Les chercheurs ont trouvé une nouvelle façon de détecter certains des événements de fusion les plus catastrophiques de l'univers avant qu'ils ne se produisent.
Les étoiles à neutrons, les noyaux extrêmement denses d'étoiles mortes massives en spirale les unes vers les autres ou dans un trou noir, peuvent soulever des raz-de-marée dans les océans de lourdes particules chargées entourant les étoiles à neutrons. Les chercheurs ont découvert que ces raz-de-marée se manifestent par des éclats réguliers de rayonnement électromagnétique qui peuvent servir de système d'alerte précoce pour les fusions imminentes.
Les étoiles à neutrons sont probablement les objets les plus extrêmes de l'univers. Oui, les trous noirs sont peut-être plus exotiques, mais ils sont relativement simples : ils ont juste beaucoup de gravité. En revanche, les étoiles à neutrons sont essentiellement des noyaux atomiques géants, ce qui implique une physique intéressante et complexe que les trous noirs n'ont pas.
Une étoile à neutrons typique a un diamètre de quelques kilomètres seulement, mais peut peser plusieurs fois la masse du Soleil. Ils sont presque entièrement constitués de neutrons (d'où leur nom), mais contiennent des populations d'électrons libres, de protons et d'ions de noyaux lourds. Ils sont nés de supernovae - les explosions d'étoiles massives mourantes - et certains d'entre eux peuvent contenir les champs magnétiques les plus puissants de tout l'univers.
L'intérieur des étoiles à neutrons est le plus mystérieux car la pression et la densité sont si grandes qu'elles dépassent nos connaissances actuelles en physique. Certains modèles suggèrent que les noyaux sont simplement un flux uniforme de neutrons, tandis que d'autres suggèrent que les neutrons eux-mêmes se désintègrent en leurs quarks. Derrière le noyau interne se trouve une masse dure et lisse de neutrons qui se transforme lentement en motifs plus complexes, tels que des blocs et des fils, connus collectivement sous le nom de pâte nucléaire.
On pense que la croûte externe d'une étoile à neutrons est constituée d'électrons et de neutrons superfluides qui cèdent la place à un réseau cristallin à mesure qu'il s'approche de la surface. Enfin, il y a l'océan - une couche d'électrons liquides, de neutrons et d'ions à une profondeur de 10 à 100 m.
La nature extrêmement exotique de la matière dans ces conditions – les neutrons superfluides ne se produisent généralement pas par hasard – fait des étoiles à neutrons des candidats de choix pour l'étude de la physique extrême. Cette idée a été affinée après la découverte de GW 170817, un signal d'onde gravitationnelle détecté avec l'émission électromagnétique de deux étoiles à neutrons en fusion. La co-détection, appelée astronomie multi-messagers, permet aux physiciens de sonder le cœur des étoiles à neutrons comme jamais auparavant.
Mais depuis que les ondes gravitationnelles ont été détectées pour la première fois en 2017, nous n'avons vu aucun autre événement de fusion d'étoiles à neutrons, ce qui est décevant car les étoiles à neutrons sont l'un des meilleurs laboratoires de la nature pour tester la physique des hautes énergies.
Mais maintenant, une nouvelle méthode d'observation du comportement exotique des étoiles à neutrons peut signifier que nous n'aurons plus à attendre beaucoup plus longtemps. Le nouvel article, publié en mai dans la base de données de prépublications arXiv, se concentre sur les océans d'étoiles à neutrons, qui, en plus des électrons libres et des neutrons, peuvent également contenir du carbone, de l'oxygène et du fer. Bien que les océans soient relativement peu profonds par rapport à toute la profondeur de l'étoile à neutrons, ils constituent la couche externe (sans compter «l'atmosphère» incroyablement mince) et la partie de l'étoile à neutrons qui répond le plus facilement à l'univers extérieur.
En particulier, les chercheurs ont découvert que ces océans peu profonds peuvent supporter des marées comme les océans sur Terre. Mais pour augmenter la marée sur une étoile à neutrons, il faut beaucoup plus d'attraction gravitationnelle pour surmonter toute cette gravité extrême. Les marées dans les étoiles à neutrons n'apparaissent que lorsque l'étoile à neutrons est suffisamment proche d'un objet massif et dense, comme une autre étoile à neutrons ou un trou noir.
Heureusement, ces binaires sont relativement courants, car les étoiles se forment généralement dans plusieurs systèmes, puis suivent leur cycle de vie, laissant finalement derrière elles des combinaisons de trous noirs et d'étoiles à neutrons.
Lorsqu'une étoile à neutrons commence à fusionner avec une autre étoile à neutrons ou un trou noir, les objets tournent lentement ensemble pendant plusieurs années. En tournant, les ondes gravitationnelles absorbent l'énergie du système, rapprochant la paire. Après tout, dans les derniers instants, la fusion est réalisée en quelques secondes.
Mais avant que cela ne se produise, le satellite en orbite peut déclencher une série de marées résonnantes sur l'étoile à neutrons. Ces marées peuvent maintenir une fréquence allant jusqu'à 100 mégahertz et transporter jusqu'à 10 ^ 29 joules d'énergie. Pour vous donner une idée de la taille de ce nombre, l'ensemble de la race humaine n'utilise que 10 ^ 20 joules chaque année. L'onde de résonance d'une seule étoile à neutrons a plus d'énergie que tout le rayonnement du Soleil pendant 10 XNUMX ans.
Contrairement aux vagues océaniques, ces marées consistent en un océan de plasma. Les charges électriques extrêmes signifient que les marées peuvent émettre des sursauts intenses de rayonnement électromagnétique qui peuvent nous apparaître comme des sursauts de rayons X et de rayons gamma.
Sur la base de leurs calculs, les chercheurs ont estimé que les observatoires spatiaux tels que le Fermi Space Gamma-ray Telescope et le Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) pourraient détecter plusieurs étoiles à neutrons chaque année, et que ces signaux apparaîtraient jusqu'à plusieurs années avant la fin. fusionnement.
Avec cet avertissement, les astronomes peuvent préparer leurs télescopes et observatoires pour être prêts à saisir le moment de la fusion elle-même et à se plonger dans des données d'ondes électromagnétiques et gravitationnelles encore plus précieuses.
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