Plus tôt cette année, une équipe internationale de scientifiques a annoncé la deuxième détection d'un signal d'ondes gravitationnelles provenant de la collision de deux étoiles à neutrons. L'événement, appelé GW190425, est déroutant :la masse combinée des deux étoiles à neutrons est supérieure à celle de tout autre système d'étoiles à neutrons binaires observé. La masse combinée est 3,4 fois la masse de notre soleil.

Une étoile à neutrons binaire aussi massive n'a jamais été vue dans notre galaxie, et les scientifiques ont été mystifiés par la façon dont il aurait pu se former – jusqu'à maintenant. Une équipe d'astrophysiciens du Centre d'excellence de l'ARC pour la découverte des ondes gravitationnelles (OzGrav) pense avoir la réponse.

Les étoiles à neutrons binaires émettent des ondes gravitationnelles - des ondulations dans l'espace-temps - lorsqu'elles sont en orbite, et les scientifiques peuvent détecter ces ondes lorsque les étoiles à neutrons fusionnent. Les ondes gravitationnelles contiennent des informations sur les étoiles à neutrons, y compris leurs masses.

Les ondes gravitationnelles de l'événement cosmique GW190425 parlent d'un binaire d'étoiles à neutrons plus massif que n'importe quel binaire d'étoiles à neutrons précédemment observé, soit par l'astronomie par ondes radio ou par ondes gravitationnelles. Une étude récente dirigée par OzGrav Ph.D. L'étudiante Isobel Romero-Shaw de l'Université Monash propose un canal de formation qui explique à la fois la masse élevée de ce binaire et le fait que des systèmes similaires ne sont pas observés avec les techniques traditionnelles de radioastronomie.

Romero-Shaw dit, "Nous proposons que GW190425 soit formé par un processus appelé 'transfert de masse BB cas instable, " une procédure qui a été définie à l'origine en 1981. Elle commence avec une étoile à neutrons qui a un partenaire stellaire :une étoile à hélium (He) avec un noyau carbone-oxygène (CO). Si la partie hélium de l'étoile s'étend suffisamment pour engloutir l'étoile à neutrons, ce nuage d'hélium finit par rapprocher le binaire avant qu'il ne se dissipe. Le noyau carbone-oxygène de l'étoile explose alors en une supernova et s'effondre en une étoile à neutrons."

Les étoiles à neutrons binaires qui se forment de cette manière peuvent être nettement plus massives que celles observées par ondes radio. Ils fusionnent également très rapidement après l'explosion de la supernova, les rendant peu susceptibles d'être capturés dans les relevés de radioastronomie.

"Notre étude souligne que le processus de transfert de masse instable du cas BB pourrait être la façon dont le système d'étoiles massives s'est formé, " dit Romero-Shaw.

Les chercheurs d'OzGrav ont également utilisé une technique récemment mise au point pour mesurer la excentricité du binaire - de combien la forme orbitale du système stellaire dévie d'un cercle. Leurs résultats sont cohérents avec le transfert de masse instable du cas BB.

Les détecteurs d'ondes gravitationnelles au sol actuels ne sont pas assez sensibles pour précisément mesurer l'excentricité; cependant, futurs détecteurs, comme le détecteur spatial LISA, dont le lancement est prévu en 2034—permettra aux scientifiques de tirer des conclusions plus précises.