Illustration d’artiste d’une étoile à neutrons binaire. Crédit : Carl Knox, Université OzGrav-Swinburne.
L’étude des pulsars de l’univers à haute résolution temporelle
Double étoile à neutrons (DNS) en orbite serrée sont des laboratoires fantastiques pour tester la théorie générale de la relativité d’Einstein. Le premier système DNS de ce type, communément appelé système binaire de Hulse-Taylor pulsara fourni la première preuve indirecte de l’existence de la théorie de la relativité générale d’Einstein. ondes gravitationnelles et a donné l’impulsion pour construire LIGO. Depuis lors, la découverte de tels systèmes binaires a donné une impulsion majeure aux études de pulsars à grande échelle. Bien que plus de 3000 pulsars aient été découverts dans notre Galaxie, nous n’avons trouvé que 20 systèmes DNS. Pourquoi sont-ils si rares ?
Les systèmes DNS sont les points terminaux d’une évolution stellaire binaire complexe et exotique. Dans le modèle standard, les deux étoiles doivent survivre à de multiples étapes de transfert de masse, y compris des phases d’enveloppe commune, et non pas une mais deux explosions de supernova. Avant la deuxième supernova, la survie de la binaire dépend des coups de pied donnés par la deuxième explosion de supernova et de la quantité de matière éjectée. Il semble qu’il soit assez rare que les binaires survivent à tous ces événements. Celles qui y parviennent laissent derrière elles de nombreuses informations sur l’évolution stellaire binaire.
Trouver des pulsars binaires est plus difficile que des pulsars solitaires. L’accélération fait évoluer leurs sons purs dans le temps en raison des changements de décalage Doppler, ce qui augmente considérablement la complexité des recherches et le temps de calcul nécessaire. Heureusement, les scientifiques d’OzGrav ont accès au superordinateur OzSTAR de l’Université de technologie de Swinburne et à ses accélérateurs de traitement graphique (GPU). Nous utilisons OzSTAR pour rechercher des pulsars accélérés dans le cadre de l’étude des pulsars à haute résolution temporelle de l’Univers Sud à basse latitude (HTRU-S LowLat). Dans notre article récemment publié dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Societynous avons présenté la découverte et les résultats d’un an et demi de chronométrage d’un nouveau système DNS, PSR J1325-6253, à l’aide du radiotélescope de 64 m de Parkes (désormais connu sous le nom de Murriyang).
En chronométrant le moment où les impulsions arrivent sur Terre, nous avons découvert que PSR J1325-6253 se trouve sur une petite orbite de 1,81 d. Son orbite dévie d’une circularité avec l’une des excentricités orbitales les plus faibles connues pour un système DNS (e=0,064). L’orbite elliptique avance son point d’approche le plus proche (périastre) de son étoile compagnon comme le prédit la théorie de la relativité générale. L’avance du périastre nous a permis de déterminer la masse totale du système, et nous l’avons trouvée proche de celle des autres systèmes DNS. La faible excentricité de l’orbite signifie qu’il n’y a pratiquement pas eu de perte de masse lors de l’explosion finale de la supernova, au-delà de l’énergie transportée par les neutrinos, et qu’il s’agissait d’une supernova dite ultra-dépouillée. De telles supernovae sont très peu lumineuses et généralement invisibles si elles sont trop éloignées du Soleil. Cette découverte rare a permis de mieux comprendre le mode d’explosion des étoiles et les étoiles à neutrons qu’elles laissent derrière elles.
Écrit par Rahul Sengar, doctorant OzGrav, Université de technologie de Swinburne.
Référence : “The High Time Resolution Universe Pulsar Survey – XVII. PSR J1325-6253, une étoile à neutrons double à faible excentricité provenant d’une supernova ultra-décapitée” par R Sengar, V Balakrishnan, S Stevenson, M Bailes, E D Barr, N D R Bhat, M Burgay, M C i Bernadich, A D Cameron, D J Champion, W Chen, C M L Flynn, A Jameson, S Johnston, M J Keith, M Kramer, V Morello, C Ng, A Possenti, B Stappers, R M Shannon, W van Straten et J Wongphechauxsorn, 24 mars 2022, Notices mensuelles de la Société royale d’astronomie.
DOI : 10.1093/mnras/stac821