Binaire nain blanc pulsar

À M

Binaire nain blanc pulsar


Dans l’article de Hulse & Taylor 1975 sur la première découverte d’un pulsar dans un système binaire, ils concluent que le compagnon du pulsar doit être

un objet compact, probablement une étoile à neutrons ou un trou noir. Un compagnon nain blanc ne peut pas être exclu, mais semble peu probable pour des raisons d’évolution.

Ma question est de savoir pourquoi un compagnon nain blanc est peu probable, étant donné que nous avons observé des systèmes binaires nains blanc pulsar (par exemple PSR J1141-6545).

Merci

Réponses


 Rob Jeffries

Il est difficile de lire dans les pensées des auteurs. Je pense qu’en 1975, on n’aurait pas apprécié la mesure dans laquelle les interactions binaires peuvent influencer l’évolution des systèmes binaires compacts. Les auteurs pensaient donc probablement qu’il s’agissait d’une étoile à neutrons formée par l’effondrement très récent du cœur d’une étoile massive (et ils avaient probablement raison).

Si tel était le cas, il semble peu probable que le compagnon puisse être un nain blanc, car l’ancêtre d’une naine blanche aurait été de masse inférieure et aurait dû vivre beaucoup plus longtemps que la durée de vie combinée du pulsar et de son ancêtre massif.

En effet, le pulsar que vous mentionnez dans votre question est similaire à celui présenté par Hulse & Taylor en termes de période de spin et de période orbitale. Cependant, les origines sont probablement différentes.

Dans PSRJ1141-6545, il est probable que le compagnon nain blanc s’est formé en premier, mais a transféré beaucoup de masse à un compagnon qui est ensuite devenu suffisamment massif pour subir l’effondrement du noyau et former une étoile à neutrons ( Davies et al. 2002 ). Le pulsar pouvait donc être « jeune » mais son ancêtre vivait en fait plus longtemps que celui du compagnon nain blanc. Je suppose que cette possibilité n’a pas été envisagée par Hulse & Taylor.

Dans PSRJ1915 + 16, il est probable qu’une étoile à neutrons se soit formée d’abord, puis le secondaire massif a subi un écoulement de lobe de Roche et l’orbite s’est rétrécie. Mais le cœur du secondaire continue jusqu’à l’étape d’effondrement du cœur et le résultat est une étoile binaire à neutrons proches.

 

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