Swift J1818.0−1607 - Comment mesurer son champs magnétique

[Cyb3rToY]

Bonjour les astronautes,

Suite à la lecture de cet article (https://www.cnews.fr/monde/2020-06-1...couvert-969215), relatant la découverte d'un magnétar très jeune (240 ans), j'ai quelques questions qui tournent dans ma tête.

Le dit magnétar se situe à environ 16 000 années lumière d'ici, or dans l'article, ils précisent que le magnétar est âgé de 240 ans, en réalité on l'observe lorsqu'il avait 240 ans, mais il doit avoir environ 16 240 ans n'est ce pas ?

Ensuite il parle de son champs magnétique, comment peuvent-ils le mesurer ? Celui-ci doit avoir une porté assez grande j'imagine, mais 16 000 années lumières ... ? Un champs magnétique devrait potentiellement avoir une influence sur des particules chargés électriquement, donc l'ont-ils mesurés à partir des potentielles variations dans les longueurs d'ondes émises par l'étoiles, où l'ont-ils calculés à partir des données qu'ils possèdent (masse, composition...) ?

Merci pour vos longueurs d'ondes
-----

[Gilgamesh]

Bonjour les astronautes,

Suite à la lecture de cet article (https://www.cnews.fr/monde/2020-06-1...couvert-969215), relatant la découverte d'un magnétar très jeune (240 ans), j'ai quelques questions qui tournent dans ma tête.

Le dit magnétar se situe à environ 16 000 années lumière d'ici, or dans l'article, ils précisent que le magnétar est âgé de 240 ans, en réalité on l'observe lorsqu'il avait 240 ans, mais il doit avoir environ 16 240 ans n'est ce pas ?

Dans l'idée oui (dans le détail, la distance de 16 kal est elle même approximative et probablement pas connue à mieux que 10% près)

Ensuite il parle de son champs magnétique, comment peuvent-ils le mesurer ? Celui-ci doit avoir une porté assez grande j'imagine, mais 16 000 années lumières ... ? Un champs magnétique devrait potentiellement avoir une influence sur des particules chargés électriquement, donc l'ont-ils mesurés à partir des potentielles variations dans les longueurs d'ondes émises par l'étoiles, où l'ont-ils calculés à partir des données qu'ils possèdent (masse, composition...) ?

Merci pour vos longueurs d'ondes

Ah oui non, évidemment, on ne mesure par le champ magnétique d'un astre à 16 kal.

Si tu lis l'abstract ici : https://iopscience.iop.org/article/1...41-8213/ab9742

On mesure un sursaut X de 9 ms de ~1 million de luminosités solaire (je traduis les unités alakon utilisées -_-) c'est à dire une bouffée extrêmement intense et très brève de rayonnement, émise par une étoile à neutrons de période 1.36 s (c'est le temps qu'elle met pour faire un tour sur elle-même), située à 4.8 kpc. Ces éruptions sont caractéristiques des magnétars, une classe particulière d'étoiles à neutron qui se caractérise par un champ magnétique super-intense.

A partir de l'analyse temporelle (j'ai pas le détail, mais en gros on met ça dans un modèle), ils dérivent un champ magnétique dipolaire B ~ 7 × 10¹⁰ T, une luminosité de ralentissement (spin-down luminosity, je pense que c'est l'énergie émise qui freine l'astre) de 10²⁹ W, et un âge caractéristique de 240 ans

[Cyb3rToY]

Ok donc on est clairement sur du calcul. Et Whoua 10²⁹W... tu peux en brancher des cartes graphiques Merci pour tes lumières.

[jacknicklaus]

Ce qui m'impressionne le plus c'est les 10¹⁰ Tesla. Quand on sait qu'en labo, on parle de record vers 100 T...
Ca fait des forces de Laplace sympathiques...

[A voir en vidéo sur Futura]

[Gilgamesh]

Ce qui m'impressionne le plus c'est les 10¹⁰ Tesla. Quand on sait qu'en labo, on parle de record vers 100 T...
Ca fait des forces de Laplace sympathiques...

Oui c'est sûr. Pour les magnétars ça se passe en 2 temps, a priori.

Au départ, le scénario commun c'est l'effondrement du cœur d'une étoile massive. En une dizaine de ms le cœur divise son rayon R par ~1000. On a conservation du flux magnétique : le produit du champ magnétique par la surface de l'étoile doit rester constant. Donc B varie comme 1/R² soit une amplification typique de l'ordre de 10⁶, à partir d'un cœur déjà très dense présentant déjà un magnétisme intense (une dizaine ou une centaine de T).

Et pour le cas spécifique des magnétars, on pense à une amplification d'un facteur mille par un effet dynamo transitoire (qq seconde) résultant du refroidissement convectif de l'étoile à neutrons néoformée en rotation rapide.

Voir ici : Percée sur l'origine des magnétars

L'article original : Magnetar formation through a convective dynamo in protoneutron stars

En illustration, deux instantanés de l’effondrement. Les lignes de champ magnétique sont colorées par l'intensité totale du champ et la limite intérieure par l'entropie. Les isosurfaces bleues (rouges) indique la vitesse radiale des flux descendants (flux sortants). Les vitesses radiales sont de l'ordre de 1000 km/s

[Cyb3rToY]

Il y a quelque chose bizarre dans cette histoire. Parce qu'au final un magnétar est composé principalement de fer issu de l'effondrement d'une grosse étoile non ? Donc son rayonnement magnétique est dû à l'accumulation d'énergie (la magnétisation du fer) avant son explosion. Concrètement il ne produit plus d'énergie, il l'a perd par freinage magnétique au fur et à mesure. Alors ça donne quoi à la fin une grosse boule de métal super dense figé dans l'espace ?

[Gilgamesh]

Il y a quelque chose bizarre dans cette histoire. Parce qu'au final un magnétar est composé principalement de fer issu de l'effondrement d'une grosse étoile non ? Donc son rayonnement magnétique est dû à l'accumulation d'énergie (la magnétisation du fer) avant son explosion. Concrètement il ne produit plus d'énergie, il l'a perd par freinage magnétique au fur et à mesure. Alors ça donne quoi à la fin une grosse boule de métal super dense figé dans l'espace ?

La magnétisation initiale n'a rien à voir avec celle du fer. Le cœur stellaire qui s'effondre est à plusieurs milliards de degrés, très, très au dessus de la température de Curie du fer (~ 10³ K). Et c'est pas vraiment du fer, en fait. Faut voir ça comme un magma de noyaux autours de 60 nucléons plus ou moins fragmentés par la température.

La magnétisation du cœur provient simplement du fait qu'il est lui même le résultat le résultat d'un effondrement et que la conservation du moment magnétique implique une amplification du champ magnétique de l'étoile.

L'effondrement du cœur stellaire détruit complètement l'édifice atomique. Une étoile à neutron c'est assimilable à un noyau nucléaire géant.

En gros tu as trois états de la matière à considérer quand la densité augmente :

* matière atomique (étoile, planètes) : un noyau individualisé avec des électrons dans leur état fondamental, ou un plasma
* matière dégénérée (naine blanche) : un noyau individualisé avec des électrons "désindividualisés", cad distribué sur tous les niveaux d'énergie
* matière neutronique (étoile à neutrons) : le noyau disparaît dans une soupe de nucléons, où le neutron domine

Dans l'étoile à neutron tu trouve en fait ces 3 états en partant de la surface vers le cœur. En surface tu as une mince atmosphère atomique de quelques centimètres de gaz, à plusieurs millions de degrés . La matière n’y est pas dégénérée.

Sous l’atmosphère, tu as une croûte métallique, constituée essentiellement de fer en maille cristalline, sur une épaisseur de l'ordre de 900 mètres.

La masse volumique va de 10⁹ kg/m3 à la surface, et atteint 2,4.10¹⁷ kg/m3 à la base de la croûte. La croûte se divise en deux parties, avec un transition à ~300 mètres de profondeur, lorsque la densité atteint 4.10¹⁴ kg/m3. Au dessous de cette limite de 300 m, les noyaux de fer, toujours arrangés en réseau cristallin, baignent dans un gaz de neutrons et d’électrons libres.

A la base de la croûte, tous les noyaux sont détruits, et les neutrons sont tous libres. La destruction des noyaux se fait progressivement à profondeur croissante.

[Cyb3rToY]

Ah ok elle à quand même une atmosphère j'étais loin d'imaginer ça, même si quelque centimètre c'est dérisoir. Merci d'avoir pris le temps de m'éclairer. Sans vouloir abusé, j'aurais une dernière question. Est-ce qu'on sait ce que donne une étoile à neutron en fin de vie du coup ? J'entend par là, lorsqu'elle a complètement refroidit. Est ce qu'elle reste comme ça ou elle explose ?

[Gilgamesh]

Ah ok elle à quand même une atmosphère j'étais loin d'imaginer ça, même si quelque centimètre c'est dérisoir. Merci d'avoir pris le temps de m'éclairer. Sans vouloir abusé, j'aurais une dernière question. Est-ce qu'on sait ce que donne une étoile à neutron en fin de vie du coup ? J'entend par là, lorsqu'elle a complètement refroidit. Est ce qu'elle reste comme ça ou elle explose ?

Comme les naines blanches, en l'absence de compagnon susceptible de lui céder de la matière ou de former à son tour un reliquat compact, ce qui peut donner lieu à des scénarios éruptifs ou de fusion (kilonova), la fin de vie se caractérise par un ralentissement (spécifique aux étoiles à neutron du fait du fort champ magnétique) et un refroidissement progressif.

Quand elle est très chaude le refroidissement se fait prioritairement par émission de neutrinos (processus URCA + divers autres) puis les photons deviennent prédominant à partir d'une centaine de milliers d'années. Ci-dessous tu as l'évolution de la luminosité L (c'est pas des K... c'est pas des Watt non plus, l'ordre de grandeur n'est pas le bon, mais qu'est ce donc ? Ah mais bien sûr, toujours ces bonnes vieilles unités alakon, des erg/s : 10³³ erg/s = 10²⁶ W ~ 1 luminosité solaire) et de la température à la surface et au centre avec la durée (/!\ échelle log). On ne trouve pas de courbe qui aille au delà du million d'année mais on voit que ça plonge rapidement.

source : COOLING NEUTRON STARS: THEORY AND OBSERVATIONS de D.G. Yakovlev

[Cyb3rToY]

Mais si y a refroidissement et perte de photons, on ne peux pas les voir. Donc à moins de les détecter par l'effet de leur gravité on ne peux pas savoir ce qu'ils deviennent après.

[Gilgamesh]

Mais si y a refroidissement et perte de photons, on ne peux pas les voir. Donc à moins de les détecter par l'effet de leur gravité on ne peux pas savoir ce qu'ils deviennent après.

Alors : à la base on n'en voit aucun

Comme tu peux lire sur le schéma la luminosité max c'est peut être cent luminosités solaire dans le spectre électromagnétique, et ça passe très rapidement, en moins de un millénaire en dessous d'une luminosité solaire avant de sombrer en luminosité au bout de 1 Ma. Or par ailleurs ce sont des astres assez rares et joint avec la courte durée durant laquelle ils sont lumineux, ben on en observe en gros 2000 en tout et pour tout, situé en général à quelques milliers d'années lumière. On les détecte uniquement par leur activités radio (accélération d'un plasma dans le champ magnétique) quand on a la chance d'être balayé par le cône d'émission (pulsar) + émission X.

Et tout le reste, ce qui permet de connaitre leur constitution et leur évolution ce sont des modèles que l'on confronte avec les observables (essentiellement l'émission radio mais aussi leur distribution sur la voûte céleste et certains phénomènes transitoires comme les sursauts gamma mou associés aux magnétar)