Des astrophysiciens expliquent les résultats déroutants des observatoires d’ondes gravitationnelles

Binary Neutron Star Formation
Formation d'étoiles à neutrons binaires

Dans les derniers stades de la formation d’étoiles à neutrons binaires, l’étoile géante se dilate et engloutit l’étoile à neutrons compagnon dans une étape appelée évolution de l’enveloppe commune (a). L’éjection de l’enveloppe laisse l’étoile à neutrons sur une orbite proche avec une étoile à enveloppe dénudée. L’évolution du système dépend du rapport de masse. Les étoiles dépouillées moins massives subissent une phase de transfert de masse supplémentaire qui dépouille davantage l’étoile et recycle le compagnon pulsar, conduisant à des systèmes tels que les étoiles à neutrons binaires observées dans la Voie lactée et GW170817 (b). Les étoiles dépouillées plus massives ne se dilatent pas autant, évitant ainsi un dépouillement supplémentaire et un recyclage compagnon, conduisant à des systèmes tels que GW190425 (c). Enfin, des étoiles dépouillées encore plus massives conduiront à des binaires d’étoiles à neutrons de trou noir telles que GW200115 (d). Crédit : Vigna-Gomez et al., ApJL 2021

Des astrophysiciens expliquent l’origine des binaires d’étoiles à neutrons inhabituellement lourds

Les simulations d’explosions de supernova d’étoiles massives associées à des étoiles à neutrons peuvent expliquer les résultats déroutants des observatoires d’ondes gravitationnelles.

Une nouvelle étude montrant comment l’explosion d’une étoile massive dénudée dans une supernova peut conduire à la formation d’un étoile à neutrons ou une lumière trou noir résout l’une des énigmes les plus difficiles à émerger de la détection des fusions d’étoiles à neutrons par les observatoires d’ondes gravitationnelles LIGO et Vierge.

La première détection de ondes gravitationnelles par le Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) en 2017 était une fusion d’étoiles à neutrons qui correspondait en grande partie aux attentes des astrophysiciens. Mais la deuxième détection, en 2019, était une fusion de deux étoiles à neutrons dont la masse combinée était étonnamment grande.

“C’était tellement choquant que nous avons dû commencer à réfléchir à la façon de créer une étoile à neutrons lourde sans en faire un pulsar“, a déclaré Enrico Ramirez-Ruiz, professeur d’astronomie et d’astrophysique à l’UC Santa Cruz.

Les objets astrophysiques compacts comme les étoiles à neutrons et les trous noirs sont difficiles à étudier car lorsqu’ils sont stables, ils ont tendance à être invisibles, n’émettant aucun rayonnement détectable. “Cela signifie que nous sommes biaisés dans ce que nous pouvons observer”, a expliqué Ramirez-Ruiz. “Nous avons détecté des binaires d’étoiles à neutrons dans notre galaxie alors que l’un d’eux est un pulsar, et les masses de ces pulsars sont presque toutes identiques – nous ne voyons aucune étoile à neutrons lourde.”

La détection par LIGO d’une fusion d’étoiles à neutrons lourds à un rythme similaire à celui du système binaire plus léger implique que les paires d’étoiles à neutrons lourds devraient être relativement courantes. Alors pourquoi n’apparaissent-ils pas dans la population de pulsar ?

Dans la nouvelle étude, Ramirez-Ruiz et ses collègues se sont concentrés sur les supernovae d’étoiles dénudées dans des systèmes binaires qui peuvent former des « objets doubles compacts » constitués soit de deux étoiles à neutrons, soit d’une étoile à neutrons et d’un trou noir. Une étoile dénudée, également appelée étoile à hélium, est une étoile dont l’enveloppe d’hydrogène a été supprimée par ses interactions avec une étoile compagne.

L’étude, publiée le 8 octobre 2021, dans Lettres de revues astrophysiques, a été dirigé par Alejandro Vigna-Gomez, astrophysicien à l’Institut Niels Bohr de l’Université de Copenhague, où Ramirez-Ruiz est titulaire d’une chaire Niels Bohr.

“Nous avons utilisé des modèles stellaires détaillés pour suivre l’évolution d’une étoile dénudée jusqu’au moment où elle explose dans une supernova”, a déclaré Vigna-Gomez. « Une fois que nous atteignons le temps de la supernova, nous effectuons une étude hydrodynamique, où nous nous intéressons à suivre l’évolution du gaz qui explose. »

L’étoile dénudée, dans un système binaire avec une étoile à neutrons compagne, est au départ dix fois plus massive que notre soleil, mais si dense qu’elle est plus petite que le soleil en diamètre. La dernière étape de son évolution est une supernova avec effondrement du cœur, qui laisse derrière elle soit une étoile à neutrons, soit un trou noir, selon la masse finale du cœur.

Les résultats de l’équipe ont montré que lorsque l’étoile massive dénudée explose, certaines de ses couches externes sont rapidement éjectées du système binaire. Certaines des couches internes, cependant, ne sont pas éjectées et finissent par retomber sur l’objet compact nouvellement formé.

“La quantité de matière accumulée dépend de l’énergie de l’explosion – plus l’énergie est élevée, moins vous pouvez conserver de masse”, a déclaré Vigna-Gomez. « Pour notre étoile dénudée de dix masses solaires, si l’énergie d’explosion est faible, elle formera un trou noir ; si l’énergie est grande, elle gardera moins de masse et formera une étoile à neutrons.

Ces résultats expliquent non seulement la formation de systèmes binaires d’étoiles à neutrons lourds, comme celui révélé par l’événement d’ondes gravitationnelles GW190425, mais prédisent également la formation de binaires d’étoiles à neutrons et de trous noirs légers, comme celui qui a fusionné dans le cycle gravitationnel de 2020. événement de vague GW200115.

Une autre découverte importante est que la masse du noyau d’hélium de l’étoile dénudée est essentielle pour déterminer la nature de ses interactions avec son compagnon étoile à neutrons et le destin ultime du système binaire. Une étoile à hélium suffisamment massive peut éviter de transférer de la masse sur l’étoile à neutrons. Avec une étoile à hélium moins massive, cependant, le processus de transfert de masse peut transformer l’étoile à neutrons en un pulsar à rotation rapide.

“Lorsque le noyau d’hélium est petit, il se dilate, puis le transfert de masse fait tourner l’étoile à neutrons pour créer un pulsar”, a expliqué Ramirez-Ruiz. « Cependant, les noyaux d’hélium massifs sont plus liés par gravité et ne se dilatent pas, il n’y a donc pas de transfert de masse. Et s’ils ne se transforment pas en pulsar, nous ne les voyons pas.

En d’autres termes, il pourrait bien y avoir une grande population non détectée de binaires d’étoiles à neutrons lourds dans notre galaxie.

“Le transfert de masse sur une étoile à neutrons est un mécanisme efficace pour créer des pulsars à rotation rapide (milliseconde)”, a déclaré Vigna-Gomez. « Éviter cet épisode de transfert de masse, car nous suggérons des indices qu’il existe une population radio-silencieuse de tels systèmes dans le voie Lactée. “

Référence : “Fallback Supernova Assembly of Heavy Binary Neutron Stars and Light Black Hole–Neutron Star Pairs and the Common Stellar Ancestry of GW190425 and GW200115” par Alejandro Vigna-Gómez, Sophie L. Schrøder, Enrico Ramirez-Ruiz, David R. Aguilera- Dena, Aldo Batta, Norbert Langer et Reinhold Willcox, 8 octobre 2021, Lettres de revues astrophysiques.
DOI : 10.3847 / 2041-8213 / ac2903

En plus de Vigna-Gomez et Ramirez-Ruiz, les coauteurs de l’article incluent Sophie Schroder de l’Institut Niels Bohr ; David Aguilera-Dena à l’Université de Crète ; Aldo Batta à l’Institut national d’astrophysique du Mexique ; Norbert Langer à l’Université de Bonn, Allemagne ; et Reinhold Willcox à l’Université Monash, Australie. Ce travail a été soutenu par la Fondation Heising-Simons, la Fondation nationale de recherche danoise et la Fondation nationale des sciences des États-Unis.

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