrons ou de formes de matière plus exotiques.

Selon les circonstances, une étoile à neutrons peut se manifester sous divers aspects. Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle possède un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera une émission pulsée par un effet de phare, appelée pour cette raison pulsar. Une étoile à neutrons située dans un système binaire peut arracher de la matière à son étoile compagnon et donner lieu à une émission pulsée ou continue dans le domaine des rayons X et gamma. Isolée et sans son émission pulsée, une étoile à neutrons est nettement plus difficile à détecter car seule l'émission thermique de sa surface est éventuellement décelable.

**Magnétar : Un magnétar (ou une magnétoile selon la dénomination officielle) est une étoile à neutrons disposant d'un champ magnétique extrêmement intense, qui émet des radiations électromagnétiques de haute énergie, comme les rayons X et gamma. Robert Duncan et Christopher Thompson postulèrent leur existence en 1992, et dans la décennie qui suivit elle fut acceptée comme explication plausible pour les sursauteurs gamma mous et les pulsars X anormaux.

Lorsqu'une supernova devient une étoile à neutrons, l'intensité de son champ magnétique croît. Duncan et Thompson calculèrent que celui-ci, normalement déjà de 108 teslas, pouvait dépasser dans certaines conditions 1011 teslas. Une telle étoile magnétique est alors nommée magnétar.

Des tensions provoquant des tremblements d'étoile se produisent parfois dans les couches externes des magnétars, constituées de plasma d'éléments lourds (principalement de fer). Ces vibrations très énergétiques produisent des bouffées de rayons X et gamma. Une telle étoile est nommée soft gamma repeater (SGR), soit sursauteur gamma mou.

Il est estimé qu'une supernova sur dix donne naissance à un magnétar plutôt qu'à une étoile à neutrons ou à un pulsar. Les prérequis sont une rotation rapide et un champ magnétique intense avant explosion. Ce champ magnétique serait créé par un générateur électrique utilisant la convection de matière nucléaire durant les dix premières secondes environ de la vie d'une étoile à neutrons. Si cette dernière tourne suffisamment rapidement, les courants de convection deviennent globaux et transfèrent leur énergie au champ magnétique. Lorsque la rotation est trop lente, les courants de convection ne se forment que dans des régions locales.

Les magnétars ont un champ magnétique bien supérieur à 10 gigateslas. Cette puissance est suffisante pour démagnétiser (et donc rendre inutilisable) toutes les cartes de crédit de la Terre depuis une distance égale à la moitié de celle qui la sépare de la Lune, et est fatale à une distance de 1000 km². En comparaison, le champ magnétique naturel de la Terre est de 50 microteslas.

***Tremblements d'étoiles : Un tremblement d'étoile (starquake en anglais) est un phénomène astrophysique rare qui se produit lorsque la croûte d'un magnétar subit un ajustement soudain sous l'effet de la pression exercée sur sa structure cristalline par son champ magnétique. Le phénomène est analogue à un tremblement de terre.

Étudiés par l’astrosismologie, les tremblements d'étoile seraient à l'origine de certaines émissions de rayon gamma que les astrophysiciens détectent parfois dans les sur sauteurs gamma mous.

****Étoiles fuyantes ou cinématique stellaire : La cinématique stellaire est l'étude du mouvement des étoiles. Puisqu'elle ne cherche pas à comprendre les origines et causes du mouvement, la cinématique stellaire diffère de la dynamique stellaire, qui tient compte notamment des effets gravitationnels. La cinématique stellaire peut fournir des informations sur l'origine et l'âge des étoiles ainsi que sur la structure et l'évolution de la galaxie environnante.

La cinématique stellaire distingue plusieurs types de mouvements individuels et collectifs d'étoiles.

[1] L'amas ouvert Westerlund 1 a été découvert en 1961 par l'astronome suédois Bengt Westerlund, qui effectuait alors des observations depuis l'Australie. Puis il fut nommé Directeur de l'ESO au Chili (1970-74). Cet amas se situe à l'arrière-plan d'un vaste nuage de gaz et de poussière interstellaires qui absorbe une grande partie de son rayonnement visible. Le facteur d'extinction est supérieur à 100 000, raison pour laquelle la véritable nature de cet amas particulier est demeurée si longtemps méconnue.

Westerlund 1 constitue un laboratoire d'étude de la physique stellaire en conditions extrêmes unique en son genre, qui aide les astronomes à mieux comprendre la vie et la mort des étoiles les plus massives
de la Voie Lactée. Leurs observations ont conduit les astronomes à postuler que cet amas extrême est probablement doté d'une masse équivalent à 100 000 masses solaires, et que ses étoiles sont toutes localisées dans une région de moins de 6 années lumière de diamètre. Westerlund 1 constitue ainsi l'amas le plus massif et le plus compact identifié à ce jour dans la Voie Lactée.

Toutes les étoiles connues de Westerlund 1 sont dotées de masses comprises entre 30 et 40 masses solaires. Le fait que des étoiles si massives aient des durées de vie plutôt courtes – à l'échelle
astronomique – implique que Westerlund 1 doit être très jeune. Les astronomes situent son âge entre 3,5 et 5 millions d'années. Ainsi donc, Westerlund 1 est un amas nouveau-né dans notre galaxie.

[2]La désignation complète de cette étoile est Cl* Westerlund 1 W 5.

[3] A mesure que les étoiles vieillissent, les réactions nucléaires qui se produisent en leur cœur modifient leur composition chimique – les éléments sources sont détruits tandis que les produits des réactions s'accumulent. Cette empreinte chimique stellaire se révèle dans un premier temps riche en hydrogène et en azote mais pauvre en carbone. Ce n'est que tardivement dans la vie des étoiles que la proportion de
carbone augmente, tandis que celles d'hydrogène et d'azote diminuent brusquement. Il paraît donc impossible pour une étoile isolée d'être, à l'image de Wd1-5, simultanément riche en hydrogène, en azote et en carbone.

Source : http://www.eso.org/public/france/news/eso1415/
_________________
« L'Astronomie considérée dans son ensemble, est le plus beau monument de l'esprit humain, le titre le plus noble de son intelligence. » Pierre-Simon de Laplace
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