Pulsar RX J0720.4-3125 capturé par XMM-Newton. Cliquez pour agrandir
Le télescope à rayons X en orbite de l’ESA, l’observatoire spatial XMM-Newton, a localisé une étoile à neutrons hors de contrôle. La température globale de l’objet ne change pas, elle ne fait que dégringoler et affiche lentement différentes zones aux observateurs ici sur Terre - comme un sommet vacillant. Ces observations aideront les astronomes à comprendre certains des processus internes qui régissent ces types d'objets.
À l'aide des données de l'observatoire des rayons X XMM-Newton de l'ESA, un groupe international d'astrophysiciens a découvert qu'une étoile à neutrons en rotation ne semble pas être le rotateur stable auquel les scientifiques s'attendent. Ces observations aux rayons X promettent de donner un nouvel aperçu de l'évolution thermique et enfin de la structure intérieure des étoiles à neutrons.
Les étoiles à neutrons tournantes, également appelées pulsars, sont généralement connues pour être des rotateurs très stables. Grâce à leurs signaux périodiques, émis soit par la radio, soit par la longueur d'onde des rayons X, ils peuvent servir d’horloges astronomiques très précises.
Les scientifiques ont découvert qu'au cours des quatre dernières années et demie, la température d'un objet énigmatique, nommé RX J0720.4-3125, a continué d'augmenter. Cependant, des observations très récentes ont montré que cette tendance s'est inversée et que la température baisse maintenant.
Selon les scientifiques, cet effet n'est pas dû à une réelle variation de température, mais plutôt à une géométrie de visualisation changeante. Le RX J0720.4-3125 est très probablement «précessé», c'est-à-dire qu'il culbute lentement et, par conséquent, au fil du temps, il expose aux observateurs différentes zones de la surface.
Les étoiles à neutrons sont l'un des paramètres de l'évolution stellaire. Avec une masse comparable à celle de notre Soleil confinée dans une sphère de 20 à 40 km de diamètre, leur densité est même légèrement supérieure à celle d'un noyau atomique - un milliard de tonnes par centimètre cube. Peu de temps après leur naissance dans une explosion de supernova, leur température est de l'ordre de 1 000 000 degrés Celsius et la majeure partie de leur émission thermique tombe dans la bande de rayons X du spectre électromagnétique. Les jeunes étoiles à neutrons isolées se refroidissent lentement et il faut un million d'années avant qu'elles ne deviennent trop froides pour être observables aux rayons X.
Les étoiles à neutrons sont connues pour posséder des champs magnétiques très puissants, généralement plusieurs milliers de milliards de fois plus forts que ceux de la Terre. Le champ magnétique peut être si fort qu'il influe sur le transport de chaleur de l'intérieur stellaire à travers la croûte conduisant à des points chauds autour des pôles magnétiques à la surface des étoiles.
C'est l'émission de ces calottes polaires plus chaudes qui domine le spectre des rayons X. Il n'y a que quelques étoiles à neutrons isolées connues à partir desquelles nous pouvons observer directement l'émission thermique de la surface de l'étoile. L'un d'eux est le RX J0720.4-3125, tournant avec une période d'environ huit secondes et demie. "Compte tenu de la longue période de refroidissement, il était donc très inattendu de voir son spectre de rayons X changer sur quelques années", a déclaré Frank Haberl du Max-Planck-Institute for Extraterrestrial Physics à Garching (Allemagne), qui a dirigé la recherche. groupe.
«Il est très peu probable que la température globale de l'étoile à neutrons change aussi rapidement. Nous voyons plutôt différentes zones de la surface stellaire à différents moments. Cela est également observé pendant la période de rotation de l'étoile à neutrons lorsque les points chauds entrent et sortent de notre champ de vision, et donc leur contribution aux changements d'émission totale », a poursuivi Haberl.
Un effet similaire sur une échelle de temps beaucoup plus longue peut être observé lorsque l'étoile à neutrons précède (de manière similaire à une toupie). Dans ce cas, l'axe de rotation lui-même se déplace autour d'un cône, ce qui entraîne un changement lent de la géométrie de visualisation au fil des ans. La précession libre peut être causée par une légère déformation de l'étoile à partir d'une sphère parfaite, qui peut avoir son origine dans le très fort champ magnétique.
Lors de la première observation XMM-Newton de RX J0720.4-3125 en mai 2000, la température observée était au minimum et le point plus frais et plus grand était principalement visible. En revanche, quatre ans plus tard (mai 2004), la précession a mis en évidence principalement le deuxième point, plus chaud et plus petit, qui a fait augmenter la température observée. Cela explique probablement la variation observée de la température et des zones émettrices, ainsi que leur anticorrélation.
Dans leur travail, Haberl et ses collègues ont développé un modèle pour RX J0720.4-3125 qui peut expliquer de nombreuses caractéristiques particulières qui ont été difficiles à expliquer jusqu'à présent. Dans ce modèle, le changement de température à long terme est produit par les différentes fractions des deux calottes polaires chaudes qui entrent en ligne de compte comme l'étoile précède avec une période d'environ sept à huit ans.
Pour qu'un tel modèle fonctionne, les deux régions polaires émettrices doivent avoir des températures et des tailles différentes, comme cela a été récemment proposé dans le cas d'un autre membre de la même classe d'étoiles à neutrons isolées.
Selon l'équipe, le RX J0720.4-3125 est probablement le meilleur cas pour étudier la précession d'une étoile à neutrons via son émission de rayons X directement visible depuis la surface stellaire. La précession peut être un outil puissant pour sonder l'intérieur de l'étoile à neutrons et se renseigner sur l'état de la matière dans des conditions que nous ne pouvons pas produire en laboratoire.
D'autres observations XMM-Newton sont prévues pour surveiller davantage cet objet intrigant. "Nous poursuivons la modélisation théorique à partir de laquelle nous espérons en savoir plus sur l'évolution thermique, la géométrie du champ magnétique de cette étoile particulière et la structure intérieure des étoiles à neutrons en général", a conclu Haberl.
Source d'origine: portail ESA
