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==Étape menant à une kilonova==
==Étape menant à une kilonova==
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>
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>
#REDIRECTION [[Jet (astrophysique)]]
#REDIRECTION [[Jet (astrophysique)]]. On pense également que plusieurs éléments plus lourd que le fer seraient produit dans ces évènements


==Identification d'élément lourd==
==Identification d'élément lourd==

Version du 19 mai 2022 à 05:09

Titre correct : « Kilonova ».

En raison de limitations techniques, la typographie souhaitable du titre n’a pu être restituée correctement.

Vue d'artiste d'une kilonova.

Une kilonova, aussi nommée macronova ou supernova à processus r, est un phénomène qui se produit lors de la fusion de deux étoiles à neutrons ou d'une étoile à neutron 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].

Histoire

La première kilonova observée par le télescope Hubble[2].
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Le terme kilonova a été introduit en 2010 par Metzger et al.[3] pour décrire un pique de luminosité, qui peut atteindre 1000 fois celle d'une nova classique, d'où l'utilisation du préfixe "kilo"[3]. Elles représente 1% jusqu'à 10% de la brillance d'une supernova.[4]

La première kilonova observé a été détecté comme un court sursaut gamma, SGRB 130603B, par les instruments à bord du téléscope spatial Swift et du satellite WIND. Il a ensuite été observé en utilisant le télescope Hubble le neuvième et trentième jours suivant le sursaut.[1].

En octobre 2018, des astronomes ont signalé que GRB 150101B, un sursaut gamma déjà détecté en 2015, peut être comparable à l'historique GW170817, une onde gravitationnelle déjà détecté en 2017[5], et associée avec une fusion de deux étoiles à neutrons[6]. Les similarités entre les deux évènements, en termes de rayon gamma, d'optique et des émissions de rayon x, aussi bien que la nature de l'association des galaxies hôtes, sont considéré "frappante"[7] et cette ressemblance remarquable suggère que ces deux événements séparés et indépendants proviennent de la même collision d'étoile à neutron et ils peuvent venir d'une classe inconnue jusqu'alors de kilonova transitoire. Donc, selon les chercheurs, on peut en conclure que les kilonova sont des évènements plus diversifié et commun dans l'univers qu'on le pensait précédemment.[5],[6],[7],[8]

Caractéristiques physiques

Source de signaux gravitationnels, de sursauts gamma et d'éléments lourds

Le rapprochement en spirale et la fusion de ces objets compacts serait une importante source d'ondes gravitationnelles [9],[10]. On pense également que ce sont les progéniteurs (en) de sursauts gamma[9],[10] et la source principale des éléments chimiques les plus lourds, produits par processus r dans l'univers[1]. Le model standard de fusion d'étoile à neutron a été introduit par Li-Xin Li et Bohdan Paczyński en 1998 [11]. Dans leur travaux, ils suggèrent que la radioactivité éjecté d'une fusion d'étoile à neutron est une des sources d'alimentation des émission thermique transitoire[12].

Étape menant à une kilonova

Les étoiles à neutrons représentent une très petite partie du contenu spatiale, aussi peux que 0.1%[13] Par contre, une grande partie des étoiles massives, qui sont essentiels à la création d'étoile à neutrons font parti de système binaire[14]. 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[15], 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 [16] 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, m1 et m2représentent 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[17]. 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[18][19], des sursauts de Neutrinos ayant une énergie de plusieurs Méga électronvolt (MeV)[20] et possiblement de neutrino à haute énergie (supérieure à 1 GeV) créé dans les interactions des hadrons dans les jet relativistique[21]

  1. REDIRECTION Jet (astrophysique). On pense également que plusieurs éléments plus lourd que le fer seraient produit dans ces évènements

Identification d'élément lourd

L'European Southern observatory(ESO)[22] 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[23] un spectrogramme analysant de l’ultraviolet (UV) au proche-infrarouge (NIR)[24]. 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[25]. ‘’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[26]. Cette découverte renforce la téorie que les collisions d'étoiles à neutrons sont responsables d'une grande partie des éléments lourds produits naturellement dans l'univers.

Observations

La première suggestion d'observation d'une kilonova est venu en 2008 suivant le sursaut gamma court GRB 080503[27], où un objet faiblement lumineux est apparu dans le spectre du visible et des infrarouges après un jour et on rapidement disparu. Une autre observation a été suggéré en 2013, en association avec le sursaut gamma court GRB 130603B, où les faibles émission d'infrarouge a été détecté par le Télescope Spatial Hubble.[1]GRB 130603B est la première observation plausible d'une kilonova basée sur l'observation de sursaut gamma dur court[28].

Le 16 octobre 2017, le LIGO (Observatoire d'ondes gravitationnelles par interférométrie laser) et Virgo (interféromètre) ont annoncées, en collaboration, la première détection simultanée d'une onde gravitationnelle (GW170817) et de radiation électromagnétique (GW170817A,SSS17a) de tout phénomène[29] et ont démontré que la source était une kilonova causé par la fusion d'étoile à neutron[30]. Ce sursaut gamma court a été suivi par une période transitoir plus longue pendant plusieurs semaine, visible dans le spectre électromagnétique visible (AT 2017gfo) localisé dans la galaxie relativement proche, NGC 4993[31]. Cette observation est la meilleur, elle présente les preuves les plus forte de la véracité des hypothèses sur les kilonovas[32],[33].


Notes et références

  1. ↑ a b c et d (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)
  2. ↑ (en) « Hubble observes source of gravitational waves for the first time », sur www.spacetelescope.org (consulté le )
  3. ↑ a et b B. D. Metzger, G. Martínez-Pinedo, S. Darbha, E. Quataert, A. Arcones, D. Kasen, R. Thomas, P. Nugent, I. V. Panov et N. T. Zinner, « Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r-process nuclei », 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, S2CID 118863104)
  4. ↑ « Hubble captures infrared glow of a kilonova blast », spacetelescope.org, (consulté le )
  5. ↑ a et b (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)
  6. ↑ a et b Troja, E., « 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)
  7. ↑ a et b (en) Lee Mohon, « GRB 150101B: A Distant Cousin to GW170817 », NASA,‎ (lire en ligne)
  8. ↑ Mike Wall, « Powerful Cosmic Flash Is Likely Another Neutron-Star Merger », Space.com, (consulté le )
  9. ↑ a et b (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)
  10. ↑ a et b (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 )
  11. ↑ 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)
  12. ↑ (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)
  13. ↑ https://www.frontiersin.org/articles/10.3389/fspas.2020.609460/full#B179
  14. ↑ 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
  15. ↑ 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
  16. ↑ (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. Modèle {{Lien web}} : paramètres « url » et « titre » manquants. : Missing or empty |title= (help)
  17. ↑ https://svs.gsfc.nasa.gov/10543#:~:text=This%20causes%20the%20orbits%20to,at%2060%2C000%20times%20a%20minute.
  18. ↑ https://www.frontiersin.org/articles/10.3389/fspas.2020.609460/full#B170
  19. ↑ 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
  20. ↑ 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
  21. ↑ 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
  22. ↑ https://www.eso.org/public/usa/news/eso1917/?lang
  23. ↑ https://www.eso.org/public/germany/teles-instr/paranal-observatory/vlt/vlt-instr/x-shooter/
  24. ↑ 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/
  25. ↑ https://www.eso.org/public/usa/news/eso1917/?lang
  26. ↑ https://www.eso.org/public/usa/news/eso1917/?lang
  27. ↑ (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)
  28. ↑ DNews, « Kilonova Alert! Hubble Solves Gamma Ray Burst Mystery », sur Seeker,
  29. ↑ 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)
  30. ↑ M. Coleman Miller, « Gravitational waves: A golden binary », Nature, vol. News and Views, no 7678,‎ , p. 36 (DOI 10.1038/nature24153, Bibcode 2017Natur.551...36M)
  31. ↑ E. Berger, « Focus on the Electromagnetic Counterpart of the Neutron Star Binary Merger GW170817 », Astrophysical Journal Letters,‎ (lire en ligne, consulté le )
  32. ↑ Valerie Connaughton, « Focus on electromagnetic counterparts to binary black hole mergers », The Astrophysical Journal Letters,‎ (lire en ligne)
  33. ↑ 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)

Bibliographie

Voir aussi

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Articles connexes

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