Une énorme étoile à neutrons avec un compagnon à deux faces

Quelle masse une étoile à neutrons peut-elle avoir? Dans une étude récente, les scientifiques ont peut-être identifié l'étoile à neutrons la plus massive en s'appuyant sur les observations de son compagnon hautement irradié.

Impression d'artiste du PSR J2215 + 5135 (en bas à droite) irradiant son étoile compagnon binaire (centre). De nouvelles mesures de ce système ont suggéré que le PSR J2215 pourrait être l’étoile à neutrons la plus massive connue.
G. P rez-D az / IAC

Trouver le maximum

La masse maximale possible pour une étoile à neutrons fait l’objet d’un débat animé; Le fait de connaître cette limite pourrait imposer des contraintes importantes aux modèles de structures et de compositions intérieures d’étoiles à neutrons, qui sont depuis longtemps des questions en suspens dans les études sur les étoiles à neutrons.

Jusqu'à présent, l'étoile à neutrons la plus massive connue était le pulsar PSR J0348 + 0432, qui pèse 2, 01 masses solaires. Pendant des années, les scientifiques étaient à la recherche d'autres étoiles à neutrons massives pour pousser cette limite encore plus haut et maintenant, J0348 pourrait enfin avoir été détrôné.

Dirigée par Manuel Linares (Université polytechnique de Catalogne et Institut d'astrophysique des Iles Canaries, Espagne), une équipe de scientifiques a utilisé une approche unique pour mesurer un nouveau poids lourd, intriguant: PSR J2215 + 5135.

Un système délicat

Les spectres de J2215 sont radicalement différents selon les phases de son orbite: son côté chaud et irradié (spectre du bas) ressemble à une étoile A5 (deuxième spectre à partir du bas). Quand on voit son côté sombre et froid (3ème spectre à partir du bas), cela ressemble à une étoile G5 (4ème spectre à partir du bas).
Linares et al. 2018

Le PSR J2215 + 5135 est un système dit "redback" constitué d'un pulsar milliseconde - une étoile à neutrons à rotation rapide et fortement aimantée - en orbite proche d'une étoile compagnon de masse extrêmement faible; le pulsar et son compagnon se croisent en 4, 14 heures seulement.

Comment pouvons-nous mesurer la masse du PSR J2215? D'habitude, nous utilisions le spectre de son étoile associée pour identifier les décalages Doppler des raies d'absorption depuis l'atmosphère de l'étoile. Cela peut révéler la vitesse radiale de l'étoile, ce qui nous permet finalement de modéliser le système et d'obtenir les masses de l'étoile à neutrons et de son compagnon. Mais le PSR J2215 a jusqu’à présent résisté à de tels efforts. Différentes études ont révélé des mesures de la vitesse radiale significativement différentes pour l’étoile compagnon. Que se passe-t-il avec ce système délicat?

Nouveau champion couronné

Linares et ses collaborateurs ont une explication: l’étoile compagnon est émise par le rayonnement émis par le pulsar à proximité. En conséquence, l’étoile a effectivement deux côtés: le côté sombre et froid qui fait face à l’étoile à neutrons et le côté extrêmement chaud et irradié qui lui fait face. Le décalage du centre de lumière du compagnon par rapport à son centre de masse complique les efforts pour mesurer de manière fiable sa vitesse radiale à partir de son spectre.

Le modèle s'adapte aux courbes de lumière orbitale pour J2215 en trois bandes.
Linares et al. 2018

Linares et ses collaborateurs contournent ce problème en utilisant des spectres optiques de haute qualité provenant du Gran Telescopio Canarias et d'autres télescopes pour identifier, pour la première fois, les lignes d'absorption du côté froid et du côté chaud de l'étoile compagnon. Les auteurs utilisent ces lignes des côtés opposés de l'étoile pour encadrer la vitesse du centre de masse.

En modélisant conjointement les données de vitesse radiale pour les deux côtés de l'étoile et les courbes de lumière dans plusieurs bandes, les auteurs sont en mesure de calculer la masse de l'étoile à neutrons et de son compagnon, respectivement ~ 2, 3 et 0, 33 masses solaires. S'il était vérifié, le PSR J2215 briserait le record de masse maximale d'étoile à neutrons, introduisant de nouvelles contraintes pour les modèles d'équations d'état d'étoiles à neutrons.

De plus, la nouvelle technique des auteurs pour extraire la masse de l'étoile à neutrons peut être appliquée à de nombreux systèmes connus similaires, ainsi qu'à ceux que nous espérons découvrir à l'avenir. Avec un peu de chance, nous pourrons continuer à repousser les limites de la masse maximale d'étoiles à neutrons, en apprenant plus sur ces bêtes compactes.

Citation

M. Linares et al 2018 ApJ 859 54. doi: 10.3847 / 1538-4357 / aabde6

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Ce poste a été publié à l'origine sur AAS Nova, qui présente les faits saillants des recherches effectuées dans les journaux de la Société astronomique américaine.