Diagramme schématique du chemin de formation du trou noir binaire pour GW170729. Une étoile de moins de 80 masses solaires évolue et se développe en une supernova à effondrement de cœur. L'étoile ne connaît pas d'instabilité de paire, il n'y a donc pas d'éjection de masse significative par pulsation. Une fois que l'étoile a formé un noyau de fer massif, il s'effondre par sa propre gravité et forme un trou noir d'une masse inférieure à 38 masses solaires. Une étoile entre 80 et 140 masses solaires évolue et se développe en une supernova à instabilité de paires pulsatoires. Une fois que l'étoile a formé un noyau massif de carbone-oxygène, le cœur subit une création catastrophique de paires électron-positon. Cela excite de fortes pulsations et une éjection partielle des matériaux stellaires. Les matériaux éjectés forment la matière circumstellaire entourant l'étoile. Après ça, l'étoile continue d'évoluer et forme un noyau de fer massif, qui s'effondre d'une manière similaire à la supernova ordinaire avec effondrement du cœur, mais avec une masse finale de trou noir plus élevée entre 38 et 52 masses solaires. Ces deux chemins pourraient expliquer l'origine des masses de trous noirs binaires détectées de l'événement d'onde gravitationnelle GW170729. Crédit :Shing-Chi Leung et al./Kavli IPMU
Grâce à des simulations d'une étoile mourante, une équipe de chercheurs en physique théorique a trouvé l'origine évolutive et la masse maximale des trous noirs qui sont découverts par la détection des ondes gravitationnelles.
La détection passionnante des ondes gravitationnelles avec LIGO (laser interferometer gravitational-wave observatory) et VIRGO (Virgo interferometric gravitational-wave antenna) a montré la présence de trous noirs fusionnant dans des systèmes binaires proches.
Les masses des trous noirs observés avant la fusion ont été mesurées et se sont avérées avoir une masse beaucoup plus grande que prévu d'environ 10 fois la masse du Soleil (masse solaire). Dans un tel événement, GW170729, la masse observée d'un trou noir avant sa fusion est en réalité aussi grande qu'environ 50 masses solaires. Mais on ne sait pas quelles étoiles peuvent former un trou noir aussi massif, ou quelle est la taille maximale des trous noirs observés par les détecteurs d'ondes gravitationnelles.
Pour répondre à cette question, une équipe de recherche au Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU) composée du chercheur du projet Shing-Chi Leung (actuellement au California Institute of Technology), Scientifique principal Ken'ichi Nomoto, et le chercheur principal invité Sergei Blinnikov (professeur à l'Institut de physique théorique et expérimentale de Mosow) ont étudié l'étape finale de l'évolution d'étoiles très massives, en particulier 80 à 130 étoiles de masse solaire dans des systèmes binaires proches.
Processus évolutif de supernova à instabilité de paires pulsatoires. Crédit :Shing-Chi Leung et al.
Dans les systèmes binaires proches, au départ 80 à 130 étoiles de masse solaire perdent leur enveloppe riche en hydrogène et deviennent des étoiles à hélium de 40 à 65 masses solaires. Lorsque les étoiles de la masse solaire initiale forment des noyaux riches en oxygène, les étoiles subissent une pulsation dynamique parce que la température à l'intérieur de l'étoile devient suffisamment élevée pour que les photons soient convertis en paires électron-positon. Une telle «création de paires» rend le noyau instable et accélère la contraction jusqu'à l'effondrement.
Dans l'étoile surcomprimée, l'oxygène brûle de manière explosive. Cela déclenche un effondrement puis une expansion rapide de l'étoile. Une partie de la couche externe stellaire est éjectée, tandis que la partie intérieure se refroidit et s'effondre à nouveau. La pulsation (effondrement et expansion) se répète jusqu'à épuisement de l'oxygène. This process is called pulsational pair-instability (PPI). The star forms an iron core and finally collapses into a black hole, which would trigger the supernova explosion, known as PPI-supernova (PPISN).
By calculating several such pulsations and associated mass ejections until the star collapses to form a black hole, the team found that the maximum mass of the black hole formed from pulsational pair-instability supernova is 52 solar masses.
The red line shows the time evolution of the temperature and density at the center of the initially 120 solar mass star (PPISN:pulsational pair-instability supernova). The arrows show the direction of time. The star pulsates (i.e., contraction and expansion twice) by making bounces at #1 and #2 and finally collapses along a line similar to that of a 25 solar mass star (thin blue line:CCSN (core-collapse supernova)). The thick blue line shows the contraction and final expansion of the 200 solar mass star which is disrupted completely with no black hole left behind (PISN:pair-instability supernova). Top left area enclosed by the black solid line is the region where a star is dynamically unstable. Credit:Shing-Chi Leung et al.
The red line (that connects the red simulation points) shows the mass of the black hole left after the pulsational pair-instability supernova (PPISN) against the initial stellar mass. The red and black dashed lines show the mass of the helium core left in the binary system. The red line is lower than the dashed line because some amount of mass is lost from the core by pulsational mass loss. (Pair-instability supernova, PISN, explodes completely with no remnant left.) The peak of the red line gives the maximum mass, 52 solar mass, of the black hole to be observed by gravitational waves. Credit:Shing-Chi Leung et al.
The masses of a pair of the black holes (indicated by the same color) whose merging produced gravitational waves (GW) detected by advanced LIGO and VIRGO (merger event names GW150914 to GW170823 indicate year-month-day). The box enclosed by 38 - 52 solar mass is the remnant mass range produced by PPISNe. Black hole masses falling inside this box must have an origin of PPISN before collapse. Below 38 solar mass is the black hole formed by a massive star undergoing CCSN. In addition to GW170729, GW170823 is a candidate of a PPISN in the lower mass limit side. Credit:Shing-Chi Leung et al.
Stars initially more massive than 130 solar masses (which form helium stars more massive than 65 solar masses) undergo the pair instability supernova process due to explosive oxygen burning, which disrupts the star completely with no black hole remnant. Stars above 300 solar masses collapse and may form a black hole more massive than about 150 solar masses.
The above results predict that there exists a 'mass-gap' in the black hole mass between 52 and about 150 solar masses. The results mean that the 50 solar mass black hole in GW170729 is most likely a remnant of a pulsational pair-instability supernova.
The result also predicts that a massive circumstellar medium is formed by the pulsational mass loss, so that the supernova explosion associated with the black hole formation will induce collision of the ejected material with the circumstellar matter to become super-luminous supernovae. Future gravitational wave signals will provide a base upon which their theoretical prediction will be tested.
