« Kilonova » : différence entre les versions
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Une '''kilonova''', aussi nommée '''macronova''' ou '''[[supernova]] à [[processus r]]''', est un phénomène qui se produit lors de la [[fusion d'étoiles|fusion]] de deux [[étoile à neutrons|étoiles à neutrons]] ou d'une étoile à |
Une '''kilonova''', aussi nommée '''macronova''' ou '''[[supernova]] à [[processus r]]''', est un phénomène [[astronomie|astronomique]] qui se produit lors de la [[fusion d'étoiles|fusion]] de deux [[étoile à neutrons|étoiles à neutrons]] ou d'une étoile à neutrons et d'un [[trou noir]], dans un [[système binaire (astronomie)|système binaire]]. |
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Un [[rayonnement électromagnétique]] intense est émis du fait de la désintégration d'[[ion lourd|ions lourds]] produits par [[processus r]] et éjectés de façon relativement [[isotropie|isotrope]] pendant le processus de fusion {{incise|comme pour une brève supernova de faible luminosité|fin}}<ref name=Tanvir2013>{{Article |
Un [[rayonnement électromagnétique]] intense est émis du fait de la désintégration d'[[ion lourd|ions lourds]] produits par [[processus r]] et éjectés de façon relativement [[isotropie|isotrope]] pendant le processus de fusion {{incise|comme pour une brève supernova de faible luminosité|fin}}<ref name=Tanvir2013>{{Article|langue=en|auteur1=N. R. Tanvir |auteur2=A. J. Levan|auteur3=A. S. Fruchter |auteur4=J. Hjorth|auteur5=R. A. Hounsell|auteur6=K. Wiersema|auteur7=R. L. Tunnicliffe |titre=A ‘kilonova’ associated with the short-duration γ-ray burst GRB 130603B |périodique=Nature|numéro=500|année=2013 |pages=547-549 |consulté le=25 novembre 2016|doi=10.1038/nature12505}}</ref>. |
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Entre 2017 et 2021, la [[communauté scientifique]] a identifié environ 50 signaux qui seraient issus de kilonovae<ref>{{lien web |titre=LIGO-Virgo-KAGRA Finds Elusive Mergers of Black Holes with Neutron Stars |url=https://www.ligo.caltech.edu/news/ligo20210629#:~:text=During%20the%20five%20years%20since,of%20pairs%20of%20neutron%20stars |site=LIGO Lab / Caltech |consulté le=01-05-2023}}.</ref>. |
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== Histoire == |
== Histoire == |
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=== Origine du nom === |
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[[Fichier:Hubble observes first kilonova.jpg|vignette|La première kilonova observée par le [[Hubble (télescope spatial)|télescope Hubble]]<ref>{{lien web|langue=en|titre=Hubble observes source of gravitational waves for the first time|url=https://www.spacetelescope.org/news/heic1717/|website=www.spacetelescope.org|consulté le=18 octobre 2017}}</ref>.]] |
[[Fichier:Hubble observes first kilonova.jpg|vignette|La première kilonova observée par le [[Hubble (télescope spatial)|télescope Hubble]]<ref>{{lien web|langue=en|titre=Hubble observes source of gravitational waves for the first time|url=https://www.spacetelescope.org/news/heic1717/|website=www.spacetelescope.org|consulté le=18 octobre 2017}}</ref>.]] |
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Le terme ''kilonova'' a été introduit en 2010 par Metzger et al.<ref name=Metzger2010a>{{cite journal |title=Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r-process nuclei |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=406 |issue=4 |page=2650 |date=August 2010 |doi=10.1111/j.1365-2966.2010.16864.x |bibcode=2010MNRAS.406.2650M |arxiv=1001.5029 |last1=Metzger |first1=B. D. |last2=Martínez-Pinedo |first2=G. |last3=Darbha |first3=S. |last4=Quataert |first4=E. |last5=Arcones |first5=A. |last6=Kasen |first6=D. |last7=Thomas |first7=R. |last8=Nugent |first8=P. |last9=Panov |first9=I. V. |last10=Zinner |first10=N. T.|s2cid=118863104 }}</ref> pour décrire un pique de luminosité, qui peut atteindre 1000 fois celle d'une [[nova]] classique, d'où l'utilisation du préfixe "kilo"<ref name=Metzger2010a/>. Elles représente 1% jusqu'à 10% de la brillance d'une [[supernova]].<ref>{{cite web |title=Hubble captures infrared glow of a kilonova blast |url=http://www.spacetelescope.org/images/opo1329a/ |publisher=spacetelescope.org |date=5 August 2013 |access-date=28 February 2018}}</ref> |
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Le terme ''kilonova'' est introduit en 2010 par Metzger {{et al.}}<ref name="Metzger2010"/> pour décrire un pic de luminosité, qui peut atteindre {{unité|1000|fois}} celui d'une [[nova]] classique, d'où l'utilisation du préfixe « kilo »<ref name=Metzger2010/>, et un à dix pour cent de la brillance d'une [[supernova]]<ref>{{lien web|langue=en|titre=Hubble captures infrared glow of a kilonova blast |url=http://www.spacetelescope.org/images/opo1329a/ |éditeur=spacetelescope.org |date=5 August 2013 |consulté le=28 février 2018}}</ref>. |
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=== Observation === |
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La première suggestion d'observation d'une kilonova est |
La première suggestion d'observation d'une kilonova est faite en 2008 à la suite de l'observation du [[sursaut gamma]] court {{lien|lang=d|trad=Q86559347|fr=GRB 080503}}<ref>{{article|nom1=Perley |prénom1=D. A. |nom2=Metzger |prénom2=B. D. |nom3=Granot |prénom3=J. |nom4=Butler |prénom4=N. R. |nom5=Sakamoto |prénom5=T. |nom6=Ramirez-Ruiz |prénom6=E. |nom7=Levan |prénom7=A. J. |nom8=Bloom |prénom8=J. S. |nom9=Miller |prénom9=A. A. |année=2009 |titre=GRB 080503: Implications of a Naked Short Gamma-Ray Burst Dominated by Extended Emission |journal=The Astrophysical Journal |langue=en |volume=696 |numéro=2 |pages=1871–1885 |doi=10.1088/0004-637X/696/2/1871 |arxiv=0811.1044 |bibcode=2009ApJ...696.1871P|s2cid=15196669 }}</ref>. Une autre observation de kilonova est postulée en 2013, cette fois par l'observation du sursaut court {{lien|lang=ja|trad=GRB 130603B}}<ref name=Tanvir2013/>{{,}}<ref>{{lien web|langue=en|url=https://www.seeker.com/kilonova-alert-hubble-solves-gamma-ray-burst-mystery-1767686472.html|titre=Kilonova Alert! Hubble Solves Gamma Ray Burst Mystery|nom=DNews|date=7 August 2013|website=Seeker}}</ref>. |
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Le 16 octobre 2017, |
Le 16 octobre 2017, les observatoires [[Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory|LIGO]] et [[Virgo (interféromètre)|VIRGO]] annoncent la première détection simultanée d'[[onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]] associées à l'événement [[GW170817]]<ref name="Abbott et al. 2017">{{article|langue=en|nom1=Abbott |prénom1=B. P. |nom2=Abbott |prénom2=R. |nom3=Abbott |prénom3=T. D. |nom4=Acernese |prénom4=F. |nom5=Ackley |prénom5=K. |nom6=Adams |prénom6=C. |nom7=Adams |prénom7=T. |nom8=Addesso |prénom8=P. |nom9=Adhikari |prénom9=R. X. |nom10=Adya |prénom10=V. B. |collaboration=[[LIGO Scientific Collaboration]] & [[Virgo interferometer|Virgo Collaboration]] |titre=GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral |journal=Physical Review Letters |date=16 October 2017 |volume=119 |numéro=16 |pages=161101 |doi=10.1103/PhysRevLett.119.161101 |pmid=29099225 |bibcode=2017PhRvL.119p1101A |arxiv=1710.05832}}</ref>, qui seraient liées à une kilonova causée par la fusion d'étoile à neutron<ref name="miller2017">{{article|langue=en|nom1=Miller |prénom1=M. Coleman |titre=Gravitational waves: A golden binary |journal=Nature |date=16 October 2017 |volume=News and Views |numéro=7678 |pages=36 |doi=10.1038/nature24153 |bibcode=2017Natur.551...36M|accès doi=libre }}</ref>{{,}}<ref name="berger2017">{{article|langue=en|nom1=Berger |prénom1=E. |titre=Focus on the Electromagnetic Counterpart of the Neutron Star Binary Merger GW170817 |url=http://iopscience.iop.org/journal/2041-8205/page/Focus_on_GW170817 |journal=Astrophysical Journal Letters |consulté le=16 octobre 2017 |date=16 October 2017}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|titre=Focus on electromagnetic counterparts to binary black hole mergers |prénom=Valerie |nom=Connaughton |journal=[[The Astrophysical Journal Letters]] |année=2016 |nature article=Editorial |url=http://iopscience.iop.org/journal/2041-8205/page/Focus_on_BBHM }}</ref>{{,}}<ref name=Loeb>{{article|langue=en|titre=Electromagnetic counterparts to black hole mergers detected by LIGO |nom=Loeb |prénom=Abraham |journal=[[The Astrophysical Journal Letters]] |volume=819 |numéro=2 |page=L21 |date=March 2016 |arxiv=1602.04735 |doi=10.3847/2041-8205/819/2/L21 |accès doi=libre |bibcode=2016ApJ...819L..21L }}</ref>. Les chercheurs obervent également une émission de [[rayons X]], qui diminue en intensité pour finir par se stabiliser en 2020<ref name=GW2017a>{{lien web|langue=en|url= https://arxiv.org/abs/2104.02070|titre= Evidence for X-ray Emission in Excess to the Jet Afterglow Decay 3.5 yrs After the Binary Neutron Star Merger GW 170817: A New Emission Component|date=5 Mars 2022|website=Arxiv}}</ref>. |
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En octobre 2018, des astronomes |
En octobre 2018, des astronomes font un parallèle entre {{lien|lang=d|trad=Q83794578|fr=GRB 150101B}} et [[GW170817]]<ref name="NC-20181016"/>. Les similarités entre les deux évènements, en ce qui concerne les émissions de [[rayon gamma]], l'[[optique]] et les émissions de [[rayon x]], aussi bien que la nature de l'association des galaxies hôtes, sont considérées « frappantes »<ref name="NASA-20181016"/> et cette ressemblance remarquable suggère que ces deux événements séparés et indépendants proviennent de la même collision d'étoiles à neutron et ils peuvent venir d'une classe inconnue jusqu'alors de kilonova transitoire. Donc, selon ces chercheurs, on peut en conclure que les kilonovae sont des évènements plus diversifiés et communs dans l'Univers qu'on le pensait précédemment<ref name="EA-20181016">{{article|langue=en|auteur=University of Maryland |titre=All in the family: Kin of gravitational wave source discovered - New observations suggest that kilonovae -- immense cosmic explosions that produce silver, gold and platinum--may be more common than thought |url=https://www.eurekalert.org/pub_releases/2018-10/uom-ait101518.php |date=16 October 2018 |périodique=[[EurekAlert!]] |consulté le=17 octobre 2018 |lien auteur=University of Maryland }}</ref>{{,}}<ref name="NC-20181016">{{article|langue=en|auteur=Troja, E.|et al.=oui |titre=A luminous blue kilonova and an off-axis jet from a compact binary merger at z = 0.1341 |date=16 October 2018 |journal=[[Nature Communications]] |volume=9 |numéro=1 |pages=4089 |doi=10.1038/s41467-018-06558-7 |pmid=30327476 |pmc=6191439 |bibcode=2018NatCo...9.4089T |arxiv=1806.10624 }}</ref>{{,}}<ref name="NASA-20181016">{{article|langue=en|nom=Mohon |prénom=Lee |titre=GRB 150101B: A Distant Cousin to GW170817 |url=https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/images/grb-150101b-a-distant-cousin-to-gw170817.html |date=16 October 2018 |périodique=[[NASA]] |consulté le=17 octobre 2018 }}</ref>{{,}}<ref name="SPC-20181017">{{lien web|langue=en|nom=Wall |prénom=Mike |titre=Powerful Cosmic Flash Is Likely Another Neutron-Star Merger |url=https://www.space.com/42158-another-neutron-star-crash-detected.html |date=17 October 2018 |site=[[Space.com]] |consulté le=17 octobre 2018 }}</ref>. |
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| ⚫ | En 2020, des astronomes détectent une kilonova à 5,4 milliards d'[[année-lumière|années-lumières]] de la [[Voie lactée]], reliée à {{lien|lang=d|trad=Q97035456|fr=GRB 200522A}}. Après une analyse effectuée avec le télescope Hubble, les scientifiques ont détecté que la partie des [[infrarouges]] du spectre était 10 fois plus lumineux que ce qui est prévu lors d'une kilonova. Cela pourrait s'expliquer par la création d'un [[magnétar]]<ref>{{lien web|langue=en|url= https://arxiv.org/abs/2008.08593|titre= The Broad-band Counterpart of the Short GRB 200522A at z=0.5536: A Luminous Kilonova or a Collimated Outflow with a Reverse Shock?|date=19 August 2020|website=Arxiv}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|nom1=Kaspi|prénom1=Victoria M.|nom2=Beloborodov|prénom2=Andrei M.|date=2017|titre=Magnetars|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=55|numéro=1|pages=261–301|doi=10.1146/annurev-astro-081915-023329|arxiv=1703.00068|bibcode=2017ARA&A..55..261K}}</ref>. |
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== Caractéristiques physiques == |
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=== Source de signaux gravitationnels, de sursauts gamma et d'éléments lourds === |
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| ⚫ | Le rapprochement en [[spirale]] et la fusion de ces [[objet compact|objets compacts]] |
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== Formation == |
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==Étape menant à une kilonova== |
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Les étoiles à neutrons représentent environ 0,1 % de la [[masse stellaire]] totale d'une galaxie<ref name="frontiersin">{{en}}https://www.frontiersin.org/articles/10.3389/fspas.2020.609460/full#B179</ref>. Cependant, plusieurs d'entre elles se retrouvent au sein de systèmes binaires avec une [[étoile massive]]<ref name="Sana"/>. Si les conditions appropriées sont réunies, à savoir que les étoiles ont une masse suffisante pour engendrer une supernova et que les étoiles sont assez éloignées l'une de l'autre pour éviter une perturbation trop importante du compagnon lors du cataclysme<ref name="Sana">{{en}} Sana, H., Mink, S. E. d., Koter, A. d., Langer, N., Evans, C. J., Geiles, M., et al. (2012). Binary interaction dominates the evolution of massive stars. Science. 337, 444. doi:10.1126/science.1223344</ref>, un système binaire d'étoiles à neutron peut se former. |
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Les étoiles à neutrons représentent une très petite partie du ''contenu spatiale'', aussi peux que 0.1%<ref>https://www.frontiersin.org/articles/10.3389/fspas.2020.609460/full#B179</ref> Par contre, une grande partie des étoiles massives, qui sont essentiels à la création d'étoile à neutrons font parti de système binaire<ref>Sana, H., Mink, S. E. d., Koter, A. d., Langer, N., Evans, C. J., Geiles, M., et al. (2012). Binary interaction dominates the evolution of massive stars. Science. 337, 444. doi:10.1126/science.1223344</ref>. Si les conditions sont juste, soit que les étoiles ait une masse suffisante pour engendrer une supernova et que les étoiles soient suffisament loin l'une de l'autre pour que chacune des supernovas ne pertube pas trop l'autre étoile<ref>Sana, H., Mink, S. E. d., Koter, A. d., Langer, N., Evans, C. J., Geiles, M., et al. (2012). Binary interaction dominates the evolution of massive stars. Science. 337, 444. doi:10.1126/science.1223344</ref>, un système binaire d'étoile à neutron peut émerger. Sur plusieurs milions d'années, l'orbite des deux astres se déteriore via émission d'onde gravitationnelles sous la formule <math>t= \frac{5}{256}\, \frac{c^5}{G^3}\, \frac{r^4}{(m_1m_2)(m_1+m_2)} </math><ref>(PDF). 29 January 2016 https://web.archive.org/web/20160129142844/http://www.eftaylor.com/exploringblackholes/GravWaves150909v1.pdf. Archived from the original (PDF) on 29 January 2016. {{cite web}}: Missing or empty |title= (help)</ref> ou '''t''' est le temps avant la collision, '''r''', la distance entre les deux corps, '''G''', la [[constante gravitationnelle]], '''c''', la [[vitesse de la lumière]], '''m<sub>1</sub>''' et '''m<sub>2</sub>'''représentent la masse des deux corps. Après plusieurs millions d'années, et quelques instants avant leur collision, elles orbitent l'une autour de l'autre jusqu'à 60 000 fois par minutes et elles fusionnent en seulement quelques millisecondes<ref>https://svs.gsfc.nasa.gov/10543#:~:text=This%20causes%20the%20orbits%20to,at%2060%2C000%20times%20a%20minute.</ref>. Cette collision hautement énergétiques relâchent des ondes gravitationneles, qu'on peut détecter depuis moins de 10 ans. Elle relache également des sursaut gamma qui sont plus lumineux que toute la galaxie dans cette bande<ref>https://www.frontiersin.org/articles/10.3389/fspas.2020.609460/full#B170</ref><ref>Eichler, D., Livio, M., Piran, T., and Schramm, D. N. (1989). Nucleosynthesis, neutrino bursts and gamma-rays from coalescing neutron stars. Nature 340, 126. doi:10.1038/340126a0</ref>, des sursauts de Neutrinos ayant une énergie de plusieurs Méga [[électronvolt]] (MeV)<ref>Eichler, D., Livio, M., Piran, T., and Schramm, D. N. (1989). Nucleosynthesis, neutrino bursts and gamma-rays from coalescing neutron stars. Nature 340, 126. doi:10.1038/340126a0</ref> et possiblement de neutrino à haute énergie (supérieure à 1 GeV) créé dans les interactions des [[hadron]]s dans les jet relativistique<ref>Fang, K., and Metzger, B. D. (2017). High-energy neutrinos from millisecond magnetars formed from the merger of binary neutron stars. Astrophys. J 849, 153. doi:10.3847/1538-4357/aa8b6a</ref>. On pense également que plusieurs éléments plus lourd que le fer seraient produit dans ces évènements. |
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[[File:Colliding neutron stars ESA385307.jpg|vignette|Vue d'artiste de deux étoiles à neutrons en rotation.]] |
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#REDIRECTION [[Jet (astrophysique)]] |
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Sur plusieurs millions d'années, les deux astres se rapprochent en raison de la perte d'[[énergie]] engendrée par l'émission d'ondes gravitationnelles. Un modèle de fusion d'étoiles à neutron est proposé par [[Li-Xin Li]] et Bohdan Paczyński en 1998<ref name="LiPaczynski1998">{{article|langue=en|titre=Transient Events from Neutron Star Mergers |journal=The Astrophysical Journal |date=1998 |volume=507 |numéro=1 |page=L59–L62 |doi=10.1086/311680 |arxiv=astro-ph/9807272 |bibcode=1998ApJ...507L..59L|nom1=Li |prénom1=L.-X. |nom2=Paczyński |prénom2=B. |nom3=Fruchter |prénom3=A. S. |nom4=Hjorth |prénom4=J. |nom5=Hounsell |prénom5=R. A. |nom6=Wiersema |prénom6=K. |nom7=Tunnicliffe |prénom7=R. |s2cid=3091361 }}</ref>{{,}}<ref>{{article|nom=Metzger|prénom=Brian D.|date=2019-12-16|titre=Kilonovae|url=https://doi.org/10.1007/s41114-019-0024-0|journal=Living Reviews in Relativity|langue=en|volume=23|numéro=1|pages=1|doi=10.1007/s41114-019-0024-0|arxiv=1910.01617 |issn=1433-8351|pmc=6914724|pmid=31885490}}</ref>. Ainsi, on peut, notamment, évaluer le temps avant la collision (<math>t</math>) en fonction de la distance entre les deux corps (<math>r</math>), de la [[constante gravitationnelle]] (<math>G</math>), de la [[vitesse de la lumière]] (<math>c</math>) et de la masse des deux corps (<math>m_1</math> et <math>m_2</math>) selon la relation<ref>{{en}}(PDF). 29 January 2016 https://web.archive.org/web/20160129142844/http://www.eftaylor.com/exploringblackholes/GravWaves150909v1.pdf. Archived from the original (PDF) on 29 January 2016.</ref> : |
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<center><math>t= \frac{5}{256}\, \frac{c^5}{G^3}\, \frac{r^4}{(m_1m_2)(m_1+m_2)} </math></center> |
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==Identification d'élément lourd== |
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L'''European Southern observatory''(ESO)<ref>https://www.eso.org/public/usa/news/eso1917/?lang</ref> a identifié en 2019 la [[signature spectrale]] du [[Strontium]], élément no. 38 du tableau périodique. La découverte a été faite à partir du Very Large Telescope (VLT) et à l’aide du dispositif X-Shooter<ref>https://www.eso.org/public/germany/teles-instr/paranal-observatory/vlt/vlt-instr/x-shooter/</ref> un spectrogramme analysant de l’[[ultraviolet]] (UV) au proche-[[infrarouge]] (NIR)<ref>https://www.eso.org/public/germany/teles-instr/paranal-observatory/vlt/vlt-instr/x-shooter/https://www.eso.org/public/germany/teles-instr/paranal-observatory/vlt/vlt-instr/x-shooter/</ref>. En 2017, l’évènement [[GW170817]] a été identifié comme étant une collision d’étoile à neutron. Cet évènement fut détecté par [[LIGO]] et [[VIRGO]] via [[onde gravitationnelle]]. Suivant la découverte de GW170817, l’ESO a capté des données sur l’évènement dans plusieurs [[longueur d’onde]]. En analysant les spectres recueillis, les astronomes ont déduit qu’il y avait des éléments lourds présents, mais ils n’étaient pas en mesure d’identifier lequel<ref>https://www.eso.org/public/usa/news/eso1917/?lang</ref>. ‘’En réanalysant les données de 2017 venant de la fusion, nous avons maintenant identifié la signature d’un élément lourd dans cette boule de feu, le strontium, prouvant que la collision d’étoile à neutron crée cet élément dans l’univers,’’ a dit Darach Watson, auteur en chef de l’étude de l’université de Copenhague<ref>https://www.eso.org/public/usa/news/eso1917/?lang</ref>. Cette découverte renforce la théorie que les collisions d'étoiles à neutrons sont responsables d'une grande partie des éléments lourds produits naturellement dans l'univers. |
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Quelques instants avant la collision, le système peut atteindre une [[fréquence]] de {{unité|60000|[[tour par minute|tours par minute]]}}. Quant à elle, la fusion ne durerait que quelques millisecondes et dégagerait une quantité phénoménale d'énergie<ref>{{en}}https://svs.gsfc.nasa.gov/10543#:~:text=This%20causes%20the%20orbits%20to,at%2060%2C000%20times%20a%20minute.</ref>{{,}}<ref name="frontiersin"/>{{,}}<ref name="Eichler">{{en}} Eichler, D., Livio, M., Piran, T., and Schramm, D. N. (1989). Nucleosynthesis, neutrino bursts and gamma-rays from coalescing neutron stars. Nature 340, 126. doi:10.1038/340126a0</ref>{{,}}<ref>{{en}} Fang, K., and Metzger, B. D. (2017). High-energy neutrinos from millisecond magnetars formed from the merger of binary neutron stars. Astrophys. J 849, 153. doi:10.3847/1538-4357/aa8b6a</ref>. |
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== Après la fusion == |
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Après l’observation de [[GW170817]], en 2017, les scientifiques ont observé que l’événement avait émis des [[rayons X. L’émission perdait en intensité jusqu’en 2020 où il est devenu relativement constent<ref name=GW2017a>{{Cite web|url= https://arxiv.org/abs/2104.02070|title= Evidence for X-ray Emission in Excess to the Jet Afterglow Decay 3.5 yrs After the Binary Neutron Star Merger GW 170817: A New Emission Component|date=5 Mars 2022|website=Arxiv}}</ref>. Deux théories se confronte pour expliquer ce phénomène. La première théorie, qui est la privilégiée pour l’instant, est qu’il s’agit de [[luminescence]] résiduelle provoqué par les matériaux environnants qui aurait été échauffé par la collision<ref name=GW2017a/>. La deuxième théorie est que la collision aille créer un [[trou noir]]<ref name=GW2017a/>. Pour avoir le fin mot de l’histoire, les astronomes devront encore observer les émissions de GW170817, si l’émission de [[rayon x]] augmente, la première hypothèse sera retenue, sinon ils devront approfondir la deuxième<ref name=GW2017a/> |
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==Abondance des kilonova== |
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Entre 2017, Année de lancement des détecteurs d'[[onde gravitationnelle]] [[LIGO]] et [[VIRGO]] et 2021, année de cet article de l'université Caltech, une des université fondatrices de LIGO, la communauté scientifique a identifié environ 50 signals du à la fusion d'[[étoile à neutron]] ou de [[trou noir]]s<ref>https://www.ligo.caltech.edu/news/ligo20210629#:~:text=During%20the%20five%20years%20since,of%20pairs%20of%20neutron%20stars.</ref>. ce qui représente environ 12 nouvelles détections par années. |
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*{{en}} [https://arxiv.org/pdf/2006.01150 Troja, Eerten, Zhang, Ryan, Piro, Ricci, O'Connor, Wieringa, Cenko et Sakamoto 2020] |
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*{{en}} [https://arxiv.org/pdf/2008.08593 Fong, Laskar, Rastinejad, Rouco Escorial, G. Schroeder, J. Barnes, C. D. Kilpatrick, K. Paterson, E. Berger, B. D. Metzger, Y. Dong, A. E. Nugent, R. Strausbaugh, Blanchard, Goyal, Cucchiara, Terreran, Alexander, Eftekhari, Fryer, Margalit, Margutti, Nicholl 2020] |
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* [[Fusion d'étoiles à neutrons du 17 août 2017]] |
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Une kilonova, aussi nommée macronova ou supernova à processus r, est un phénomène astronomique qui se produit lors de la fusion de deux étoiles à neutrons ou d'une étoile à neutrons et d'un trou noir, dans un système binaire.
Un rayonnement électromagnétique intense est émis du fait de la désintégration d'ions lourds produits par processus r et éjectés de façon relativement isotrope pendant le processus de fusion — comme pour une brève supernova de faible luminosité[1].
Entre 2017 et 2021, la communauté scientifique a identifié environ 50 signaux qui seraient issus de kilonovae[2].
Histoire
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Le terme kilonova est introduit en 2010 par Metzger et al.[4] pour décrire un pic de luminosité, qui peut atteindre 1 000 fois celui d'une nova classique, d'où l'utilisation du préfixe « kilo »[4], et un à dix pour cent de la brillance d'une supernova[5].
La première suggestion d'observation d'une kilonova est faite en 2008 à la suite de l'observation du sursaut gamma court GRB 080503 (d)[6]. Une autre observation de kilonova est postulée en 2013, cette fois par l'observation du sursaut court GRB 130603B (ja)[1],[7].
Le 16 octobre 2017, les observatoires LIGO et VIRGO annoncent la première détection simultanée d'ondes gravitationnelles associées à l'événement GW170817[8], qui seraient liées à une kilonova causée par la fusion d'étoile à neutron[9],[10],[11],[12]. Les chercheurs obervent également une émission de rayons X, qui diminue en intensité pour finir par se stabiliser en 2020[13].
En octobre 2018, des astronomes font un parallèle entre GRB 150101B (d) et GW170817[14]. Les similarités entre les deux évènements, en ce qui concerne les émissions de rayon gamma, l'optique et les émissions de rayon x, aussi bien que la nature de l'association des galaxies hôtes, sont considérées « frappantes »[15] et cette ressemblance remarquable suggère que ces deux événements séparés et indépendants proviennent de la même collision d'étoiles à neutron et ils peuvent venir d'une classe inconnue jusqu'alors de kilonova transitoire. Donc, selon ces chercheurs, on peut en conclure que les kilonovae sont des évènements plus diversifiés et communs dans l'Univers qu'on le pensait précédemment[16],[14],[15],[17].
En 2020, des astronomes détectent une kilonova à 5,4 milliards d'années-lumières de la Voie lactée, reliée à GRB 200522A (d). Après une analyse effectuée avec le télescope Hubble, les scientifiques ont détecté que la partie des infrarouges du spectre était 10 fois plus lumineux que ce qui est prévu lors d'une kilonova. Cela pourrait s'expliquer par la création d'un magnétar[18],[19].
Formation
[modifier | modifier le code]Les étoiles à neutrons représentent environ 0,1 % de la masse stellaire totale d'une galaxie[20]. Cependant, plusieurs d'entre elles se retrouvent au sein de systèmes binaires avec une étoile massive[21]. Si les conditions appropriées sont réunies, à savoir que les étoiles ont une masse suffisante pour engendrer une supernova et que les étoiles sont assez éloignées l'une de l'autre pour éviter une perturbation trop importante du compagnon lors du cataclysme[21], un système binaire d'étoiles à neutron peut se former.
Sur plusieurs millions d'années, les deux astres se rapprochent en raison de la perte d'énergie engendrée par l'émission d'ondes gravitationnelles. Un modèle de fusion d'étoiles à neutron est proposé par Li-Xin Li et Bohdan Paczyński en 1998[22],[23]. Ainsi, on peut, notamment, évaluer le temps avant la collision () en fonction de la distance entre les deux corps (), de la constante gravitationnelle (), de la vitesse de la lumière () et de la masse des deux corps ( et ) selon la relation[24] :
Quelques instants avant la collision, le système peut atteindre une fréquence de 60 000 tours par minute. Quant à elle, la fusion ne durerait que quelques millisecondes et dégagerait une quantité phénoménale d'énergie[25],[20],[26],[27].
Le rapprochement en spirale et la fusion de ces objets compacts seraient une importante source d'ondes gravitationnelles[4],[28]. Cela pourrait également créer des progéniteurs (en) de sursauts gamma[4],[28] et être la source principale dans l'Univers des éléments chimiques les plus lourds, produits par processus r[1].
Source d'éléments lourds
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Notes et références
[modifier | modifier le code]- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Kilonova » (voir la liste des auteurs).
- (en) N. R. Tanvir, A. J. Levan, A. S. Fruchter, J. Hjorth, R. A. Hounsell, K. Wiersema et R. L. Tunnicliffe, « A ‘kilonova’ associated with the short-duration γ-ray burst GRB 130603B », Nature, no 500, , p. 547-549 (DOI 10.1038/nature12505)
- « LIGO-Virgo-KAGRA Finds Elusive Mergers of Black Holes with Neutron Stars », sur LIGO Lab / Caltech (consulté le ).
- (en) « Hubble observes source of gravitational waves for the first time », sur www.spacetelescope.org (consulté le )
- (en) Metzger, B. D., Martínez-Pinedo, G., Darbha, S., Quataert, E., Arcones, A., Kasen, D., Thomas, R., Nugent, P., Panov, I. V. et Zinner, N. T., « Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r-process nuclei » [« Contreparties électromagnétiques des fusions d'objets compacts alimentées par la désintégration radioactive de noyau produits par processus r »], Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 406, no 4, , p. 2650 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.16864.x, Bibcode 2010MNRAS.406.2650M, arXiv 1001.5029)
- (en) « Hubble captures infrared glow of a kilonova blast », spacetelescope.org, (consulté le )
- (en) D. A. Perley, B. D. Metzger, J. Granot, N. R. Butler, T. Sakamoto, E. Ramirez-Ruiz, A. J. Levan, J. S. Bloom et A. A. Miller, « GRB 080503: Implications of a Naked Short Gamma-Ray Burst Dominated by Extended Emission », The Astrophysical Journal, vol. 696, no 2, , p. 1871–1885 (DOI 10.1088/0004-637X/696/2/1871, Bibcode 2009ApJ...696.1871P, arXiv 0811.1044, S2CID 15196669)
- (en) DNews, « Kilonova Alert! Hubble Solves Gamma Ray Burst Mystery », sur Seeker,
- (en) B. P. Abbott, R. Abbott, T. D. Abbott, F. Acernese, K. Ackley, C. Adams, T. Adams, P. Addesso, R. X. Adhikari et V. B. Adya, « GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral », Physical Review Letters, vol. 119, no 16, , p. 161101 (PMID 29099225, DOI 10.1103/PhysRevLett.119.161101, Bibcode 2017PhRvL.119p1101A, arXiv 1710.05832)
- (en) M. Coleman Miller, « Gravitational waves: A golden binary », Nature, vol. News and Views, no 7678, , p. 36 (DOI 10.1038/nature24153
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- (en) E. Berger, « Focus on the Electromagnetic Counterpart of the Neutron Star Binary Merger GW170817 », Astrophysical Journal Letters, (lire en ligne, consulté le )
- (en) Valerie Connaughton, « Focus on electromagnetic counterparts to binary black hole mergers » (Editorial), The Astrophysical Journal Letters, (lire en ligne)
- (en) Abraham Loeb, « Electromagnetic counterparts to black hole mergers detected by LIGO », The Astrophysical Journal Letters, vol. 819, no 2, , p. L21 (DOI 10.3847/2041-8205/819/2/L21 , Bibcode 2016ApJ...819L..21L, arXiv 1602.04735)
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- (en) Troja, E. et al., « A luminous blue kilonova and an off-axis jet from a compact binary merger at z = 0.1341 », Nature Communications, vol. 9, no 1, , p. 4089 (PMID 30327476, PMCID 6191439, DOI 10.1038/s41467-018-06558-7, Bibcode 2018NatCo...9.4089T, arXiv 1806.10624)
- (en) Lee Mohon, « GRB 150101B: A Distant Cousin to GW170817 », NASA, (lire en ligne, consulté le )
- (en) University of Maryland, « All in the family: Kin of gravitational wave source discovered - New observations suggest that kilonovae -- immense cosmic explosions that produce silver, gold and platinum--may be more common than thought », EurekAlert!, (lire en ligne, consulté le )
- (en) Mike Wall, « Powerful Cosmic Flash Is Likely Another Neutron-Star Merger », sur Space.com, (consulté le )
- (en) « The Broad-band Counterpart of the Short GRB 200522A at z=0.5536: A Luminous Kilonova or a Collimated Outflow with a Reverse Shock? », sur Arxiv,
- (en) Victoria M. Kaspi et Andrei M. Beloborodov, « Magnetars », Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 55, no 1, , p. 261–301 (DOI 10.1146/annurev-astro-081915-023329, Bibcode 2017ARA&A..55..261K, arXiv 1703.00068)
- (en)https://www.frontiersin.org/articles/10.3389/fspas.2020.609460/full#B179
- (en) Sana, H., Mink, S. E. d., Koter, A. d., Langer, N., Evans, C. J., Geiles, M., et al. (2012). Binary interaction dominates the evolution of massive stars. Science. 337, 444. doi:10.1126/science.1223344
- (en) L.-X. Li, B. Paczyński, A. S. Fruchter, J. Hjorth, R. A. Hounsell, K. Wiersema et R. Tunnicliffe, « Transient Events from Neutron Star Mergers », The Astrophysical Journal, vol. 507, no 1, , L59–L62 (DOI 10.1086/311680, Bibcode 1998ApJ...507L..59L, arXiv astro-ph/9807272, S2CID 3091361)
- (en) Brian D. Metzger, « Kilonovae », Living Reviews in Relativity, vol. 23, no 1, , p. 1 (ISSN 1433-8351, PMID 31885490, PMCID 6914724, DOI 10.1007/s41114-019-0024-0, arXiv 1910.01617, lire en ligne)
- (en)(PDF). 29 January 2016 https://web.archive.org/web/20160129142844/http://www.eftaylor.com/exploringblackholes/GravWaves150909v1.pdf. Archived from the original (PDF) on 29 January 2016.
- (en)https://svs.gsfc.nasa.gov/10543#:~:text=This%20causes%20the%20orbits%20to,at%2060%2C000%20times%20a%20minute.
- (en) Eichler, D., Livio, M., Piran, T., and Schramm, D. N. (1989). Nucleosynthesis, neutrino bursts and gamma-rays from coalescing neutron stars. Nature 340, 126. doi:10.1038/340126a0
- (en) Fang, K., and Metzger, B. D. (2017). High-energy neutrinos from millisecond magnetars formed from the merger of binary neutron stars. Astrophys. J 849, 153. doi:10.3847/1538-4357/aa8b6a
- (en) Nicole Gugliucci, « Kilonova Alert! Hubble Solves Gamma Ray Burst Mystery » [« Alerte aux kilonovae ! Hubble résout le mystère des sursauts gamma »], sur news.discovery.com, Discovery Communications, (consulté le )
Articles connexes
[modifier | modifier le code]- Nova
- Supernova | Rémanent de supernova | Supernova imposteuse
- Hypernova
- Fusion d'étoiles à neutrons du 17 août 2017
