Dans une étude récemment publiée, une équipe de chercheurs dirigée par le Centre d'excellence ARC pour la découverte des ondes gravitationnelles (OzGrav) de l'université Monash propose une méthode innovante pour analyser les ondes gravitationnelles issues des fusions d'étoiles à neutrons, où deux étoiles se distinguent par type (plutôt que par masse), selon la vitesse à laquelle ils tournent.

Les étoiles à neutrons sont des objets stellaires extrêmement denses qui se forment lorsque des étoiles géantes explosent et meurent - dans l'explosion, leurs noyaux s'effondrent, et les protons et les électrons se fondent les uns dans les autres pour former une étoile à neutrons restante.

En 2017, la fusion de deux étoiles à neutrons, appelé GW170817, a été observée pour la première fois par les détecteurs d'ondes gravitationnelles LIGO et Virgo. Cette fusion est bien connue car les scientifiques ont également pu voir la lumière produite à partir de celle-ci :rayons gamma de haute énergie, lumière visible, et micro-ondes. Depuis, une moyenne de trois études scientifiques sur GW170817 ont été publiées chaque jour.

En janvier de cette année, les collaborations LIGO et Virgo ont annoncé un deuxième événement de fusion d'étoiles à neutrons appelé GW190425. Bien qu'aucune lumière n'ait été détectée, cet événement est particulièrement intrigant car les deux étoiles à neutrons fusionnant sont nettement plus lourdes que GW170817, ainsi que les étoiles à neutrons doubles précédemment connues dans la Voie lactée.

Les scientifiques utilisent des signaux d'ondes gravitationnelles - des ondulations dans le tissu de l'espace et du temps - pour détecter des paires d'étoiles à neutrons et mesurer leurs masses. L'étoile à neutrons la plus lourde de la paire est appelée « primaire » ; le plus léger est "secondaire".

Le schéma d'étiquetage lent recyclé d'un système d'étoiles à neutrons binaires

Un système d'étoiles à neutrons binaires commence généralement par deux étoiles ordinaires, chacun environ dix à vingt fois plus massif que le Soleil. Lorsque ces étoiles massives vieillissent et manquent de « carburant », leurs vies se terminent par des explosions de supernova qui laissent des restes compacts, ou étoiles à neutrons. Chaque étoile à neutrons restante pèse environ 1,4 fois la masse du Soleil, mais a un diamètre de seulement 25 kilomètres.

La première étoile à neutrons passe généralement par un processus de « recyclage » :elle accumule la matière de son étoile appariée et commence à tourner plus vite. La seconde étoile à neutrons n'accumule pas de matière; sa vitesse d'essorage ralentit également rapidement. Au moment où les deux étoiles à neutrons fusionnent, des millions voire des milliards d'années plus tard, il est prévu que la recyclé l'étoile à neutrons peut encore tourner rapidement, alors que l'autre étoile à neutrons non recyclée tournera probablement lentement .

Un autre moyen par lequel un système d'étoiles à neutrons binaires pourrait se former est le changement continu d'interactions dans des amas stellaires denses. Dans ce scénario, deux étoiles à neutrons indépendantes, seuls ou dans d'autres systèmes stellaires distincts, rencontrer, s'associent et finissent par fusionner comme un couple heureux en raison de leurs ondes gravitationnelles. Cependant, la modélisation actuelle des amas stellaires suggère que ce scénario est inefficace pour fusionner les étoiles à neutrons.

Le chercheur postdoctoral d'OzGrav et auteur principal de l'étude, Xingjiang Zhu, déclare :« La motivation pour proposer le schéma d'étiquetage lent recyclé d'un système d'étoiles à neutrons binaires est double. D'abord, c'est une caractéristique générique attendue pour les fusions d'étoiles à neutrons. Seconde, il pourrait être inadéquat d'étiqueter deux étoiles à neutrons comme primaires et secondaires car elles sont plus susceptibles d'avoir des masses similaires et il est difficile de dire laquelle est la plus lourde."

La récente étude OzGrav jette un nouveau regard sur les GW170817 et GW190425 en adoptant le schéma de recyclage lent. Il a été constaté que l'étoile à neutrons recyclée dans GW170817 ne tourne que légèrement ou même lentement, alors que celui de GW190425 tourne rapidement, éventuellement une fois toutes les 15 millisecondes. Il a également été découvert que les deux événements de fusion contiennent probablement deux étoiles à neutrons de masse presque égale. Comme il y a peu ou pas de preuve de rotation dans GW170817, et les étoiles à neutrons ralentissent avec le temps, les chercheurs en ont déduit que le binaire a probablement mis des milliards d'années à fusionner. Cela concorde bien avec les observations de sa galaxie hôte, appelé NGC 4993, où se trouvent peu d'activités de formation d'étoiles au cours des derniers milliards d'années.

L'enquêteur associé et collaborateur d'OzGrav, Gregory Ashton, a déclaré :« Notre cadre astrophysique proposé nous permettra de répondre à des questions importantes sur l'Univers, comme y a-t-il différents mécanismes d'explosion de supernova dans la formation d'étoiles à neutrons binaires ? Et dans quelle mesure les interactions à l'intérieur des amas d'étoiles denses contribuent-elles à former des fusions d'étoiles à neutrons ?"

Les détecteurs LIGO/Virgo ont terminé leur troisième période d'observation conjointe (O3) plus tôt cette année et effectuent actuellement une maintenance et des mises à niveau programmées. Lorsque la quatrième manche (O4) démarre en 2021, les scientifiques s'attendront volontiers à davantage de découvertes de fusions d'étoiles à neutrons. La perspective sera encore plus brillante lorsque le détecteur souterrain japonais KAGRA et le détecteur LIGO-India rejoindront le réseau mondial au cours des prochaines années.

« Nous sommes dans un âge d'or de l'étude des étoiles à neutrons binaires avec des détecteurs d'ondes gravitationnelles hautement sensibles qui apporteront des dizaines de découvertes au cours des prochaines années, " ajoute Zhu.