Aux derniers stades de la formation d'étoiles à neutrons binaires, l'étoile géante se dilate et engloutit l'étoile à neutrons compagnon dans une étape appelée évolution de l'enveloppe commune (a). L'éjection de l'enveloppe laisse l'étoile à neutrons sur une orbite rapprochée avec une étoile à enveloppe dénudée. L'évolution du système dépend du rapport de masse. Les étoiles dépouillées moins massives subissent une phase de transfert de masse supplémentaire qui dépouille davantage l'étoile et recycle le compagnon pulsar, menant à des systèmes tels que les étoiles à neutrons binaires observées dans la Voie lactée et GW170817 (b). Les étoiles dépouillées plus massives ne s'étendent pas autant, évitant ainsi un décapage supplémentaire et un recyclage compagnon, conduisant à des systèmes tels que GW190425 (c). Finalement, des étoiles dépouillées encore plus massives conduiront à des binaires d'étoiles à neutrons de trou noir telles que GW200115 (d). Crédit :Vigna-Gomez et al.
Une nouvelle étude montrant comment l'explosion d'une étoile massive dénudée dans une supernova peut conduire à la formation d'une étoile à neutrons lourde ou d'un trou noir léger résout l'une des énigmes les plus difficiles à émerger de la détection des fusions d'étoiles à neutrons par l'onde gravitationnelle observatoires LIGO et Virgo.
La première détection d'ondes gravitationnelles par le Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) en 2017 était une fusion d'étoiles à neutrons qui était largement conforme aux attentes des astrophysiciens. Mais la deuxième détection, en 2019, était une fusion de deux étoiles à neutrons dont la masse combinée était étonnamment grande.
"C'était tellement choquant que nous avons dû commencer à réfléchir à la façon de créer une étoile à neutrons lourde sans en faire un pulsar, " a déclaré Enrico Ramirez-Ruiz, professeur d'astronomie et d'astrophysique à l'UC Santa Cruz.
Les objets astrophysiques compacts comme les étoiles à neutrons et les trous noirs sont difficiles à étudier car lorsqu'ils sont stables, ils ont tendance à être invisibles, n'émettant aucun rayonnement détectable. "Cela signifie que nous sommes biaisés dans ce que nous pouvons observer, " expliqua Ramirez-Ruiz. " Nous avons détecté des binaires d'étoiles à neutrons dans notre galaxie alors que l'un d'eux est un pulsar, et les masses de ces pulsars sont presque toutes identiques - nous ne voyons aucune étoile à neutrons lourdes."
La détection par LIGO d'une fusion d'étoiles à neutrons lourds à un rythme similaire à celui du système binaire plus léger implique que les paires d'étoiles à neutrons lourds devraient être relativement courantes. Alors pourquoi n'apparaissent-ils pas dans la population de pulsar ?
Dans la nouvelle étude, Ramirez-Ruiz et ses collègues se sont concentrés sur les supernovae d'étoiles dénudées dans des systèmes binaires qui peuvent former des "objets doubles compacts" constitués soit de deux étoiles à neutrons, soit d'une étoile à neutrons et d'un trou noir. Une étoile dépouillé, aussi appelée étoile à hélium, est une étoile dont l'enveloppe d'hydrogène a été supprimée par ses interactions avec une étoile compagne.
L'étude, publié le 8 octobre dans Lettres de revues astrophysiques , était dirigé par Alejandro Vigna-Gomez, astrophysicien à l'Institut Niels Bohr de l'Université de Copenhague, où Ramirez-Ruiz est titulaire d'une chaire Niels Bohr.
"Nous avons utilisé des modèles stellaires détaillés pour suivre l'évolution d'une étoile dénudée jusqu'au moment où elle explose en supernova, " dit Vigna-Gomez. " Une fois que nous aurons atteint le temps de la supernova, nous faisons une étude hydrodynamique, où nous sommes intéressés à suivre l'évolution du gaz qui explose."
L'étoile dépouillé, dans un système binaire avec une étoile à neutrons compagnon, commence dix fois plus massive que notre soleil, mais si dense qu'il est plus petit que le soleil en diamètre. La dernière étape de son évolution est une supernova à effondrement du cœur, qui laisse soit une étoile à neutrons, soit un trou noir, en fonction de la masse finale du noyau.
Les résultats de l'équipe ont montré que lorsque l'étoile massive dénudée explose, certaines de ses couches externes sont rapidement éjectées du système binaire. Certaines des couches internes, cependant, ne sont pas éjectés et finissent par retomber sur l'objet compact nouvellement formé.
"La quantité de matière accumulée dépend de l'énergie de l'explosion - plus l'énergie est élevée, moins vous pouvez garder de masse, " dit Vigna-Gomez. " Pour notre étoile dépouillé de dix masses solaires, si l'énergie d'explosion est faible, il formera un trou noir; si l'énergie est grande, il gardera moins de masse et formera une étoile à neutrons."
Ces résultats expliquent non seulement la formation de systèmes binaires d'étoiles à neutrons lourds, comme celle révélée par l'événement d'onde gravitationnelle GW190425, mais aussi prédire la formation de binaires d'étoiles à neutrons et de trous noirs légers, comme celui qui a fusionné dans l'événement d'onde gravitationnelle de 2020 GW200115.
Une autre découverte importante est que la masse du noyau d'hélium de l'étoile dénudée est essentielle pour déterminer la nature de ses interactions avec son compagnon étoile à neutrons et le destin ultime du système binaire. Une étoile à hélium suffisamment massive peut éviter de transférer de la masse sur l'étoile à neutrons. Avec une étoile à hélium moins massive, cependant, le processus de transfert de masse peut transformer l'étoile à neutrons en un pulsar à rotation rapide.
"Quand le noyau d'hélium est petit, il s'élargit, puis le transfert de masse fait tourner l'étoile à neutrons pour créer un pulsar, " expliqua Ramirez-Ruiz. " Des noyaux d'hélium massifs, cependant, sont plus liés gravitationnellement et ne s'étendent pas, il n'y a donc pas de transfert de masse. Et s'ils ne se transforment pas en pulsar, on ne les voit pas."
En d'autres termes, il pourrait bien y avoir une grande population non détectée de binaires d'étoiles à neutrons lourds dans notre galaxie.
"Le transfert de masse sur une étoile à neutrons est un mécanisme efficace pour créer des pulsars à rotation rapide (milliseconde), " a déclaré Vigna-Gomez. " Éviter cet épisode de transfert de masse, car nous suggérons des indices qu'il existe une population radio-silencieuse de tels systèmes dans la Voie lactée. "
