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    Le modèle d'hypernova à commande binaire obtient un support d'observation

    Fig. 1 Tiré de 2020ApJ...893..148R. Cheminement évolutif schématique d'un binaire massif jusqu'à l'émission d'un BdHN. (a) Système binaire composé de deux étoiles de la séquence principale, disons 15 et 12 masses solaires, respectivement. (b) A un moment donné, l'étoile la plus massive subit l'effondrement du noyau SN et forme un NS (qui pourrait avoir un champ magnétique B~1013 G). (c) Le système entre dans la phase binaire des rayons X. (d) Le noyau de l'étoile évoluée restante, riche en carbone et en oxygène, pour l'étoile CO courte, est laissée exposée car l'enveloppe d'hydrogène et d'hélium a été rayée par des interactions binaires et éventuellement de multiples phases d'enveloppe commune (non représentées sur ce diagramme). Le système est, à ce stade, un binaire CO-NS, qui est prise comme configuration initiale du modèle BdHN [2]. (e) L'étoile CO explose en SN lorsque la période binaire est de l'ordre de quelques minutes, les éjecta SN de quelques masses solaires commencent à se dilater et une rotation rapide, nouveau-né NS, pour vNS court, est laissé au centre. (f) L'éjecta SN s'accumule sur le compagnon NS, formant un massif NS (BdHN II) ou un BH (BdHN I; cet exemple), en fonction de la masse NS initiale et de la séparation binaire. La conservation du flux magnétique et éventuellement des processus MHD supplémentaires amplifient le champ magnétique de la valeur NS à B ~ 1014 G autour du nouveau-né BH. A ce stade, le système est un binaire vNS-BH entouré de matière ionisée de l'éjecta en expansion. (g) L'accrétion, la formation et les activités de la BH contribuent à l'émission rapide de rayons gamma et à l'émission GeV du GRB. Crédit :ICRANet

    Le changement de paradigme en physique et en astrophysique des sursauts gamma (GRB) introduit par le modèle d'hypernova à commande binaire (BdHN), proposé et appliqué par les membres de l'ICRA-ICRANet-INAF en collaboration avec l'Université de Ferrare et l'Université de la Côte d'Azur, a obtenu un soutien d'observation supplémentaire de l'émission de rayons X dans les longs GRB. Ces nouveaux résultats sont présentés dans le nouvel article, publié le 20 avril 2020, dans le Journal d'astrophysique , co-écrit par J. A. Rueda, Remo Ruffini, Mlle Karlica, Rahim Moradi, et Yu Wang.

    L'émission GRB est composée d'épisodes :depuis le déclenchement des rayons X durs et l'émission prompte des rayons gamma, à l'émission à haute énergie en GeV, récemment observé également dans les énergies TeV dans GRB 190114C, à la rémanence des rayons X. Le modèle traditionnel des GRB tente d'expliquer l'ensemble des émissions de GRB d'un progéniteur à un seul composant, c'est à dire., à partir de l'émission d'un jet relativiste provenant d'un trou noir en rotation (BH). Différemment, le scénario BdHN propose que les GRB proviennent d'un événement cataclysmique dans la dernière étape évolutive d'un système binaire composé d'une étoile à carbone-oxygène (CO) et d'une étoile à neutrons (NS) compagnon en orbite rapprochée. L'effondrement gravitationnel du noyau de fer de l'étoile CO produit une explosion de supernova (SN) éjectant les couches les plus externes de l'étoile, et en même temps, un nouveau-né NS (vNS) en son centre. L'éjection du SN déclenche un processus d'accrétion hypercritique sur le compagnon NS et sur le vNS. Selon la taille de l'orbite, la NS peut atteindre, dans le cas de périodes orbitales courtes de l'ordre de la minute, la masse critique pour l'effondrement gravitationnel, formant ainsi un nouveau-né BH. Ces systèmes où se forme un BH sont appelés BdHN de type I. Pour des périodes plus longues, le NS devient plus massif mais il ne forme pas de BH. Ces systèmes sont BdHNe II. Des simulations tridimensionnelles de tout ce processus montrant la faisabilité de son occurrence, de l'explosion du SN à la formation du BH, a récemment été rendue possible grâce à la collaboration entre l'ICRANet et le groupe du Laboratoire national de Los Alamos (LANL) guidé par le professeur C. L. Fryer (voir Figure 1).

    Le rôle du BH pour la formation de l'émission GeV à haute énergie a été récemment présenté dans le Journal d'astrophysique . Là, le "moteur intérieur" composé d'un Kerr BH, avec un champ magnétique aligné avec l'axe de rotation BH immergé dans un plasma ionisé de faible densité, donne l'origine, par rayonnement synchrotron, à l'émission rayonnée dans le MeV, GeV, et TeV, actuellement observé uniquement dans certains BdHN I, par les instruments Fermi-LAT et MAGIC. Dans la nouvelle parution, l'équipe ICRA-ICRANet aborde l'interaction du vNS avec le SN en raison de l'accrétion hypercritique et de l'émission de type pulsar. Ils montrent que l'empreinte du vNS apparaît dans la rémanence de rayons X de longs GRB observés par le détecteur XRT à bord de l'observatoire Niels Gehrels Swift. Par conséquent, le vNS et le BH ont des rôles bien distincts et différents dans la longue émission GRB observée.

    • Fig. 2 :Évolution du modèle de luminosité spectrale synchrotron à différents instants par rapport à des mesures dans différentes bandes spectrales pour le GRB 160625B.

    • Fig. 3 Le brun, bleu profond, Orange, les points vert et bleu vif correspondent aux courbes de lumière bolométrique (environ 5 fois plus brillantes que les rayons X mous observés par les données Swift-XRT) du GRB 160625B, 160509A, 130427A, 190114C et 180728A, respectivement. Les lignes pleines sont des courbes de lumière théoriques obtenues à partir de la perte d'énergie de rotation du vNS alimentant la rémanence tardive (t> 5000 s, fond blanc), alors que dans les temps anciens (300 300 s, où les données sont plus disponibles. À des époques antérieures, seuls GRB 130427A et GRB 190114C dans ce même ont des données disponibles. Crédit :ICRANet

    L'émission du vNS magnétisé et l'accrétion hypercritique des éjecta SN dans celui-ci, donne l'origine de la rémanence observée dans toutes les sous-classes de BdHN I et II. L'émission de rayons X précoce (~quelques heures) pendant la phase de rémanence s'explique par l'injection d'électrons ultra-relativistes du vNS dans l'éjecta en expansion, produisant un rayonnement synchrotron (voir Figure 2). Le champ magnétique déduit de l'analyse synchrotron est en accord avec la composante de champ magnétique toroïdale/longitudinale attendue du vNS. Par ailleurs, à partir de l'analyse des données XRT de ces GRB aux instants t> 10^4 s, il a été montré que la luminosité décroissante en loi de puissance est alimentée par la perte d'énergie de rotation vNS par le couple exercé sur elle par son dipôle + quadripôle magnétique. De là, il a été déduit que le vNS possède un champ magnétique de force ~ 10^12 à 10^13 G, et une période de rotation de l'ordre de la milliseconde (voir figure 3). Il est montré que la période de rotation inférée en millisecondes du vNS est en accord avec la conservation du moment cinétique dans l'effondrement gravitationnel du noyau de fer de l'étoile CO d'où provient le vNS.

    La structure inférée du champ magnétique du "moteur interne" est en accord avec un scénario dans lequel, le long de l'axe de rotation du BH, il est enraciné dans la magnétosphère laissée par le NS qui s'est effondré en un BH.

    Sur le plan équatorial, le champ est amplifié par la conservation du flux magnétique.


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