La théorie du général d’Einstein a relativement changé la façon dont les scientifiques regardent l’univers. La présence de masse plie l’espace-temps comme une boule de bowling qui déprime un matelas, ce qui fait que la lumière se courbe lorsqu’elle parcourt ces dépressions sur le chemin de la Terre. En 1919, Sir Arthur Eddington a confirmé cet effet en mesurant la déviation des étoiles d’arrière-plan causées par notre Soleil lors d’une éclipse solaire totale. Près d’un siècle plus tard, les astronomes ont utilisé le télescope spatial Hubble (HST) pour mesurer cet effet provoqué par une étoile en dehors de notre système solaire pour la première fois.
Ce résultat révolutionnaire a été annoncé aujourd’hui lors de la 230e réunion de la American Astronomical Society de Kailash Sahu du Space Telescope Science Institute. L’équipe de Sahu a utilisé la TVH pour capturer la déviation de la lumière d’une étoile d’arrière-plan en tant que nain blanc, le noyau restant d’une étoile comme son soleil a passé devant elle comme on le voit de la Terre. Bien que cette déviation ait été minuscule – environ 1000 fois plus petite que la déviation mesurée par Eddington en 1919 – la précision réalisable avec Hubble permettait aux astronomes de le voir clairement. De la déviation, ils ont pu mesurer la masse de la nain blanche, appelée Stein 2051B, d’une manière nouvelle qui confirme de manière indépendante la relation théorique de masse et de rayon pour les naines blanches. Ce sont de bonnes nouvelles, car la relation de rayon de masse est le fondement de l’utilisation de ces objets par les astronomes comme indicateurs de distance standard dans la cosmologie. Le travail apparaîtra ce mois-ci dans la revue Science.
Pour trouver une paire d’étoiles appropriée pour accomplir cette tâche, l’équipe de Sahu a d’abord peint un catalogue de 10 000 étoiles avec de grands mouvements appropriés ou des mouvements sur le ciel, comme on le voit de la Terre. Sur la base des mouvements de ces étoiles, l’équipe a projeté les positions des étoiles à l’avance pour trouver une paire qui passerait assez étroitement l’une à l’autre (lorsqu’elles sont projetées sur le ciel, pas dans l’espace physique) pour produire un virage dans la lumière des étoiles mesurable avec TVH.
Leur choix: Stein 2051B, une nain blanche 17 ans-lumière de la Terre. Selon les calculs de l’équipe, Stein 2051B passerait devant une étoile d’arrière-plan distante, à environ 5 000 années-lumière, ce qui faisait que la lumière des étoiles de fond se plie de 2 millier de secondes. En termes plus compréhensibles, voir ce virage serait comme essayer de regarder un engin d’insectes sur un quart d’une distance d’environ 1 500 milles (2 400 km).
L’équipe a recruté Hubble pour observer les étoiles sur huit époques, ou des points dans le temps, avec les observations prises dans le temps précédant, pendant et après l’événement, qui a eu lieu en mars 2014. Et, en effet, ils ont observé une déviation de La lumière de fond alors que le nain blanc passait devant la source éloignée.
Ce travail représente deux premières en astronomie. L’un, c’est la première fois qu’une déviation due à la relativité générale a été mesurée à l’aide d’une étoile autre que notre Soleil. Et deux, comme l’a expliqué Sahu lors de la conférence de presse, la mesure de la masse de Stein 2051B est le premier «test propre pour [la] relation de masse-rayon».
La relation de rayon de masse pour les naines blanches conduit à une limite appelée limite de Chandrasekhar. Si une nain blanche accumule de la masse au-delà de cette limite (en la dérochant d’un compagnon binaire), elle explosera en tant que supernova, ce qui peut être vu à partir de vastes distances et peut être utilisé par les astronomes pour mesurer de très grandes distances avec précision. Mais si cette relation est différente de celle que nous comprenons actuellement, cela affecterait les mesures de distance basées sur les supernovaeuses naines blanches.
Trois autres masses naines blanches ont été mesurées par les astronomes. Si cela ne ressemble pas à beaucoup, c’est parce que ce n’est pas le cas. En outre, les masses de ces nains blancs, y compris Sirius B, le compagnon de l’étoile la plus brillante de l’hémisphère nord, ont tous été mesurés en utilisant le système binaire. Lorsque deux étoiles s’entrelacent, les astronomes peuvent utiliser des informations sur les mouvements des étoiles et la masse inférée du compagnon nain non blanc pour calculer la masse de la nain blanche. Cependant, cette méthode pourrait être affectée par un processus appelé transfert de masse entre les étoiles, ce qui contaminerait la relation de rayon de masse mesurée.
Alors que Stein 2051B a un compagnon binaire, il est si loin du nain blanc – au moins 55 unités astronomiques, ou à 5 milliards de milles (8 milliards de km), que les deux ne peuvent échanger de masse.
Le résultat final? En montrant un graphique montrant la relation de rayon de masse en tant que ligne noire, Sahu a expliqué: « Une fois que nous l’avons mis sur cette relation de rayon de masse … il devrait tomber sur cette courbe noire ici, et il s’arrête là-dessus. Donc, quand j’ai vu que c’était juste exactement ici, je me suis presque débarrassée de ma chaise.
Stein 2051B représente environ 68% de la masse de notre Soleil et environ 2,7 milliards d’années. Il est composé d’hélium et de carbone, ce qui est exactement ce que les astronomes attendent pour le noyau restant d’une étoile semblable au Soleil. L’ajustement parfait de Stein 2051B aux prédictions faites par la relation de rayon de masse confirme notre théorie évolutive actuelle des nains blancs et s’accorde avec notre compréhension de la physique de la matière qui constitue ces objets. « C’est vraiment une confirmation de la théorie que nous utilisons jusqu’à présent », a déclaré Sahu.
Et le succès de Stein 2051B n’est que le début. Ensuite, le groupe Sahu essaie de faire cette mesure en utilisant Proxima Centauri, mais Sahu a souligné que cette méthode pourrait être utilisée pour mesurer des masses d’étoiles neutroniques, de trous noirs et d’étoiles massives isolées.
« Pour une étoile, la chose la plus importante pour l’étoile est sa masse. Si nous connaissons la masse, nous savons quel sera son rayon, quelle sera sa luminosité, combien de temps il vivra, ce qui se passera après sa mort. Tout dépend de la masse de l’étoile « , a-t-il déclaré. « Mais nous n’avons pas une très bonne maîtrise de la mesure de la masse d’une manière indépendante du modèle … Donc, cela donne au moins une autre méthode pour déterminer la masse stellaire de manière complètement indépendante du modèle ».
Maintenant que cette méthode peut être appliquée à d’autres objets pour les peser plus facilement, les astronomes ont un nouvel outil puissant à portée de main capable de fournir des détails qui, auparavant, ont été calculés à l’aide de modèles basés sur des mesures de proxy telles que le type de lumière De l’étoile ou de son mouvement dans un système binaire. Cette nouvelle manière « propre » d’obtenir des masses stellaires stimulera les mesures que les astronomes peuvent faire dans de nombreux domaines, d’autant plus que l’ère du télescope spatial James Webb s’amorcit l’année prochaine.
La Source: http://bit.ly/2sWA2QO
