Faire la distinction entre la formation d'un trou noir et d'une étoile à neutrons résiduelle
Aux alentours de 260 à 300 masses solaires, on sait qu'une étoile en fin de vie forme un trou noir. En deçà de cette limite, les choses sont moins prévisibles. De 8 à 140 masses solaires, l'effondrement du cœur conduit à une étoile à neutrons, mais éventuellement à un trou noir. La difficulté est de déterminer la zone de transition où la formation d'un trou noir devient plus probable que celle d'une étoile à neutrons. « Nous avons tenté de mieux comprendre les étapes finales de l'évolution d'une étoile », déclare Friedrich Thielemann, professeur émérite de physique théorique à l'université de Bâle en Suisse. « Nous savons que les étoiles de faible masse finissent en naines blanches. Nous savons qu'au-dessus de 8 masses solaires, un effondrement final survient après la formation d'un cœur de fer. Ce qui reste inconnu est la zone de transition entre une supernova d'effondrement (qui laisse une étoile résiduelle à neutrons) et la formation d'un trou noir. Les récentes observations d'ondes gravitationnelles par LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) ont montré l'existence de trous noirs d'environ 30 masses solaires, et même moins ». Pour ses travaux, le professeur Thielemann a fait appel à des domaines comme la physique nucléaire loin des domaines de stabilité, l'équation d'état d'objets denses, la magnétohydrodynamique 3D avec transport de neutrinos, et des méthodes numériques. Durant la première année du projet, le professeur a développé les équations d'état et les réactions sur l'ensemble du tableau nucléaire. Son équipe a : rendu publique une approximation de source de diffusion isotrope (IDSA) pour le transport pluridimensionnel de neutrinos; publié une comparaison détaillée des simulations magnétohydrodynamiques de l'effondrement du cœur; effectué des prévisions des nucléosynthèses pour des fusions de magnétars, collapsars et étoiles à neutrons, afin de comprendre l'évolution dans le temps des éléments les plus lourds générés pendant la vie des galaxies. Enfin les chercheurs se sont attaqués à la partie la plus difficile, avec les simulations de la production d'éléments du groupe du fer et de masse intermédiaire, par les collapsars, hypernovas et sursauts gamma : « Nous avons pu simuler l'effondrement pour une large plage de masses stellaires, et constaté une transition (douce) vers la formation de trous noirs en dessous de 25 masses solaires, mais avec une forte dépendance envers la compacité du géniteur stellaire », explique le professeur Thielemann. « La formation d'un trou noir reste possible en dessous de 25 masses solaires, tout comme une supernova est possible au-dessus de cette masse. » Grâce à des simulations en plusieurs dimensions, les chercheurs ont éclairci certains aspects de la formation des trous noirs, et réussi à prévoir les émissions d'ondes gravitationnelles. Ils ont pu déterminer le type d'explosion projetant la matière générée et sa composition, et comment ceci peut expliquer l'évolution des éléments chimiques durant la vie d'une galaxie. « Nous avons aussi découvert une autre voie importante de formation des trous noirs, lors de la fusion de deux étoiles à neutrons résultant de supernovas, ce qui éjecte une grande quantité d'éléments très lourds avant la formation du trou noir », se réjouit le professeur Thielemann. Grâce aux travaux du projet FISH (FaInt Supernovae and Hypernovae: Mechanism and Nucleosynthesis), les scientifiques comprennent mieux l'évolution de l'abondance des éléments pendant la vie d'une galaxie, et peuvent déterminer quelles explosions ont créé quels éléments, ainsi que l'évolution de leur production avec le temps. Depuis la fin du projet en décembre 2016, l'équipe poursuit un travail approfondi sur de possibles fusions d'étoiles à neutrons observées très récemment par LIGO et VIRGO, également visibles dans le proche infrarouge par de courtes bouffées gamma.
Mots‑clés
FISH, trou noir, étoile à neutrons, étoile massive, évolution des étoiles, supernova, LIGO, ondes gravitationnelles, effondrement d'étoile
