Représentation schématique des résultats de fusion d’étoiles à neutrons binaires. Panneaux A et B : deux étoiles à neutrons fusionnent tandis que l’émission d’ondes gravitationnelles les rapproche l’une de l’autre. C : Si la masse résiduelle est au-dessus d’une certaine masse, elle forme immédiatement un trou noir. D : Alternativement, il forme une étoile à neutrons « hypermassive » quasi stable. E : Au fur et à mesure que l’étoile hypermassive tourne vers le bas et se refroidit, elle ne peut pas se soutenir contre l’effondrement gravitationnel et s’effondre dans un trou noir. F, G : Si la masse du reste est suffisamment faible, il survivra plus longtemps, en tant qu’étoile à neutrons « supramassive », supportée contre l’effondrement grâce à un support supplémentaire contre la gravité par rotation, s’effondrant dans un trou noir une fois qu’elle perd ce support. H : Si le reste naît avec une masse suffisamment petite, il survivra indéfiniment en tant qu’étoile à neutrons. Schéma de Sarin & Lasky 2021. Crédit : Carl Knox (Swinburne University)
Le 17 août 2017, LIGO détectée ondes gravitationnelles de la fusion de deux étoiles à neutrons. Cette fusion a rayonné de l’énergie à travers le spectre électromagnétique, une lumière que nous pouvons encore observer aujourd’hui. Les étoiles à neutrons sont des objets incroyablement denses avec des masses plus grandes que notre Soleil confinées à la taille d’une petite ville. Ces conditions extrêmes font que certains considèrent les étoiles à neutrons comme le caviar des objets astrophysiques, permettant aux chercheurs d’étudier la gravité et la matière dans des conditions uniques dans l’Univers.
La découverte capitale de 2017 a relié plusieurs pièces du puzzle sur ce qui se passe pendant et après la fusion. Cependant, une pièce reste insaisissable : que reste-t-il après la fusion ?
Dans un article récent publié dans Relativité Générale et Gravitation, Nikhil Sarin et Paul Lasky, deux chercheurs d’OzGrav de l’Université Monash, passent en revue notre compréhension des conséquences du binaire étoile à neutrons fusions. En particulier, ils examinent les différents résultats et leurs signatures observationnelles.
Le sort d’un reste est dicté par la masse des deux étoiles à neutrons fusionnant et la masse maximale qu’une étoile à neutrons peut supporter avant qu’elle ne s’effondre pour former un trou noir. Ce seuil de masse est actuellement inconnu et dépend du comportement de la matière nucléaire dans ces conditions extrêmes. Si la masse du reste est inférieure à ce seuil de masse, alors le reste est une étoile à neutrons qui vivra indéfiniment, produisant un rayonnement électromagnétique et des ondes gravitationnelles. Cependant, si le résidu est plus massif que le seuil de masse maximum, il y a deux possibilités : si la masse du résidu est jusqu’à 20 % supérieure au seuil de masse maximum, il survit en tant qu’étoile à neutrons pendant des centaines à des milliers de secondes avant de s’effondrer en un trou noir. Les restes plus lourds survivront moins d’une seconde avant de s’effondrer pour former des trous noirs.
Les observations d’autres étoiles à neutrons dans notre Galaxie et plusieurs contraintes sur le comportement de la matière nucléaire suggèrent que le seuil de masse maximale pour une étoile à neutrons pour éviter de s’effondrer dans un trou noir est probablement d’environ 2,3 fois la masse de notre Soleil. S’il est correct, ce seuil implique que de nombreuses fusions d’étoiles à neutrons binaires forment des restes d’étoiles à neutrons plus massifs qui survivent pendant au moins un certain temps. Comprendre comment ces objets se comportent et évoluent fournira une myriade d’informations sur le comportement de la matière nucléaire et l’au-delà des étoiles plus massives que notre Soleil.
Référence : « L’évolution des restes post-fusion d’étoiles à neutrons binaires : une revue » par Nikhil Sarin et Paul D. Lasky, juin 2021, Relativité Générale et Gravitation.
DOI : 10.1007/s10714-021-02831-1
Écrit par le doctorant Nikhil Sarin, Université d’Adélaïde
