Astronomie

Comment une supernova peut-elle provoquer une onde gravitationnelle ?

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Avec les résultats récents de LIGO, j'ai beaucoup lu à quel point les capacités de détection étaient limitées où et comment on ne pouvait s'attendre à mesurer que les événements les plus extrêmes comme les fusions de trous noirs et les supernovae.

J'obtiens les fusions de trous noirs, car ici nous voyons une interférence gravitationnelle de fréquence de plus en plus élevée de deux grands corps. Mais comment une supernova peut-elle provoquer une onde gravitationnelle ? Toute la masse est toujours là, elle est juste jetée n'est-ce pas ? Donc, de loin, la masse ne devrait-elle pas encore être concentrée sur un endroit relativement petit et donc la gravité de l'étoile récemment explosée devrait rester inchangée, n'est-ce pas ?


La clé ici est que pour produire des ondes gravitationnelles, l'explosion de la supernova ne doit pas avoir une symétrie sphérique parfaite. Techniquement, ce dont vous avez besoin, c'est d'un moment quadripolaire gravitationnel "accélérant".

Il est peu probable que les explosions de supernovae soient symétriques. Des asymétries peuvent être produites par des compagnons binaires, des champs magnétiques, une rotation…

Les caractéristiques d'une source "d'éclatement" d'ondes gravitationnelles seront très différentes de la signature de trous noirs binaires en fusion. L'amplitude du signal devrait suivre l'effondrement du noyau de l'étoile et atteindre un pic à ce qu'on appelle le "rebond du noyau", où l'équation d'état du gaz "se raidit" et une onde de choc se propage vers l'extérieur. Le signal est donc susceptible d'augmenter progressivement en amplitude pendant quelques dizaines de millisecondes, suivi d'un pic brutal au rebond, suivi d'un "baisse" lorsque le noyau (une étoile à proto-neutrons) s'installe vers une sphère sphérique. configuration symétrique pendant 10 millisecondes supplémentaires environ.

Les fréquences des vagues auront une large gamme régie par la fréquence caractéristique impliquée par $(G ho)^{1/2}$, qui est l'inverse de l'échelle de temps de chute libre, où $ ho$ est la densité à la moment où les GW sont émis. Pour un effondrement de noyau typique, les densités pourraient aller de 10$^{14}$ à quelques 10$^{17}$ kg/m$^3$ au cours de l'événement, produisant des fréquences GW de dizaines à milliers de Hz - exactement dans la plage à laquelle aLIGO est sensible.

Parce que les GW traversent l'enveloppe de l'étoile sans entrave, la signature GW d'une supernova sonde le cœur même d'une explosion de supernova et devrait être vue quelques heures avant que la signature visible ne soit apparente. D'autre part, toute émission de neutrinos provenant d'une supernova à effondrement de cœur devrait être détectée à un moment très similaire aux ondes GW. Tout retard ici pourrait corriger la masse de neutrinos actuellement mal connue.


Quand j'ai lu pour la première fois à ce sujet (les supernovae causant des ondes gravitationnelles), c'était la même pensée que j'avais. Mais j'ai lu à ce sujet et j'ai découvert qu'aucune explosion de supernovae n'est parfaitement symétrique sphériquement et donc le centre de masse/énergie se déplacera avec l'explosion, provoquant une courte rafale d'ondes gravitationnelles alors que le potentiel gravitationnel retardé rattrape le nouveau centre de Masse.

Vous trouverez ci-dessous un exemple de ce à quoi ces signaux ressembleraient s'ils étaient détectés par LIGO. Ils ne produisent pas ce signal de fréquence croissante que vous avez mentionné, au lieu de cela, il s'agit simplement d'un bref changement brusque de la tension momentanément (notez également l'échelle de temps en bas, le récent événement de fusion de trous noirs a duré environ 0,2 s).


Introduction au LIGO et aux ondes gravitationnelles

Les ondes gravitationnelles inaugureront une nouvelle ère en astronomie. La plupart des travaux d'astronomie effectués dans le passé reposaient sur différentes formes de rayonnement électromagnétique (lumière visible, ondes radio, rayons X, etc.), mais les ondes électromagnétiques sont facilement réfléchies et absorbées par toute matière pouvant se trouver entre leur source et nous. . Même lorsque la lumière de l'univers est observée, elle est souvent transformée au cours de son voyage à travers l'univers. Par exemple, lorsque la lumière traverse des nuages ​​de gaz ou l'atmosphère terrestre, certaines composantes de la lumière seront absorbées et ne pourront plus être observées.

Les ondes gravitationnelles vont changer l'astronomie parce que l'univers est presque transparent pour elles : la matière et les champs gravitationnels intermédiaires n'absorbent ni ne reflètent les ondes gravitationnelles à un degré significatif. Les humains pourront observer des objets astrophysiques qui auraient autrement été obscurcis, ainsi que les mécanismes internes de phénomènes qui ne produisent pas de lumière. Par exemple, si les ondes gravitationnelles stochastiques proviennent vraiment des premiers instants après le Big Bang, alors non seulement nous observerons plus loin dans l'histoire de l'univers que jamais auparavant, mais nous verrons également ces signaux tels qu'ils étaient quand ils ont été produits à l'origine.

La physique qui est entrée dans la création d'une onde gravitationnelle est codée dans l'onde elle-même. Pour extraire ces informations, les détecteurs d'ondes gravitationnelles agiront un peu comme des radios - tout comme les radios extraient la musique qui est encodée sur les ondes radio qu'elles reçoivent, LIGO recevra des ondes gravitationnelles qui seront ensuite décodées pour extraire des informations sur leur origine physique. C'est en ce sens que LIGO est véritablement un observatoire, même s'il n'abrite pas de télescopes traditionnels. Cependant, l'analyse des données requise pour rechercher des ondes gravitationnelles est beaucoup plus importante que celle associée aux télescopes optiques traditionnels, de sorte que la détection en temps réel des ondes gravitationnelles ne sera généralement pas possible. Par conséquent, LIGO crée un historique enregistré des données du détecteur. Cela offre un avantage lors de la coopération avec les observatoires traditionnels, car LIGO dispose d'une fonction de « rembobinage » que les télescopes n'ont pas. Considérons une supernova qui n'est observée qu'après le début initial de l'explosion. Les chercheurs de LIGO peuvent revoir les données pour rechercher des ondes gravitationnelles autour de l'heure de début de la supernova.

L'astronomie des ondes gravitationnelles aidera à explorer certaines des grandes questions de la physique : Comment les trous noirs se forment-ils ? La Relativité Générale est-elle la description correcte de la gravité ? Comment la matière agit-elle sous les extrêmes de température et de pression dans les étoiles à neutrons et les supernovae ?


Il y a un an, des scientifiques ont percé l'un des plus grands mystères d'Einstein - maintenant, une nouvelle forme d'astronomie étrange est en train d'émerger

Ce fut la première preuve d'ondes gravitationnelles - des ondulations dans le tissu spatial qui traversent l'univers, à travers tout et tout le monde.

Einstein a prédit pour la première fois leur existence il y a 100 ans, mais le célèbre scientifique doutait que nous en trouvions jamais.

Cependant, les scientifiques de l'expérience LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) ont finalement détecté ces réverbérations cosmiques le 14 septembre 2015, grâce à la redoutable collision de deux trous noirs à environ 1,3 milliard d'années-lumière de la Terre. Ils ont annoncé la découverte le 11 février 2016, après des mois de vérification exhaustive.

Puis, en juin 2016, l'équipe LIGO de 900 scientifiques a annoncé sa deuxième détection, réalisée en décembre 2016, 2015.

"Cela confirme – cela confirme – que ces événements ne sont pas des coups de chance", a déclaré précédemment à Business Insider l'astrophysicienne Vicky Kalogera, qui a travaillé avec LIGO pour analyser les signaux. "Ils se produisent dans la nature et nous pouvons les détecter tous les quelques mois."

Après le démarrage d'un LIGO "Advanced" amélioré cet automne, Kalogera et d'autres pensent que l'expérience pourrait détecter 10 nouvelles ondes gravitationnelles ou plus au cours de l'année prochaine - et peut-être jusqu'à 100 un an plus tard, avec l'aide d'une autre expérience appelée Advanced Virgo .

Business Insider s'est déjà entretenu avec Imre Bartos, également physicien travaillant avec LIGO, et d'autres chercheurs plus tôt cette année au sujet de la nouvelle ère "révolutionnaire" de l'astronomie qui, selon eux, a commencé.

Voici juste une poignée de choses autrefois impossibles que les astronomes pouvaient faire avec les ondes gravitationnelles.


Comment une supernova peut-elle provoquer une onde gravitationnelle ? - Astronomie

Il est généralement admis que les supernovae de type Ia sont des explosions thermonucléaires de naines blanches carbone-oxygène (WD). Cependant, il n'y a actuellement aucun consensus sur les événements qui ont conduit à l'explosion. Une fusion binaire WD (WD-WD) est un ancêtre possible de supernovae de type Ia. Les détecteurs d'ondes gravitationnelles (GW) spatiaux avec une grande sensibilité dans la gamme des décihertz comme DECIGO peuvent observer directement les fusions WD-WD. Par conséquent, l'accès à la bande déci-Hz des GW permettrait aux observations multi-messagers des supernovae de type Ia de contraindre leur géniteur et leur mécanisme d'explosion. Dans cet article, nous considérons le taux d'événements des fusions WD-WD et la plage de détection minimale pour observer une fusion WD-WD par an, en utilisant le catalogue de galaxies proches et la relation entre la supernova Ia et la galaxie hôte. De plus, nous calculons la capacité de DECIGO à localiser les fusions WD-WD et à déterminer les masses de fusions binaires. Nous estimons que si l'observatoire GW déci-Hz peut détecter le GW dont l'amplitude est $hsim10^<-20>[ m Hz^<-1/2>]$ à 0,1 Hz, 1000 fois supérieur à la limite de détection de DECIGO. En effet, DECIGO devrait détecter les fusions WD-WD ($1M_-1M_$) dans les $z=0.115$, correspondant au taux de détection de $sim20000, m an^< -1>$, et identifiez la galaxie hôte des fusions WD-WD pour les $sim8000$ WD-WD uniquement par la détection GW.


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Cette thèse décrit trois projets d'analyse de données LIGO. Le premier projet est le développement d'une procédure qui blanchit les données LIGO (les données blanches ont la même puissance à toutes les fréquences) et les divise en plusieurs bandes de fréquences qui ne se chevauchent pas. Les données peuvent ensuite être utilisées par des algorithmes de recherche d'ondes gravitationnelles qui supposent un fond de bruit blanc. La division des données en bandes de fréquences simplifie non seulement le processus de blanchiment, mais permet également d'attribuer un spectre de fréquences approximatif aux événements candidats. Un facteur de mérite de blanchiment est également décrit et, dans le cas des données de la troisième analyse scientifique de LIGO, il est démontré que la procédure de blanchiment améliore presque toujours la blancheur des données.

Le deuxième projet décrit dans cette thèse est le développement d'un test de calcul peu coûteux qui peut être exécuté rapidement sur des données LIGO pour signaler les moments où les données ont été corrompues par un couplage non linéaire. Le test est appliqué aux données LIGO et indique les segments dont les bispectres contiennent des caractéristiques similaires aux bispectres des données produites avec un modèle non linéaire.

Enfin, le troisième projet cherche à résoudre deux problèmes auxquels on serait confronté si l'on essayait de faire de l'astronomie de supernova avec effondrement du cœur avec des ondes gravitationnelles. Le premier problème consiste à extraire une forme d'onde gravitationnelle de courte durée à partir des données produites par un réseau de détecteurs. La méthode du maximum d'entropie est proposée comme solution à ce problème de déconvolution. Le deuxième problème consiste à déduire les propriétés de la source à partir de la forme d'onde récupérée lorsque nos modèles de source sont incomplets. Nous proposons de calculer la corrélation croisée entre une forme d'onde récupérée et un catalogue de formes d'onde associées à des modèles ayant des propriétés variables. La forme d'onde du catalogue ayant la corrélation croisée la plus élevée avec la forme d'onde récupérée est supposée être associée à un modèle dont les propriétés ressemblent le plus à celles de la source. La méthode d'entropie maximale est utilisée pour récupérer des formes d'onde de supernova à partir de données LIGO simulées qui sont créées en supposant des réponses de détecteur et un bruit blanc ayant des amplitudes typiques des récentes analyses scientifiques LIGO. Ensuite, la forme d'onde récupérée est corrélée avec un catalogue de formes d'onde et il est montré que la forme d'onde récupérée contient des informations sur le type de rebond subi par le noyau ainsi que la masse du géniteur, le moment angulaire et le degré de rotation différentielle pour la supernova se produisant moins de quelques kpc plus loin. Les formes d'onde de supernova sont également récupérées en utilisant l'entropie maximale à partir de données simulées à l'aide de données LIGO réelles pour le bruit et d'injections matérielles. La récupération des signaux à partir de ces données montre qu'une entropie maximale peut gérer avec succès le bruit coloré et une connaissance imparfaite des réponses du détecteur LIGO.


Sujet : Une étoile à neutrons ou un trou noir peuvent-ils initier une supernova de type 1a ?

Vous entendez toujours parler de naines blanches qui le font, pourquoi pas les étoiles à neutrons ou les trous noirs ?

Aussi, que se passe-t-il lorsque deux naines blanches entrent en collision ?

"Occam" est le nom de la race extraterrestre qui finira par tous nous asservir. Et ils ont des rasoirs pour les mains. Je ne sais pas si c'est vrai mais cela semble être la réponse la plus simple."

Eh bien, le modèle consensuel actuel d'une supernova de type Ia est qu'à mesure qu'une naine blanche accumule progressivement de la matière à partir d'un compagnon, la température et la pression finissent par atteindre le point où la fusion du carbone est possible, et la majeure partie de l'étoile subit une fusion d'un seul coup, libérant un énorme explosion d'énergie. Mais une étoile à neutrons n'est pas composée de carbone (ou quoi que ce soit d'autre) qui pourrait subir une fusion pour libérer de l'énergie, en fait c'est un vestige d'une explosion de supernova. Le matériau tombant à la surface d'une étoile à neutrons donne généralement juste une explosion de rayonnement intense immédiatement à partir de la force de l'impact, et est immédiatement comprimé à la densité de l'étoile à neutrons. Il ne s'accumulera pas jusqu'à une limite comme le fait la matière tombant sur une naine blanche (bien qu'en principe, si elle devait accumuler suffisamment de matière, cela deviendrait un trou noir pour la plupart, nous ne pensons pas que cela causerait une explosion, mais pourrait avoir une signature d'onde gravitationnelle). Comme pour un trou noir, tout ce qui y tombe y est piégé et ne s'en échappe jamais, le trou noir ne faisant que grossir. Vous n'auriez jamais une explosion causée par l'accumulation de matière.

"Occam" est le nom de la race extraterrestre qui finira par tous nous asservir. Et ils ont des rasoirs pour les mains. Je ne sais pas si c'est vrai mais cela semble être la réponse la plus simple."

Les quasars s'autorégulent près de la limite d'Eddington. Au fur et à mesure que vous ajoutez plus de masse au disque d'accrétion, sa luminosité augmente jusqu'à ce que la pression de rayonnement soit suffisante pour souffler tout autre matériau entrant. un moyen du disque, contre la gravité. Il faudrait donc trouver un processus naturel qui les feux matériau dans le disque avec une vitesse élevée vers l'intérieur.

Grey, dans le post #2 se rapproche le plus de ma réponse, donc juste en train d'élaborer : pour le modèle dégénéré unique de Type 1a, non. Pour le modèle double dégénéré (Remarque : lorsque deux naines blanches fusionnent, cela s'appelle double dégénéré et crée un SN de type 1a), IIRC, que LIGO a observé une fusion de naines blanches de trou noir, et aucun SN n'y était associé. Regardons une étoile à neutrons de faible masse fusionnant avec une naine blanche de masse élevée. Ce serait certainement un événement perturbateur, la question est de savoir si cela pourrait soudainement inspirer tous les noyaux de carbone et d'oxygène de la naine blanche à fusionner en cobalt et nickel (donnant la courbe de décroissance de la lumière d'un type 1a classique) ? Je ne suis pas sûr, mais je pense que non. Sans mettre en place un modèle informatique et l'exécuter, je suppose qu'une quantité considérable de fusion se produirait à la surface de l'étoile à neutrons, mais que cela serait localisé et ferait exploser la matière naine blanche près de la NS dans sa spirale dans le blanc nain, créant quelque chose qui ressemble à la nébuleuse de l' Eyeil de chat. Ce serait assez brillant pendant la destruction de la naine blanche, mais pas une supernova brillante. Probablement pas même kilonova brillant.

Sur un sujet connexe, SI un trou noir se trouvait sur une trajectoire vers le centre d'une grande étoile qui était encore principalement de l'hydrogène, cela créerait probablement une explosion avec environ la production d'énergie d'une supernova, mais ce ne serait pas un Type 1a, et aurait une courbe de lumière très différente.


Une explosion d'ondes gravitationnelles a frappé notre planète. Les astronomes n'ont aucune idée d'où cela vient.

Un mystérieux événement cosmique aurait pu étirer et presser légèrement notre planète la semaine dernière. Le 14 janvier, les astronomes ont détecté une rafale d'une fraction de seconde de ondes gravitationnelles, des distorsions dans l'espace-temps… mais les chercheurs ne savent pas d'où vient ce sursaut.

Le signal d'onde gravitationnelle, capté par le Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) et l'interféromètre Virgo, n'a duré que 14 millisecondes, et les astronomes n'ont pas encore été en mesure d'identifier la cause de l'explosion ou de déterminer s'il s'agissait simplement d'un les détecteurs.

Les ondes gravitationnelles peuvent être causées par la collision d'objets massifs, tels que deux trous noirs ou deux étoiles à neutrons. Les astronomes ont détecté de telles ondes gravitationnelles à partir d'une collision d'étoiles à neutrons en 2017 et d'une en avril 2019, selon de nouvelles découvertes qui ont été présentés lors de la réunion de l'American Astronomical Society le 6 janvier.

Mais les ondes gravitationnelles provenant des collisions d'objets aussi massifs durent généralement plus longtemps et se manifestent dans les données sous la forme d'une série d'ondes qui changent de fréquence au fil du temps à mesure que les deux objets en orbite se rapprochent, a déclaré Andy Howell, scientifique à l'observatoire de Los Cumbres. Global Telescope Network et membre adjoint du corps professoral en physique à l'Université de Californie, Santa Barbara. Il ne faisait pas partie de la recherche LIGO.

Ce nouveau signal n'était pas une série d'ondes mais une rafale, a déclaré Howell. Une possibilité plus probable est que cette explosion d'ondes gravitationnelles de courte durée provienne d'un événement plus transitoire, comme une explosion de supernova, la fin catastrophique de la vie d'une étoile.

En effet, certains astronomes ont émis l'hypothèse qu'il pourrait s'agir d'un signal de l'étoile Bételgeuse, qui s'est mystérieusement obscurcie récemment et devrait subir une explosion de supernova. Mais la star de Betelgeuse est toujours là, donc ce n'est pas ce scénario, a déclaré Howell. Il est également peu probable qu'il s'agisse d'une autre supernova car elles ne se produisent dans notre galaxie qu'une fois tous les 100 ans environ, a-t-il ajouté.

De plus, le sursaut "semble toujours un peu trop court pour ce que nous attendons de l'effondrement d'une étoile massive", a-t-il déclaré. "D'un autre côté, nous n'avons jamais vu une étoile exploser dans des ondes gravitationnelles auparavant, nous ne savons donc pas vraiment à quoi cela ressemblerait." De plus, les astronomes n'ont détecté aucun neutrinos, de minuscules particules subatomiques qui ne portent aucune charge, que les supernovas sont connues pour libérer.

Une autre possibilité est que la fusion de deux trous noirs de masse intermédiaire ait provoqué le signal, a déclaré Howell. La fusion des étoiles à neutrons produit des ondes qui durent plus longtemps (environ 30 secondes) que ce nouveau signal, tandis que la fusion des trous noirs pourrait ressembler davantage à des sursauts (qui durent environ quelques secondes). Cependant, les fusions intermédiaires de trous noirs pourraient également libérer une série d'ondes qui changent de fréquence.

LIGO est tombé sur ce signal en recherchant spécifiquement de telles rafales. Mais "cela ne signifie pas que ce qu'il a trouvé est une fusion de trous noirs de masse intermédiaire", a déclaré Howell à Live Science. "Nous ne savons pas ce qu'ils ont trouvé", d'autant plus que LIGO n'a pas encore publié la structure exacte du signal, a-t-il ajouté.

Il est également possible que ce signal ne soit que du bruit dans les données du détecteur, a déclaré Howell. Mais cette explosion d'ondes gravitationnelles a été trouvée par les trois détecteurs LIGO : un dans l'État de Washington, un en Louisiane et un en Italie. Donc la probabilité de Détecteurs LIGO trouver ce signal par hasard (ce qui signifie que c'est une fausse alarme) est une fois tous les 25,84 ans, ce qui "nous donne une indication qu'il s'agit d'un assez bon signal", a déclaré Howell.

Il pourrait également y avoir d'autres explications à ce mystérieux sursaut. Par exemple, une supernova aurait pu s'effondrer directement dans un trou noir sans produire de neutrinos, bien qu'un tel événement soit très spéculatif, a déclaré Howell. Les astronomes pointent maintenant leurs télescopes vers cette région pour essayer de localiser la source des ondes.

"L'univers nous surprend toujours", a-t-il ajouté. "Il pourrait y avoir des événements astronomiques totalement nouveaux qui produisent des ondes gravitationnelles auxquelles nous n'avons pas vraiment pensé."

Note de l'éditeur : cette histoire a été mise à jour pour préciser que le signal n'était pas une série d'ondes, mais une rafale.


Ce que la prochaine supernova peut nous apprendre, et pourquoi les astronomes espèrent qu'elle viendra de Bételgeuse

En octobre 2019, les astronomes ont remarqué que Bételgeuse, l'étoile supergéante rouge qui forme l'épaule gauche de la constellation d'Orion, commençait à faiblir. Alors que les étoiles variables telles que Bételgeuse connaissent régulièrement des phases sombres et lumineuses tout au long de leur vie, cette récente phase de gradation était inhabituelle car la luminosité de l'étoile a diminué de manière si spectaculaire. En février 2020, Bételgeuse n'était qu'à 36% de sa luminosité normale, la valeur la plus basse jamais enregistrée.

Étant donné que Bételgeuse est au crépuscule de sa vie, les astronomes se sont demandé si le comportement inhabituel signifiait que l'étoile prenait son dernier souffle, se préparant à une mort brillamment explosive appelée supernova à effondrement du cœur.

Orion, avec Bételgeuse à sa magnitude habituelle (étoile orange, image en haut au centre gauche) et lors de son minimum inattendu en 2020 (à droite). Crédit : H. Raab, CC BY-SA 4.0

Un tracé de la courbe de lumière de Bételgeuse montre la variabilité habituelle de sa magnitude et le minimum inattendu enregistré l'année dernière. Remarque : plus la magnitude est grande, plus l'objet apparaît de la Terre en luminosité. Cette image a été créée en utilisant les observations d'étoiles variables de la base de données internationale AAVSO qui ont été fournies par des observateurs du monde entier.

Bételgeuse a environ 20 fois la masse du Soleil et n'est située qu'à 643 années-lumière de la Terre. En raison de sa taille et de sa proximité, la supernova de Bételgeuse serait un spectacle incroyable à voir. La supernova serait suffisamment brillante pour projeter des ombres sur la Terre et pourrait même éclipser la lune pendant un certain temps. Sur plusieurs années, la supernova s'estomperait lentement, laissant finalement derrière elle un petit objet dense appelé étoile à neutrons ou, dans un cas moins probable, s'effondrant dans un trou noir.

Naturellement, la perspective d'assister à un tel événement – ​​qui ne se produit dans notre galaxie qu'une fois par siècle environ – a suscité beaucoup d'enthousiasme et d'attention médiatique, mais cette excitation a été de courte durée. Avance rapide de quelques mois, et Bételgeuse a presque complètement retrouvé sa luminosité, laissant les astronomes suggérer que l'anomalie n'était probablement rien de plus qu'un nuage de poussière massif qui a temporairement obscurci la lumière de l'étoile.

Bételgeuse est si grande que si elle était placée à l'emplacement de notre soleil, sa circonférence s'étendrait jusqu'à l'orbite de Jupiter. Image de Bételgeuse capturée par ALMA. Crédit : ESO

Alors, Bételgeuse deviendra-t-elle une supernova plus tard cette année? Probablement pas. Mais les astronomes sont certains que l'étoile arrivera à sa fin relativement bientôt, ce qui, en termes astronomiques, signifie n'importe quand au cours des 100 000 prochaines années.

En attendant, les astronomes espèrent que nous assisterons à une supernova au cours de notre vie, nous devrons peut-être simplement chercher ailleurs. Il y a environ 40 étoiles dans notre galaxie qui pourraient devenir des supernovas au cours du prochain siècle, mais peu d'entre elles sont aussi proches de nous que Bételgeuse.

« Une supernova proche de l'effondrement du cœur serait un trésor absolu de physique multi-messagers », déclare le Dr Jess McIver, professeur au département de physique et d'astronomie de l'Université de la Colombie-Britannique et ancien chercheur postdoctoral principal au Laser Observatoire interférométrique des ondes gravitationnelles (LIGO). "C'est toujours un mystère de savoir ce qui pousse réellement ces systèmes à exploser en une supernova spectaculaire."

Les « messagers » auxquels McIver fait référence sont des particules de haute énergie (telles que des photons, des neutrinos et des ondes gravitationnelles) créées par des processus astrophysiques. La capture d'une supernova en cours à proximité permettrait aux astronomes d'observer ces particules de près et de les utiliser pour mieux comprendre le fonctionnement interne des supernovae et d'autres événements à haute énergie.

« Observer les ondes gravitationnelles, la lumière et les neutrinos en un seul événement nous permettrait de cartographier la dynamique interne des systèmes [core-collapse supernova] », déclare McIver. "Nous apprendrions énormément sur l'astrophysique de certains des événements les plus énergétiques de l'Univers."

Que sont donc les photons, les ondes gravitationnelles et les neutrinos ?

Les photons sont les plus petits « paquets d'énergie » de rayonnement électromagnétique, qui comprennent la lumière visible, les ondes radio et les rayons X. Les ondes gravitationnelles sont des « ondulations » dans l'espace-temps qui se déplacent à la vitesse de la lumière, étirant et comprimant tout sur leur passage. Les neutrinos sont de minuscules particules qui ne pèsent presque rien, interagissent rarement avec d'autres particules et voyagent près de la vitesse de la lumière.

Une interprétation d'un artiste des ondes gravitationnelles provenant de la fusion d'un système binaire de trou noir. Crédit : LIGO/T. Pylé

Une étoile mourante commence à émettre des ondes gravitationnelles et des neutrinos peu de temps avant de devenir une supernova, ce qui signifie que les deux peuvent être utilisés pour nous avertir qu'une supernova est sur le point de se produire. Si les astronomes pouvaient détecter cet avertissement, cela leur donnerait un temps précieux pour préparer leurs instruments et capturer la rafale de messagers libérée lors de l'explosion de la supernova.

« Pour une étoile comme Bételgeuse, le signal de neutrinos présupernova pourrait être détecté pour la première fois quelques heures avant l'effondrement », explique le Dr Cecilia Lunarini, professeur au département de physique de l'Arizona State University. "Dans des cas particulièrement chanceux, une détection un jour ou deux avant l'effondrement pourrait être possible."

Malheureusement, plus une étoile est éloignée, plus il devient difficile de détecter à la fois les neutrinos et les ondes gravitationnelles.

En 2015, Advanced LIGO a réalisé la toute première détection d'ondes gravitationnelles en enregistrant le signal d'onde de la fusion de deux trous noirs. Bien que les ondes provoquées par cet événement aient été massives à la source, elles ont déplacé les détecteurs LIGO à moins d'un dix millième du diamètre d'un proton (10 -19 mètres). Les ondes gravitationnelles d'un événement plus petit comme une supernova peuvent être imperceptibles pour les détecteurs modernes, à moins que l'événement ne se produise à proximité.

Comme le dit McIver, « les simulations numériques tridimensionnelles prédisent que notre génération actuelle de détecteurs d'ondes gravitationnelles ne pourra voir les ondes gravitationnelles des supernovae à effondrement du cœur que jusqu'à quelques kiloparsecs, une fraction de la distance entre la Terre et le centre de la voie Lactée."

Une vue aérienne de l'observatoire LIGO Hanford dans l'état de Washington. L'interféromètre, ainsi que son interféromètre frère en Louisiane, a utilisé des bras de quatre kilomètres de long pour détecter la première onde gravitationnelle en 2015. Crédit : Caltech/MIT/LIGO Lab

Les neutrinos d'une supernova ont peut-être de meilleures chances de nous atteindre puisque 99 % de l'énergie d'une supernova est émise sous forme de neutrinos. En fait, les neutrinos sont si abondants dans l'univers que, le temps qu'il vous faut pour lire cette phrase, des milliards de neutrinos ont traversé votre corps de manière inoffensive.

Malgré leur abondance, les neutrinos interagissent si rarement avec la matière que les détecteurs modernes n'en capturent en moyenne que 30 par jour. Les astronomes développent actuellement des observatoires de neutrinos plus sensibles, mais restent optimistes quant au fait que les instruments actuels seront capables de détecter les neutrinos présupernova.

"Les neutrinos de présupernova sont produits dans la région interne de l'étoile, où la fusion nucléaire a atteint ses stades avancés, produisant des éléments plus lourds que l'hélium, comme le carbone, l'oxygène et le silicium", explique Lunarini. "Une détection de neutrinos de présupernova nous donnera des informations directes (composition, densité, température) sur le fonctionnement interne d'une étoile mourante auxquelles nous ne serions pas en mesure d'accéder autrement."

Le Laboratoire de l'observatoire de neutrinos de Sudbury (SNOLAB) à Sudbury, en Ontario, abrite l'observatoire d'hélium et de plomb (HALO). HALO recherche actuellement des neutrinos de présupernova dans le cadre du réseau SNEWS. CC0

En 2008, le Supernova Early Warning System (SNEWS), un réseau de sept détecteurs de neutrinos dans le monde (y compris l'Observatoire canadien de l'hydrogène et du plomb à Sudbury, Ontario), a été formé pour augmenter nos chances d'attraper des neutrinos présupernova - et ce n'est pas seulement pour astronomes. Tout le monde peut s'inscrire pour recevoir des alertes SNEWS et préparer son propre télescope d'arrière-cour pour la prochaine supernova.

Alors que les détecteurs de neutrinos et d'ondes gravitationnelles continuent de s'améliorer, nos chances d'attraper des supernovae plus éloignées augmentent également. Mais pour l'instant, il ne nous restera plus qu'à espérer que la prochaine supernova se produise relativement près de chez nous.

Image de bannière : une impression d'artiste de Bételgeuse lorsqu'elle devient une supernova. Crédit : ESO/L. Calçada


Comment une supernova peut-elle provoquer une onde gravitationnelle ? - Astronomie

Les supernovae à effondrement du noyau (CCSNe) se produisent à la fin de la vie des étoiles massives entre 8M☉ et 100M☉. En raison de la force de gravité, le noyau de l'étoile s'effondrera jusqu'à ce qu'il atteigne des densités nucléaires. L'équation d'état (EOS) se raidit au-dessus de la densité nucléaire et le noyau interne rebondit, générant une onde de choc qui se propage vers l'extérieur. L'onde de choc finit par s'arrêter en raison de la perte d'énergie due à la dissociation nucléaire et à l'émission de neutrinos. Le choc bloqué devient un choc d'accrétion. Si le choc reste bloqué, la matière s'accumulera sur l'étoile à proto-neutrons (PNS) jusqu'à ce qu'elle forme un trou noir. Cependant, le choc peut être ravivé en 0,5 à 3 s par un mécanisme d'explosion. Il existe deux mécanismes d'explosion probables qui pourraient être présents dans CCSNe : le mécanisme des neutrinos et le mécanisme de magnéto-rotation. Le mécanisme des neutrinos est considéré comme plus probable. On pense qu'une partie de l'énergie des neutrinos libérés lors de l'effondrement du cœur est réabsorbée derrière le choc initial et que cette énergie réabsorbée alimente l'explosion. Le mécanisme de magnéto-rotation est plus susceptible d'être présent dans le CCSNe à rotation rapide. Un noyau de pré-effondrement en rotation rapide peut former un PNS de période milliseconde et si un champ magnétique très fort est également présent, la combinaison des deux pourrait alimenter l'explosion.

Un effondrement de noyau symétrique n'émettra pas d'ondes gravitationnelles (GW), mais les asymétries dans CCSNe devraient émettre des GW qui pourraient se situer dans la plage de sensibilité de nos interféromètres actuels. Les signaux GW provenant du mécanisme de magnétorotation sont généralement plus courts et ont une plus grande amplitude que ceux du mécanisme neutrino. Ils sont généralement caractérisés par une pointe au rebond du noyau. Les signaux GW du mécanisme des neutrinos sont caractérisés par des caractéristiques produites par la turbulence. Ils durent généralement entre 0,3 et 2 s et ont une amplitude de 10^-22 si la source était éloignée de 10 kpc.

Dans la phase post-rebond, plusieurs processus différents pourraient être responsables de l'émission de GW dans le modèle du mécanisme des neutrinos. Ceux-ci incluent la convection à l'intérieur du PNS et de la région post-choc, l'instabilité de choc d'accrétion permanente (SASI) et les instabilités non axisymétriques. Morozova et al. (2018) ont constaté que pour la plupart des CCSNe, le signal GW dans les 50 premières ms après le rebond dépend de la masse du progéniteur et de l'EoS. Ce signal précoce est plus faible que les autres caractéristiques du signal GW, sauf dans le cas de leur modèle rotatif. Après ce signal, il y a une phase de repos de 50 ms suivie de la partie dominante du signal commençant environ 150 ms après le rebond du noyau, avec des fréquences comprises entre 300 et 2000 Hz.

Les signaux GW de ces événements nous donneraient plus d'informations sur les paramètres astrophysiques des sources, y compris le mécanisme d'explosion probable. Avant que de telles informations puissent être discernées, le signal doit être trouvé dans les données d'ondes gravitationnelles. Although numerical relativity simulations exist for these signals, the stochasticity of the explosion and the computational cost makes finding these signals impossible to do with match filter search. In addition, the signal strength is expected to be small and a galactic CCSNe is expected to be our best bet at seeing a signal. Thus, any improvement in recovering more energy from a generic supernova signal will prove critical to discovering one occurring in our galaxy.

X-Pipeline

X-Pipeline is an algorithm designed to search for gravitational wave bursts (GWBs). X-Pipeline uses data from multiple interferometers, so the first step of the analysis is to time shift the data so that the signals from each detector are in phase with each other. To do this, the sky location of the source must be known either through neutrino or electromagnetic signals from the same event. The data are then whitened and transformed into pixels on a time frequency map. The "loudness" of each pixel is determined by the detection statistic. The detection statistic is often based on the energy in the data, and is used to rank events as more or less consistent with models of gravitational waves.

Coherent consistency tests are also used to remove non-Gaussian noise transients, or "glitches", that might be seen as loud signals only present in one detector. To do this, X-Pipeline projects the data onto the null space this projection should only contain noise. This can only be done if for n assumed polarizations, there are n + 1 data streams. Thus for the commonly assumed plus and cross polarizations, three data streams would be needed. However if a circular polarization is assumed, only two data streams are needed to create the null space. The null energy, the squared magnitude of the projection onto the null space, contains both cross-correlation and auto-correlation terms. If the auto-correlation terms dominate, the signal is not correlated between the detectors thus it is likely to be a glitch and is rejected.

The pixels on the final time-frequency map are then grouped using the "nearest neighbor" method in order to get the most energy from a signal while having as little noise as possible. The loudest pixels are grouped with their "neighbors", other loud pixels adjacent to them, in order to form an event.

This procedure is used on simulated GW signals inserted into real background data from the detectors as well as on real background data alone. By comparing the results from the GW signals with the background data, the coherent consistency tests are tuned. Independent background data are then used to estimate the distribution of background data that are not rejected by the coherent consistency tests. The sensitivity of the coherent consistency tests is evaluated using different simulated GW signals at varying amplitudes in order to find the amplitude limit below which a GW signal could not reliably be detected.

Problems with Nearest Neighbor Clustering

Figures 1, 2 and 3 show time-frequency maps created using X-Pipeline of CCSNe models from Morozova et al. (2018) As can be seen in all three figures, a majority of the signal looks stochastic and the few loud pixels are not all connected and would thus be unlikely to be grouped by the "nearest neighbor" method.

Figure 1. M10_LS220

Figure 2. M13_SFHo

Figure 3. M13_SFHo_multipole

Connectivité

We first wanted to increase the connectivity used in the clustering method. The default connectivity is 8, which corresponds to a 3x3 grid with the center pixel omitted. If the connectivity is increased, then the grid increases and there can be a greater distance between "neighboring" pixels, which may allow for a greater recovery of the energy from a CCSNe signal. In order to test the effects of different connectivities, we injected three GW signals from simulated CCSNe at a distance of 10kpc into random noise and compared how much energy was recovered using connectivities of 8, 24, 48 and 80, corresponding to 3x3, 5x5, 7x7, and 9x9 grids. This same procedure was done to 30 different noise transients or "glitches" found in real LIGO data. Three types of glitches were used: "Scattered Light", "Scratchy" and "Blip".

Figure 4. shows a graph of the percent increase in recovered energy of each signal at varying connectivities. 10 examples of each type of glitch were analyzed individually and their resulting percent increases in energy were averaged. The three CCSN signals, "M13 SFHo multipole", "M13 SFHo" and "M10 LS220", all show similar increases in the energy recovered which shows that increasing the connectivity does lead to increased energy recovery from these signals and therefore similar signals are more likely to be detected when using a larget grid size.

However the three types of glitches, "Scattered Light", "Scratchy" and "Blip" also increase in energy recovery, especially at larger grid sizes. We are exploring if the increase in recovered energy from the noise transience, corresponds to them being more likely to fail coherent consistency tests. Because the percent increase in energy is similar between the three CCSNe signals but different between the glitches and the CCSNe, the percent increase in energy between connectivities could be used as a way to identify supernovae signals. Work is underway to utilize principal components to reconstruct a rough template for CCSNe signals and employ that template for the clustering.

Figure 4. Connectivity results

References and Further Reading

Kent, C. (2016). Searching for Gravitational Waves Associated with Supernovae. Cardiff University, School of Physics and Astronomy

Remerciements

This material is based upon work supported by the National Science Foundation under Grant No. AST-1757792. Any opinions, findings, and conclusions or recommendations expressed in this material are those of the author(s) and do not necessarily reflect the views of the National Science Foundation.


Gravitational Waves will let us see Inside Stars as Supernovae Happen

On February 11th, 2016, scientists at the Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) announced the first detection of gravitational waves. This development, which confirmed a prediction made by Einstein’s Theory of General Relativity a century ago, has opened up new avenues of research for cosmologists and astrophysicists. Since that time, more detections have been made, all of which were said to be the result of black holes merging.

However, according to a team of astronomers from Glasgow and Arizona, astronomers need not limit themselves to detecting waves caused by massive gravitational mergers. According to a study they recently produced, the Advanced LIGO, GEO 600, and Virgo gravitational-wave detector network could also detect the gravitational waves created by supernova. In so doing, astronomers will able to see inside the hearts of collapsing stars for the first time.

The study, titled “Inferring the Core-Collapse Supernova Explosion Mechanism with Three-Dimensional Gravitational-Wave Simulations“, recently appeared online. Led by Jade Powell, who recently finished her PhD at the Institute for Gravitational Research at the University of Glasgow, the team argue that current gravitational wave experiments should be able to detect the waves created by Core Collapse Supernovae (CSNe).

Otherwise known as Type II supernovae, CCSNe are what happens when a massive star reaches the end of its lifespan and experiences rapid collapse. This triggers a massive explosion that blows off the outer layers of the star, leaving behind a remnant neutron star that may eventually become a black hole. In order for a star to undergo such collapse, it must be at least 8 times (but no more than 40 to 50 times) the mass of the Sun.

When these types of supernovae take place, it is believed that neutrinos produced in the core transfer gravitational energy released by core collapse to the cooler outer regions of the star. Dr. Powell and her colleagues believe that this gravitational energy could be detected using current and future instruments. As they explain in their study:

Dr. Powell and her also outline a procedure in their study that could be implemented using the Supernova model Evidence Extractor (SMEE). The team then conducted simulations using the latest three-dimensional models of gravitational-wave core collapse supernovae to determine if background noise could be eliminated and proper detection of CCSNe signals made.

As Dr. Powell explained to Universe Today via email:

“The Supernova Model Evidence Extractor (SMEE) is an algorithm that we use to determine how supernovae get the huge amount of energy they need to explode. It uses Bayesian statistics to distinguish between different possible explosion models. The first model we consider in the paper is that the explosion energy comes from the neutrinos emitted by the star. In the second model the explosion energy comes from rapid rotation and extremely strong magnetic fields.”

From this, the team concluded that in a three-detector network researchers could correctly determine the explosion mechanics for rapidly-rotating supernovae, depending on their distance. At a distance of 10 kiloparsecs (32,615 light-years) they would be able to detect signals of CCSNe with 100% accuracy, and signals at 2 kiloparsecs (6,523 light-years) with 95% accuracy.

In other words, if and when a supernova takes place in the local galaxy, the global network formed by the Advanced LIGO, Virgo and GEO 600 gravitational wave detectors would have an excellent chance of picking up on it. The detection of these signals would also allow for some groundbreaking science, enabling scientists to “see” inside of exploding stars for the first time. As Dr. Powell explained:

“The gravitational waves are emitted from deep inside the core of the star where no electromagnetic radiation can escape. This allows a gravitational wave detection to tell us information about the explosion mechanism that can not be determined with other methods. We may also be able to determine other parameters such as how rapidly the star is rotating.”

Illustration showing the merger of two black holes and the gravitational waves that ripple outward as the black holes spiral toward each other. Credit: LIGO/T. Pyle

Dr. Powell, having recently completed work on her PhD will also be taking up a postdoc position with the RC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav), the gravitational wave program hosted by the University of Swinburne in Australia. In the meantime, she and her colleagues will be conducting targeted searchers for supernovae that occurred during the first and seconds advanced detector observing runs.

While there are no guarantees at this point that they will find the sought-after signals that would demonstrate that supernovae are detectable, the team has high hopes. And given the possibilities that this research holds for astrophysics and astronomy, they are hardly alone!


Voir la vidéo: 10 CHOSES à SAVOIR sur les SUPERNOVAS (Février 2023).