Reprise du message précédent :

Une souris qui fait POUIC ?

Voir CLIC

C'est teigneux un neutrino dites  

 
Super lune ce soir.
https://france3-regions.francetvinf [...] 47317.html

 
 
Attendez quoi
 
Le pire étant que le papier ne parle que de la vague de neutrinos. Pas de tous les autres trucs qui se trouvent dans la supernovae et qui t'arrive pleine tronche en même temps que la vague de neutrinos

"en même temps" pas vraiment ... les neutrinos voyagent à c alors que le reste est bien plus lent
de toute manière passée la vague de neutrinos il ne reste rien à vaporiser je pense

 
Il est vrai

Rien du tout. Une étoile à neutron, comme une naine blanche, est un reliquat dense qui évacue sa chaleur interne sans production nouvelle (non, y'a pas de réaction de fusion). En tout cas quand elle est solitaire. Si elle forme un couple serré avec une étoile, c'est pas la même mayonnaise, là y'a échange de matière et ça fait une binaire X avec un disque d'accrétion très lumineux.

edit: vu d'artiste d'une binaire X géante rouge + étoile à neutron

Le processus de refroidissement dépend de la température et s'étage en plusieurs phases. Au delà de 1 GK, le processus qui rayonne le plus est neutrinique, ce qu'on appelle le processus Urca.
Pour la petite histoire (wiki) Ce processus a été discuté par George Gamow et Mário Schenberg alors qu'ils visitaient le casino 'Cassino da Urca' à Rio de Janeiro. Schoenberg aurait dit à Gamow que « l'énergie disparaît dans le noyau de la supernova aussi rapidement que l'argent a disparu à la table de la roulette. » En dialecte russe du Sud de Gamow, urca peut aussi signifier un voleur ou gangster.

Pendant environ 0,1 - 1 Ma (c'est pas très précis   )  après la formation de l'étoile à neutron, c’est l’émission de neutrino qui domine (processus Urca direct) en tout cas pour les étoiles les plus massives (1,5 masses solaire), on observe un pallier  dans la courbe de refroidissement. Pour les étoiles moins massive (1,3 masses solaire), on a un processus Urca modifié mais qui est nettement moins efficace.

Après cette période d’émission de neutrinos, le processus qui domine est celui du refroidissement par émission de photons. Après on est confronté aux propriétés de conductivité thermique de l’étoile ainsi qu’aux phénomènes de transport notamment dans la croûte interne qui présente un certain intérêts avec le gaz de neutrons superfluides qui entoure les clusters ou encore aux propriétés des phases pasta (noyaux en forme de spaghetti et de lasagne).

Le problème est que les courbes théorique de refroidissement dépendent très fortement des modèles que l’on prend pour décrire l’intérieur de l’étoile : est ce que l’on met de la superfluidité dans le cœur, de quoi est composé le cœur (hypérons, plasma quarks-gluons), avec quelle fonctionnelle on décrit l’interaction nucléaire…
Et d’un point de vue expérimental on a très peu de données. En plus il y a une très fine atmosphère qui entoure les étoiles à neutrons et qui mange une partie du spectre d’émission.

(merci à davidsama que j'ai repompé sans vergogne   )

edit: je rajoute ça issu de ce cours

Note : 10²⁵T⁶₉ erg/cm³s ça signifie que la puissance du flux de neutrino émis par un cm³ du liquide neutronique, mesurée en erg/s (10⁻⁷W, les astrophysiciens ne sont pas encore parvenus à adopter le SI, gniii que ça m'énerve...) est proportionnel à la puissance sixième (T⁶) de la température mesurée en milliard de degrés (T₉).

Neutron Star Observations - Interpretation and connection to underlying physics

 
 
This image shows the irregular galaxy NGC 6822, as observed by the Near-InfraRed Camera (NIRCam) mounted on the NASA/ESA/CSA James Webb Space Telescope. NIRCam probes the near-infrared, which in this case makes it suitable for observing the densely packed star field.
 

 
Full rez : https://esawebb.org/media/archives/ [...] m2309a.tif  518 Mo

 
Pour comparer :  
JWST avec MIRI :  

 
JWST avec NIRCam:  

 
 
en optique? par l'ESO

j'ai du mal à comparer... je dirai que  y a une rotation antioraire d'environ 90% à faire?

vu la densité et la gravité d'une étoile à neutrons, on sait / peut savoir de quoi est faite cette atmosphère ?

Oui c'est curieux, en imaginant la gravité d'un tel astre, on a du mal à s'imaginer une atmosphère (vraiment un gaz en suspension), ou alors vraiment turbo dense et d'un millimètre d'épaisseur.
 
Ou alors c'est du plasma ?

En ordre de grandeur, pour avoir la vitesse des particules dans l'atmosphère on fait :

1/2 mv² = 3/2 kT avec m la masse de la particule, k la cte de Boltzman et T la température.

Et pour avoir un ordre de grandeur de l'épaisseur de l'atmosphère, on calcule à quelle hauteur h elle rebondit :

1/2 mv² = mgh avec g la gravité de surface g = GM/R²

D'où :

h = 3kTR²/(2GMm)

pour m = masse du proton, M = 1,5 masse solaire, R = 10 km et T = 1 MK, j'ai :

h ~ 6 mm

Et évidemment, vu la température c'est un plasma.

 
 
1) depuis quand on en observe?
2) vu la faible durée, est ce suffisant pour voir une évolution?  
3) si non, il faudrait combien de temps pour s'appercevoir d'une évolution avec les instruments actuels?

ah oui quand même

That's what she said  

 
ça explique pourquoi les neutroniens se foutent de ma gueule quand je leur explique que sur terre on a un pb de réchauffement climatique.

Les pulsars ont été découverts en 1967, c'est suffisant pour voir évoluer les périodes (très précisément) mais pour l'évolution de la température (qui est en soi très difficile à mesurer) ouch...
Dans le cours que j'ai cité plus haut, y'a ce graphique synthétique avec les courbre de refroidissement théoriques (les traits gris) - avec 2 modèles possibles- et les contraintes observationnelles (les rectangles). Je ne sais pas comment ces estimations ont été obtenues faudrait voir dans l'article (Page, 2005)

Mais comme tu peux le voir, alors qu'on est sur un graphique log-log, les traits sont très larges et les rectangles aussi  

Merci !

un peu HS mais bon
 
L'antigravité est-elle possible avec l'antimatière ? Le Cern trouve enfin la réponse !
https://www.futura-sciences.com/sci [...] nse-46269/

 
la réponse est "non"
 
comme à la question "est-ce que le clickbait c'est bien"

Comme on s'y attendait (mais il fallait vérifier) les anti-atomes tombent vers le bas. Mais la porte n'est pas complètement fermée sur un antimatière anti-gravitante dans la mesure où, dans un nucléon, les 3 quarks de valence (ou anti-quarks s'il s'agit d'un anti-nucléon) ne représentent que 1% de la masse. Le reste c'est l'énergie interne due à la liaison forte (la pression interne d'un nucléon est supérieure à celle qui règne au coeur d'une étoile à neutrons), qui n'a aucun raison de graviter répulsivement.

Il y a deux autres expériences au CERN conçues pour mesurer l'effet de la gravité sur l'antimatière, AEgIS (Antimatter Experiment: Gravity, Interferometry, Spectroscopy) et GBAR.

AEgIS utilise aussi des anti-atomes H très froids (0,1K), avec un objectif de précision de Δg/g ~ 10⁻² sur 10⁵ anti-atomes et GBAR des ions H+ (un anti-atome avec un positon surnuméraire), ce qui permet de les refroidir encore plus (10 µK) et d'améliorer la précision d'un ordre de grandeur Δg/g < 10⁻³.

source

J'ai revérifié pour voir si je racontais pas des cracks mais c'est bien ça.

Dans une étoile à neutron la pression va de 3,2.10³¹ Pa  sous la croûte jusqu'à 1,6.10³⁴ Pa au centre.
source: wiki

Dans un proton, on mesure une pression de 10³⁵ Pa.
source: The pressure distribution inside the proton - Nature

J'imagine que lorsqu'on dépasse justement ce 10 à la puissance 35, l'étoile à neutron ne peut plus perdurer et que ça donne autre chose

 
Je pense que c'est pas trop compliqué à calculer en partant de l'équation TOV (Tolman-Oppenheimer-Volkov).
 
Y'a tout ce qu'il faut dans ce cours : Relativistic Stars

Je pense que je ne comprends pas tout mais merci pour ce science porn  

Pour faire le calcul, on prend la masse maxi de stabilité (avant effondrement en trou noir) :

M< (4/6) (c³/G) √((1/3π) (1/Gρ))

avec ρ = 4.10¹⁷ kg/m³ la densité maximale du fluide neutronique.

M < 5,6 masse solaire

Avec ça, on calcule le rayon limite de stabilité :

R > (9/4)GM/c²

On rajoute disons 1% à ce rayon et on calcule la pression centrale de l'étoile au bord de l'effondrement :

P = ρc² (√(1 − 2GM/c²R) − 1)/(1 − 3√(1 − 2GM/c²R))

P = 6.10³⁵ Pa

On est dans les bons ordres de grandeur.

Donc en gros, l'étoile à neutron est le stade ultime avant le trou noir .

C'est ça. Au dénominateur de la pression tu as la quantité  1 − 3√(1 − 2GM/c²R).

Si 3√(1 − 2GM/c²R) = 1,  P → ∞ et ça fait des chocapics.

Dans ce calcul simplifié la masse limite est de l'ordre de 6 M☉ mais ça semble largement majorer la réalité qui se situe probablement en dessous de 3. Aucune masse d'étoiles à neutrons mesurée ne dépasse les 3 M☉ et avec les barres d'erreur la limite de 2,5 est souvent proposée.

En revanche, la masse de l'étoile d'origine peut être bien plus grande vu que la phase de supernova peut éjecter pas mal de matière.

 
Ah oui elle est forcément plus grande, 8 masses solaires au minimum. C'est un diagramme qui a 20 ans déjà mais je pense qu'il est encore valable dans les grandes lignes. Pour les étoiles à faibles métallicité (formées d'hydrogène et d'hélium quasi pur, non pollué par les éléments issus de la nucléosynthèse stellaires, donc en gros dans l'univers jeune) ça va de 8 à 25 M☉, ensuite on a un trou noir (ou rien). Pour les étoiles à forte métallicité (solaire ou plus), l'étoile à neutron est le stade commun qqsoit leur masse.
 

 
Légende : Rémanent stellaire (étoile solitaire) en fonction de la métallicité (axe y ; qualitativement) et de la masse initiale (axe x). Le trait vert épais sépare les régimes où les étoiles gardent leur enveloppe d'hydrogène (à gauche et en bas à droite) de ceux où l'enveloppe d'hydrogène est perdue (en haut à droite et petite bande en bas entre 100 et 140 M☉). La ligne bleue pointillée indique la frontière du régime de formation directe de trous noirs (noir). Ce domaine est interrompu par une bande de supernovae à instabilité de paire qui ne laisse aucun vestige (blanc). En dehors du régime direct des trous noirs, à masse inférieure et métallicité plus élevée, suit le régime de formation de trou noir (BH) par retombée (hachuré rouge et bordé d'une ligne pointillée noire). En dehors de ces domaines, les hachures vertes indiquent la formation d’étoiles à neutrons. Les étoiles à neutrons de masse la plus faible peuvent être créées par l'effondrement du noyau O/Ne/Mg au lieu de l'effondrement du noyau de fer (lignes pointillées verticales à gauche). À une masse encore plus faible, les coeurs stellaires ne s'effondrent pas et seules des naines blanches sont formées (bande blanche à l'extrême gauche)
 
source : HOW MASSIVE SINGLE STARS END THEIR LIFE

Marrant ça les super nova à instabilité de paire . Ce n'est pas ce phénomène qui génère les éléments chimiques les plus lourds ?

Edit : il ne semble pas, du reste ce sont des étoiles assez peu métalliques donc plutôt primordiales qui sont concernées.

Ce que je trouve le plus impressionnant, ce sont les échelles de temps, d'essayer d'imaginer la "fin" de l'Univers.
Cette vidéo de MetalBallStudios montre quelques estimations avec des nombres vertigineux:
https://www.youtube.com/watch?v=Zb5qTdb6LbM

Bah oui, en gros, je pense que si on pouvait ramener la durée de vie de l'univers à une année, on ne serait même pas à 1 nanoseconde du big bang

Faut relativiser, on n'a jamais été aussi proche de la fin du monde  

Non. Maintenant on est plus proche .