Les étoiles massives jouent un rôle crucial dans le façonnement de leur environnement : Comment les modèles de simulation s’en sortent-ils ?

Nébuleuse 30 Doradus LMC

Figure 1 : La nébuleuse 30 Doradus, également connue sous le nom de nébuleuse de la Tarentule, dans le Grand Nuage de Magellan (LMC), abrite de nombreuses étoiles massives. Crédit : NASA/ESA

Moins d’un pour cent des étoiles d’une galaxie se forment avec des masses supérieures à dix masses solaires. Malgré leur rareté, on pense que les étoiles massives jouent un rôle crucial dans le façonnement de leur environnement, déterminant finalement l’évolution de l’amas stellaire ou de la galaxie dans laquelle elles se trouvent.

Les simulations d’étoiles massives sont utilisées dans de nombreux domaines de l’astrophysique, qu’il s’agisse de prévoir les taux d’occurrence des ondes gravitationnelles ou d’étudier la formation des étoiles et l’évolution des amas d’étoiles. Cependant, en raison de leur rareté et de leur courte durée de vie, ainsi que de leurs propriétés plus extrêmes, l’évolution des étoiles massives est entachée de nombreuses incertitudes. Ces incertitudes sont aggravées par le fait que la modélisation précise des vies stellaires en trois dimensions est prohibitive en termes de ressources informatiques.

Par conséquent, l’évolution stellaire est modélisée à l’aide de codes unidimensionnels (1D), avec pour seule coordonnée spatiale le rayon ou la masse. Les processus tridimensionnels (3D) tels que la rotation et le mélange sont approximés à l’aide d’analogues 1D, qui donnent généralement de bons résultats pour la plupart des étoiles.

Cependant, dans les enveloppes des étoiles massives (et dans les étoiles de faible masse aux derniers stades de l’évolution), l’utilisation de ces analogues 1D peut conduire à des défis numériques pour les codes d’évolution stellaire. Les pas de temps du calcul deviennent très petits (de l’ordre de quelques jours) et les codes 1D ont du mal à calculer l’évolution ultérieure de l’étoile.

Tableau d'instabilité des paires de masses de trous noirs

Figure 2 : Les masses des trous noirs prédites par différents modèles stellaires massifs peuvent varier d’environ 20 masses solaires. Crédit : OzGrav

Alors que les chercheurs tentent de trouver la solution en utilisant des modèles multidimensionnels, les codes d’évolution stellaire 1D adoptent différentes méthodes pragmatiques pour pousser l’évolution des étoiles au-delà de ces défis numériques. Ces méthodes, ainsi que d’autres paramètres incertains dans l’évolution des étoiles massives, peuvent modifier considérablement les prédictions des modèles stellaires massifs. Pour avoir une idée de la différence entre leurs prédictions, nous avons examiné des modèles d’étoiles massives provenant de cinq ensembles de données différents, chacun calculé à l’aide d’un code 1D différent.

Nous avons constaté que certains aspects de ces prédictions étaient extrêmement sensibles aux hypothèses de modélisation employées par les différents codes. Par exemple, sur la figure 2, les différents ensembles de modèles d’étoiles massives présentent une variation d’environ 20 masses solaires dans leurs prédictions de la masse du black hole formed.

We also found huge differences in the radial evolution of these stellar models and thus the ionizing radiation produced by them. These differences can directly affect binary evolution and the simulations of stellar environments, such as galaxies.

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