Systemes naine blanche rares

AmcvnCrédit image: NASA / CXC / M. Weiss

Au milieu du XXe siècle, une étoile inhabituelle a été repéré dans la constellation des Chiens de Chasse (latin pour "chiens de chasse"). Des années plus tard, les astronomes ont déterminé que cet objet, baptisé AM Canum Venaticorum (ou, AM CVn, pour faire court), était, en fait, deux étoiles. Ces étoiles tournent autour de l'autre toutes les 18 minutes, et sont prévus pour générer des ondes gravitationnelles - des ondulations dans l'espace-temps prédites par Einstein.

Le nom AM CVn est venu à représenter une nouvelle classe d'objets où l'on étoile naine blanche est tirant la matière d'une autre étoile compagnon très compacte, comme une seconde naine blanche. (Naines blanches étoiles sont les restes denses de étoiles semblables au Soleil qui ont manqué de carburant et effondrés à la taille de la Terre.) Les paires d'étoiles dans les systèmes AM CVn autour de l'autre très rapidement, fouetter autour de l'autre en une heure, et dans un cas aussi rapidement que cinq minutes. En revanche, la planète en orbite autour de la plus rapide dans notre système solaire, Mercure, tourne autour du soleil une fois tous les 88 jours.

En dépit d'être connu depuis presque 50 ans, la question est restée: où ne systèmes AM CVn viennent? New X-ray et observations optiques ont commencé à répondre à cette question avec la découverte des systèmes d'abord connus des étoiles doubles que les astronomes pensent va évoluer dans les systèmes AM CVn.

Les deux systèmes binaires - connus par leurs noms raccourcis de J0751 et J1741 - ont été observées dans les rayons X par l'Observatoire Chandra X-ray de la NASA et XMM-Newton télescope de l'ESA. Les observations à des longueurs d'onde optiques ont été faites à partir de 2,1 mètre du télescope de l'Observatoire McDonald au Texas, et le Mt. John Observatoire télescopes de 1,0 mètres en Nouvelle-Zélande.

L'illustration de l'artiste dépeint ce que ces systèmes sont comme maintenant et ce qui peut leur arriver dans l'avenir. Le panneau supérieur affiche l'état actuel du binaire qui contient l'une naine blanche (sur la droite) avec environ un cinquième de la masse du soleil et un autre naine blanche beaucoup plus lourd et plus compact d'environ cinq fois ou plus massives (à la différence du soleil comme des étoiles, naines blanches les plus lourds sont plus petits).

Comme les deux naines blanches orbite autour de l'autre, les ondes gravitationnelles - qui est, des ondulations dans l'espace-temps prédites par Einstein - seront donnés hors provoquant l'orbite de devenir plus serré. Finalement, le plus petit, plus lourd naine blanche va commencer à tirer la matière de la plus grande, plus léger, comme indiqué dans le panneau du milieu, formant un système AM CVn. Ce processus se poursuit jusqu'à ce que tant la matière accumule sur la naine blanche plus massif qu'une explosion thermonucléaire peut se produire dans environ 100 millions d'années.

Une possibilité est que l'explosion thermonucléaire pourrait détruire la naine blanche plus grande complètement dans ce que les astronomes appellent une supernova de type Ia (le type de supernova utilisé pour marquer de grandes distances à travers l'Univers en servant bougies que soi-disant standard.) Toutefois, il est plus probable qu'une explosion thermonucléaire ne se fera que sur la surface de l'étoile, laissant des cicatrices, mais intacte. L'explosion qui en résulte est susceptible d'être environ un dixième de la luminosité d'une supernova de type Ia. Ces explosions ont été nommés - un peu pince-sans-rire - que .Ia supernovae. Ces explosions .Ia ont été observés dans d'autres galaxies, mais J0751 et J1741 sont les premières étoiles binaires connus qui peuvent produire des explosions .Ia à l'avenir.

Les observations optiques étaient essentielles pour identifier les deux naines blanches dans ces systèmes et déterminer leurs masses. Les observations en rayons X ont été nécessaires pour exclure la possibilité que J0751 et J1741 contenaient des étoiles à neutrons. Une étoile à neutrons -, ce qui disqualifierait d'être un parent possible à un système AM CVn - dégagerait forte émission de rayons X en raison de son champ magnétique et de rotation rapide. Ni Chandra ni XMM-Newton détecté aucune rayons X provenant de ces systèmes.

Systèmes AM CVn sont d'intérêt pour les scientifiques, car ils sont prévus pour être des sources d'ondes gravitationnelles, comme indiqué ci-dessus. Ceci est important parce que même si ces ondes doivent encore être détecté, de nombreux scientifiques et ingénieurs travaillent sur les instruments qui devraient être en mesure de les détecter dans un proche avenir. Cela va ouvrir une nouvelle fenêtre d'observation significative à l'univers.

Le document présentant ces résultats est disponible en ligne [http://arxiv.org/abs/1310.6359] et est publié dans les Monthly Notices de la Royal Astronomical Society Letters. Les auteurs sont Mukremin Kilic de l'Université de l'Oklahoma à Norman, OK; JJ Hermes de l'Université du Texas à Austin au Texas; Alexandros Gianninas de l'Université de l'Oklahoma; Warren Brown, de Smithsonian Astrophysical Observatory à Cambridge, MA; Craig Heinke de l'Université de l'Alberta, à Edmonton, au Canada; Marcel Agüeros de l'Université Columbia à New York, NY; Paul Chote et Denis Sullivan de l'Université Victoria de Wellington, Nouvelle-Zélande; et Keaton Bell et Samuel Harrold de l'Université du Texas à Austin.

Marshall Space Flight Center de la NASA à Huntsville, Ala., Gère le programme Chandra pour la Direction des missions scientifiques de la NASA à Washington. Le Smithsonian Astrophysical Observatory à Cambridge, Mass., Contrôle les opérations scientifiques et de vol de Chandra.

© NASA/http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/multimedia/white-dwarf-system.html