Blitzar

Théoriquement, lors d'une supernova, une étoile à neutrons avec une rotation rapide peut être formée tout en possédant un puissant champ magnétique. Par contre, dans ce cas, le champ magnétique ralentirait grandement l’étoile nouvellement formée. Ainsi, seules les étoiles ayant une masse légèrement supérieure à la masse critique, qui nécessitent une rotation relativement faible, pourraient former un blitzar[2].

Par ailleurs, il existe d’autres voies possibles qui pourraient mener à la formation d'un blitzar. Une étoile à neutrons ayant une faible rotation pourrait gagner de la masse et de la vitesse à travers une collision dans un système compact binaire X. On pourrait également considérer la collision entre une étoile à neutrons et une naine blanche, ce qui conduirait à un blitzar possédant un champ magnétique très puissant, une très grande masse et tournant rapidement[2].

Schéma présentant le renflement équatorial (en) causé par une rotation stellaire rapide.

Au-delà d'une certaine limite, 2,4 M_☉, la rotation d'un astre devient trop grande et celui-ci devient instable. Le blitzar peut exister jusqu'à cette valeur limite[2].

Puisque la décélération de l'astre est inversement proportionnelle au carré de la fréquence, plus la rotation est rapide, plus la décélération est grande. Ainsi, les étoiles à neutrons très massives (M > 2,4 M_☉) ralentiraient beaucoup plus rapidement puisqu'elles auraient besoin d'une plus grande vitesse de rotation. Ainsi, après quelques milliers d'années, leur vitesse ayant considérablement diminué, les étoiles supermassives s'effondreraient en trou noir[2]. Par contre, les étoiles dont la masse est légèrement supérieure à 2,1 M_☉, pourraient survivre des millions d'années[2].

Équations liées à la rotation d'une étoile à neutrons[2]

Grandeur	Équation	Unité
Période de rotation	${\displaystyle \tau _{\text{rot}}=2\Pi f^{-1}{\sqrt {\frac {R^{3}}{GM}}}\backsimeq 3,8f^{-1}R^{3/2}M^{-1/2}}$	${\displaystyle {\text{ms}}}$
Temps avant immobilisation	${\displaystyle \tau _{\text{braking}}={\frac {6c^{3}M\sin ^{-2}(\alpha _{B})}{5B^{2}R^{4}\Omega ^{2}}}\backsimeq 3,1f^{-2}R^{-1}B{-2}}$	${\displaystyle 10^{3}{\text{années}}}$

où:

• ${\displaystyle \Omega ={\frac {2\pi }{\tau }}}$ est la fréquence de rotation ;
• ${\displaystyle \tau }$ est la période de rotation ;
• ${\displaystyle f}$ est la fréquence de rotation de l'étoile en Hz ;
• ${\displaystyle M}$ est la masse de l'étoile en M_☉ ;
• ${\displaystyle G}$ est la constante gravitationnelle ;
• ${\displaystyle R}$ est le rayon de l'étoile en km ;
• ${\displaystyle B}$ est le champ magnétique en gauss ;
• ${\displaystyle c}$ est la vitesse de la lumière ;
• ${\displaystyle \alpha _{B}}$ est l'angle d'inclinaison du champ magnétique par rapport à son axe de rotation ;

Habituellement lors d'un effondrement, une multitude de rayonnements électromagnétiques sont observés, dont les rayons gamma et les rayons X. Or, dans les sursauts observés, seules des ondes radio ont été observées. Cela pourrait s'expliquer par le fait que l'étoile à neutrons a déjà éliminé la matière environnante, la matière ayant été attirée par l'étoile ou balayée par son champ magnétique[1]. Aussi, la formation de l’horizon des événements se produisant très rapidement (${\displaystyle \triangle _{t}<1{\text{ms}}}$), la plus grande partie de la matière et des émissions en provenance de l'étoile seraient absorbées par le trou noir en formation[2]. Ainsi, les rayons X, qui sont émis depuis la surface de l'étoile, serait absorbés par le trou noir. Également, l'énergie thermique générée par l'effondrement ne pourrait se rendre à la surface de l'étoile et serait également absorbée. Tout le rayonnement émis, depuis la surface de l'étoile, serait absorbé par le trou noir[9].

Seule la magnétosphère, suffisamment éloignée de l'horizon des événements, serait épargnée. En tenant compte du théorème de calvitie, qui stipule qu'un champ magnétique ne peut pénétrer l'horizon des événements, le champ magnétique devrait se détacher entièrement puis se reconnecter à l'extérieur de l'horizon de événements[2]. À ce moment de la transformation du blitzar, le champ magnétique est soudainement coupé de sa source. L'énergie magnétique emmagasinée dans la magnétosphère serait alors libérée instantanément en une grande quantité de rayonnement[1]. Lors de son éclatement, le champ magnétique émettrait une onde de choc magnétique se propageant à une vitesse proche de celle de la lumière[2]. Ainsi, les particules chargées (positron et électron), contenues dans la magnétosphère, seraient emportées en suivant les lignes du champ magnétique. Ces particules en mouvement créeraient des gerbes atmosphériques à l'intérieur du champ magnétique, produisant ainsi des ondes radio[10]. Quant aux électrons, leur énergie n'est pas suffisamment grande pour que les instruments actuels puissent les détecter[2].

Ce phénomène a été observé dans une simulation 3D de la résistance magnétohydrodynamique de l'effondrement d'une étoile à neutrons dont la rotation est nulle[2].

D'après une autre simulation, pour une étoile sans rotation, il y aurait une première onde dominante. Après la formation du trou noir, d'autres émissions seraient émises, mais elles seraient beaucoup plus faibles, diminuant de manière exponentielle. Les deux premières impulsions contiendraient la plus grande partie du rayonnement émis, soit environ 5 % de l'énergie contenue dans le champ magnétique. Cette énergie est cependant suffisante pour expliquer les sursauts radio[2].

Équations liées aux émissions lors de l'effondrement[2]

Grandeur	Équation	Unité
Puissance contenue dans la magnétosphère	${\displaystyle L=4,2\times 10^{43}\eta _{B,5\%}t_{ms}^{-1}b^{2}r^{3}}$	${\displaystyle {\frac {\text{erg}}{s}}}$

• ${\displaystyle b}$ est la constante gravitationnelle ;
• ${\displaystyle r}$ est le rayon de l'étoile (en km) ;
• ${\displaystyle t}$ est le temps que l'énergie prend pour être relâchée (en ms) ;
• ${\displaystyle \eta _{B,5\%}}$ est l'efficacité du transfert de l'énergie, soit dans ce cas 5 %.

• Pulsar
• Étoile à neutrons
• Trou noir

• (en) [vidéo] Qu'est-ce qu'un pulsar sur YouTube
• (en) [vidéo] Fast Radio Bursts sur YouTube

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