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Quand un trou noir rencontre une toile neutrons

 

 

 

 

 

 

 

Quand un trou noir rencontre une étoile à neutrons

29.06.2021, par Yaroslav Pigenet
Mis à jour le 07.07.2021

Fin juin, les observatoires Ligo-Virgo ont annoncé les toutes premières observations de la coalescence entre un trou noir et une étoile à neutrons. Ces découvertes ouvrent la voie à une meilleure compréhension de la formation et de l’évolution de ces corps compacts.

Cinq ans après leur toute première détection d’une coalescence entre deux trous noirs, les observatoires d’ondes gravitationnelle Ligo et Virgo annoncent avoir observé pour la première fois des fusions d’un trou noir et d’une étoile à neutrons. Prédits par la théorie, ces types particuliers de systèmes binaires compacts mixtes – composés d’une étoile à neutrons et d’un trou noir – n’avaient jusqu’ici jamais été observés. « Jusqu’ici nous n’avions observé que des paires de trous noirs ou des paires d’étoiles à neutrons par l’intermédiaire d’ondes électromagnétiques ou gravitationnelles, explique Astrid Lamberts, chercheuse au CNRS au laboratoire J.-L. Lagrange1 et membre de la collaboration Virgo au sein de l’Observatoire de la Côte d’Azur de Nice. La paire entre trou noir et étoile à neutrons restait le couple manquant. » L’étude de ces systèmes binaires mixtes devrait permettre aux astrophysiciens de mieux comprendre et modéliser leur prévalence, leurs origines et leur évolution.

Dix-huit mois pour une double découverte
Le 5 janvier 2020, alors que le monde entrait à peine dans une pandémie qu’il n’avait pas encore nommée, les observatoires Advanced Virgo en Italie et Advanced Ligo de Livingston (États-Unis) enregistraient simultanément le signal d’une onde gravitationnelle produite par les derniers instants d’une collision entre deux corps compacts. Dix jours plus tard, les deux détecteurs américains et Advanced Virgo captaient le signal émis par un cataclysme distinct mais de même type. Après dix-huit mois, dont plusieurs mois d’analyses et de modélisations menées conjointement par les chercheurs des collaborations Ligo aux États-Unis, Virgo en Europe et Kagra au Japon, ces deux événements, baptisés GW200105 et GW200115, se sont révélés être la toute première observation de la coalescence d’un trou noir et d’une étoile à neutrons.
 
En effet il faut savoir que l’astronomie gravitationnelle nécessite un long et complexe processus de filtrage et de modélisation des signaux bruts captés par les détecteurs afin d’en extraire une information exploitable. Ces analyses, qui s’appuient notamment sur les équations de la relativité générale, ont ainsi montré que GW200105 était issu de la collision de deux corps compacts pesant, respectivement, 8,9 et 1,9 masses solaires. Quant à GW200115, il signe la coalescence entre deux corps de 5,7 et 1,5 masses solaires. Les deux événements se sont déroulés il y a entre 800 millions et un milliard d’années, une époque où la Terre, sur laquelle on ne trouvait encore ni animal ni plante, s’apprêtait à devenir une immense boule de neige. Mais surtout, pour chacun de ces deux événements, le corps le plus lourd de la paire correspond bien à la masse attendue d’un trou noir tandis que la masse du plus léger rentre dans l’intervalle attendu pour les étoiles à neutrons. Ces données indiquent que ce que l’on a observé en janvier 2020 a vraisemblablement pour origine des paires mixtes trou noir/étoile à neutrons.

En attendant la lumière
Deux autres signaux gravitationnels captés en 2019 (GW190814 et GW190426) étaient déjà suspectés d’être issus de collisions mixtes ; toutefois, dans le cas de GW190426, le résultat des analyses n’atteignait pas un niveau de significativité statistique suffisant pour être qualifié de « découverte » ; quant aux sources supposées de GW190814, la masse estimée du corps le plus léger de la paire faisait qu’il pouvait aussi bien être un petit trou noir qu’une grosse étoile à neutrons.
« En analysant la forme de l’onde gravitationnelle, on peut mesurer les masses des deux objets qui ont fusionné. Or, pour ces deux évènements, la masse de l’objet plus léger est dans l’intervalle des masses des étoiles à neutrons déjà détectées et elle est aussi compatible avec les modèles d’évolution de ces systèmes mixtes, explique Matteo Barsuglia, directeur de recherche au CNRS au laboratoire Astroparticule et cosmologie2 et responsable pour la France de la collaboration Virgo. La détection, dans la forme de l’onde gravitationnelle, d'une trace issue de la déformation de l’objet plus léger ou bien de la dislocation de celui-ci, aurait pu constituer une preuve ultérieure et directe qu'il s'agit bien d’une étoile à neutrons. Mais cette trace n’a pas été détectée, ce qui est tout à fait normal pour GW200105 et GW200115, compte tenu de la sensibilité des détecteurs, de la distance des astres et du rapport de leurs masses. Quand nos interféromètres auront gagné suffisamment de sensibilité, dans les campagnes d’observations futures, nous espérons pouvoir détecter ces “effets de marée”, qui n’affectent que les étoiles à neutrons. Des effets de marée dont l’analyse permettra aussi en plus de mieux comprendre la structure interne des étoiles à neutrons. »



On aurait pu, par ailleurs, avoir une confirmation supplémentaire de cette double découverte via un tout autre type d’instruments. En effet, à la différence des paires de trous noirs – qui n’émettent rien dans le spectre électromagnétique –, les systèmes mixtes peuvent émettre des signaux potentiellement visibles par nos télescopes classiques, comme ce fut le cas pour l’événement GW170817 dont la source était la collision de deux étoiles à neutrons. Toutefois, outre leur grande distance, la direction des sources de GW200105 et  GW200115 n’a pas pu être établie avec suffisamment de précision pour avoir un pointage efficace des télescopes, et aucune lumière a été détectée à la suite de ces évènements. Une autre raison possible de l’absence de lumière est la différence des masses entre l’étoile à neutrons et le trou noir : le trou noir pourrait avoir « avalé » rapidement l’étoile à neutrons avant sa destruction, empêchant ainsi l’émission de lumière.

Deux scénarios de formation
Les trois types possibles de systèmes binaires compacts ayant été désormais observés, les scientifiques vont maintenant s’efforcer de comprendre leurs propriétés. « En fait, cette découverte va permettre d’approfondir la connaissance que nous avons des phénomènes les plus extrêmes de l’Univers ainsi que nous aider à mieux comprendre les mécanismes qui les ont générés », précise Astrid Lamberts.
Les astrophysiciens disposent ainsi de deux grands scénarios décrivant la formation des paires trou noir/étoile à neutrons. Le premier, appelé évolution binaire isolée, postule que le couple a d’abord été une étoile double dont l’une a fini par évoluer en trou noir, l’autre en étoile à neutrons. Le second, appelé interaction dynamique, implique une formation tardive de la paire, de deux corps jusque-là indépendants que l’interaction gravitationnelle a mis en orbite mutuelle suite à une rencontre fortuite. Pour trancher entre ces deux scenarios, l’analyse des ondes gravitationnelles donne accès à une autre information cruciale : le sens de rotation des trous noirs (spin). Dans le cas d’une évolution binaire on s’attend ainsi à ce que le trou noir ait un spin aligné avec l’orbite de son binôme. Tandis que dans le cas d’une interaction dynamique, les deux orientations sont indépendantes.


LIGO Virgo Frank Elavsky, Aaron Geller, Northwestern University
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Le signal correspondant à GW200105 n’a pas permis de trancher entre les deux scénarios. En revanche, pour l’événement GW200115, les données analysées indiquent que si le trou noir tournait sur lui-même dans le sens des aiguilles d’une montre, l’étoile à neutrons orbitait autour du trou noir en sens inverse. Ce qui constitue un indice que ce système s’est formé lorsque le trou noir a « capturé » gravitationnellement l’étoile à neutrons.

Nouvelles perspectives
De futures observations permettront de déterminer plus précisément la fréquence de formation de tels systèmes binaires, ce qui permettra ainsi d’établir quels sont les scénarios de formation les plus probables. En se basant sur les deux détections actuelles, on peut estimer que 5 à 15 systèmes binaires de ce type se forment chaque année dans un rayon d’un milliard d’années-lumière ; une fourchette qui ne permet pas pour l’instant de trancher entre les deux scénarios.
« Le dernier cycle d’observation qui s’est achevé en mars 2020 nous a déjà permis de découvrir de nouveaux types de sources, comme celle que nous venons d’annoncer, mais aussi d’établir un deuxième catalogue de sources d’ondes gravitationnelles, avec 39 sources auxquelles s’ajoutent les 11 sources détectées dans les campagnes précédentes, précise Matteo Barsuglia, et l’analyse de la deuxième partie de la campagne n’est pas terminée. Le prochain cycle doit débuter mi 2022 avec des interféromètres encore plus sensibles : on s’attend alors à détecter des centaines d’événements. Ce qui va constituer un vrai changement de perspective. Bien sûr, nous espérons détecter de nouveaux types de sources, mais nous ferons surtout plus d’études globales et statistiques sur les populations des sources, ce qui permettra entre autres d’affiner notre connaissance des scénarios de formation, de certains aspects de l’évolution stellaire mais aussi de faire de la cosmologie et des tests poussés de la relativité générale. » ♦

À lire sur notre site
Les premiers pas de l'astronomie gravitationnelle
Quand la Terre était une boule de neige
Étoiles à neutrons : une fusion qui vaut de l’or

 

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LE SOLEIL

 


 

 

 

 

 

Le Soleil

Publié le 7 juin 2017

 
Le Soleil est l’une des cent milliards d’étoiles de notre galaxie. C’est l’étoile la plus proche de la Terre – située à quelque cent cinquante millions de kilomètres – et donc la mieux observée. Mais comment l’observe-t-on et de quoi est-elle constituée ?

NATURE ET SOURCE D’ÉNERGIE DU SOLEIL

Le Soleil est une grosse boule de gaz chaud tournant sur elle-même en 28 jours environ. Comme toutes les étoiles, le Soleil brille car il produit de l’énergie. C’est un gigantesque réacteur nucléaire. En son cœur, la température est de 15 millions de degrés. A cette température ont lieu des réactions de fusion au cours desquelles, l’hydrogène est transformé en hélium en libérant de l’énergie. Cette transformation se fait progressivement et lorsque le Soleil aura épuisé tout son hydrogène, la température en son centre augmentera encore jusqu’à déclencher la fusion de l’hélium en carbone. Mais la capacité de fusion nucléaire dont dispose le Soleil est limitée et n'excèdera pas dix milliards d’années environ au total.

    

AGE ET COMPOSITION DU SOLEIL
On suppose que le Soleil et tous les corps du système solaire sont nés quasiment en même temps. Or l’âge des plus vieilles roches terrestres, lunaires et météoriques a pu être estimé aux alentours de 4,6 milliards d’années. C’est donc aussi l’âge du Soleil qui est ainsi à la moitié de sa vie.
Les proportions relatives des divers éléments chimiques du Soleil et du système solaire sont connues grâce à deux sources principales :
*         L’analyse de la lumière émise par la surface du Soleil, la photosphère. Cette lumière est  la lumière visible, mais aussi les rayonnements non visibles à l’œil nu (les ondes radio, l’infrarouge, l’ultraviolet, les rayons X et gamma). Tous ces rayonnements forment le spectre du Soleil. Dans le spectre solaire, la trace des différents éléments chimiques est visible sous forme de bandes sombres, les raies d’absorption, qui permettent d’identifier chaque élément.
*        
*         L’analyse en laboratoire des météorites tombées sur Terre permet aussi de déterminer la composition chimique de la matière qui constitue le système solaire.



STRUCTURE DU SOLEIL
La surface du Soleil présente des taches sombres et des éruptions qui sont le signe d’une activité interne, turbulente et chaotique. On estime que les couches les plus externes du Soleil, soit les derniers 30% de son rayon, sont animées en permanence de mouvements convectifs qui transportent la matière vers la surface. On ne peut pas observer directement l’intérieur du Soleil. Pour comprendre la dynamique turbulente et l’activité magnétique du Soleil il est nécessaire de disposer d’un « modèle physique » complet, représentant sa composition interne, sa dynamique et son atmosphère.


HÉLIOSISMOLOGIE ET MODÉLISATION 3D : DES TECHNIQUES
POUR SONDER LE SOLEIL

Notre compréhension du Soleil a connu des progrès considérables au cours des trente dernières années. Il est à présent possible de sonder l’intérieur de l’astre grâce à l’héliosismologie, l’étude des vibrations solaires. Les mouvements internes du Soleil font « vibrer » le Soleil comme un tambour et créent des ondes acoustiques qui se propagent jusqu’à différentes profondeurs dans le Soleil. L’étude de ces ondes a permis de valider et d’améliorer les modèles de l’intérieur solaire en déterminant notamment la densité et la vitesse de rotation interne de l’étoile.

Le progrès des supercalculateurs a également permis le développement de codes de calculs les plus réalistes possibles, aptes à décrire la magnétohydrodynamique, c’est à dire les mouvements de la matière dans un champ magnétique à l’intérieur des étoiles, dont le Soleil. Ces simulations numériques sur ordinateurs permettent de reproduire actuellement l’amplitude des ondes qui parcourent le Soleil du cœur jusqu’à sa surface mais également de comprendre certains phénomènes, tels que la turbulence, la convection, les effets thermiques, radiatifs et visqueux ou encore la rotation différentielle (entre les pôles et l'équateur). Récemment, les chercheurs sont ainsi parvenus pour la première fois à réaliser une modélisation 3D de 97 % du volume du Soleil.

Pour mieux comprendre l’activité magnétique cyclique du Soleil (dont la période est d’environ 11 ans) et tenter de se protéger de ses effets sur la Terre, les astrophysiciens font aussi appel à la simulation par ordinateur. Ces simulations permettent de mieux comprendre le déclenchement des éruptions solaires qui affectent tout le système solaire. Celles-ci sont la source du vent solaire, un flot de particules qui s’échappe du Soleil et vient balayer la Terre, créant d’importantes perturbations électromagnétiques affectant les réseaux électriques, les communications et les satellites d’observation.

 

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LE SOLEIL

 



 

 

 

 

 

LE  SOLEIL


Le Soleil est l’une des cent milliards d’étoiles de notre galaxie. C’est l’étoile la plus proche de la Terre – située à quelque cent cinquante millions de kilomètres – et donc la mieux observée. Mais comment l’observe-t-on et de quoi est-elle constituée ?

NATURE ET SOURCE D’ÉNERGIE DU SOLEIL
Le Soleil est une grosse boule de gaz chaud tournant sur elle-même en 28 jours environ. Comme toutes les étoiles, le Soleil brille car il produit de l’énergie. C’est un gigantesque réacteur nucléaire. En son cœur, la température est de 15 millions de degrés. A cette température ont lieu des réactions de fusion au cours desquelles, l’hydrogène est transformé en hélium en libérant de l’énergie. Cette transformation se fait progressivement et lorsque le Soleil aura épuisé tout son hydrogène, la température en son centre augmentera encore jusqu’à déclencher la fusion de l’hélium en carbone. Mais la capacité de fusion nucléaire dont dispose le Soleil est limitée et n'excèdera pas dix milliards d’années environ au total.

    

AGE ET COMPOSITION DU SOLEIL
On suppose que le Soleil et tous les corps du système solaire sont nés quasiment en même temps. Or l’âge des plus vieilles roches terrestres, lunaires et météoriques a pu être estimé aux alentours de 4,6 milliards d’années. C’est donc aussi l’âge du Soleil qui est ainsi à la moitié de sa vie.
Les proportions relatives des divers éléments chimiques du Soleil et du système solaire sont connues grâce à deux sources principales :
*         L’analyse de la lumière émise par la surface du Soleil, la photosphère. Cette lumière est  la lumière visible, mais aussi les rayonnements non visibles à l’œil nu (les ondes radio, l’infrarouge, l’ultraviolet, les rayons X et gamma). Tous ces rayonnements forment le spectre du Soleil. Dans le spectre solaire, la trace des différents éléments chimiques est visible sous forme de bandes sombres, les raies d’absorption, qui permettent d’identifier chaque élément.
*        
*         L’analyse en laboratoire des météorites tombées sur Terre permet aussi de déterminer la composition chimique de la matière qui constitue le système solaire.

    


STRUCTURE DU SOLEIL
La surface du Soleil présente des taches sombres et des éruptions qui sont le signe d’une activité interne, turbulente et chaotique. On estime que les couches les plus externes du Soleil, soit les derniers 30% de son rayon, sont animées en permanence de mouvements convectifs qui transportent la matière vers la surface. On ne peut pas observer directement l’intérieur du Soleil. Pour comprendre la dynamique turbulente et l’activité magnétique du Soleil il est nécessaire de disposer d’un « modèle physique » complet, représentant sa composition interne, sa dynamique et son atmosphère.


HÉLIOSISMOLOGIE ET MODÉLISATION 3D : DES TECHNIQUES
POUR SONDER LE SOLEIL
Notre compréhension du Soleil a connu des progrès considérables au cours des trente dernières années. Il est à présent possible de sonder l’intérieur de l’astre grâce à l’héliosismologie, l’étude des vibrations solaires. Les mouvements internes du Soleil font « vibrer » le Soleil comme un tambour et créent des ondes acoustiques qui se propagent jusqu’à différentes profondeurs dans le Soleil. L’étude de ces ondes a permis de valider et d’améliorer les modèles de l’intérieur solaire en déterminant notamment la densité et la vitesse de rotation interne de l’étoile.

Le progrès des supercalculateurs a également permis le développement de codes de calculs les plus réalistes possibles, aptes à décrire la magnétohydrodynamique, c’est à dire les mouvements de la matière dans un champ magnétique à l’intérieur des étoiles, dont le Soleil. Ces simulations numériques sur ordinateurs permettent de reproduire actuellement l’amplitude des ondes qui parcourent le Soleil du cœur jusqu’à sa surface mais également de comprendre certains phénomènes, tels que la turbulence, la convection, les effets thermiques, radiatifs et visqueux ou encore la rotation différentielle (entre les pôles et l'équateur). Récemment, les chercheurs sont ainsi parvenus pour la première fois à réaliser une modélisation 3D de 97 % du volume du Soleil.


Pour mieux comprendre l’activité magnétique cyclique du Soleil (dont la période est d’environ 11 ans) et tenter de se protéger de ses effets sur la Terre, les astrophysiciens font aussi appel à la simulation par ordinateur. Ces simulations permettent de mieux comprendre le déclenchement des éruptions solaires qui affectent tout le système solaire. Celles-ci sont la source du vent solaire, un flot de particules qui s’échappe du Soleil et vient balayer la Terre, créant d’importantes perturbations électromagnétiques affectant les réseaux électriques, les communications et les satellites d’observation.

 

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Communiqué de presse Élucidation du mystère de lorigine
des disques de gaz massifs autour des étoiles

 

 

 

 

 

 

 

Paris, le 22 novembre 2018

Communiqué de presse


Élucidation du mystère de l’origine
 des disques de gaz massifs autour des étoiles

Pourquoi des disques de gaz massifs subsistent-ils dans les systèmes planétaires pendant plusieurs dizaines de millions d’années, bien après que les planètes se soit formées ? Et ce, alors même que les modèles de formation planétaire prédisent le contraire. Une nouvelle étude menée par un astronome de l’Observatoire de Paris - PSL au Laboratoire d’études spatiales et d’instrumentation en astrophysique (Observatoire de Paris – PSL / CNRS / Sorbonne Université / Université Paris Diderot) vient de faire la lumière sur ce mystère. Elle parait dans la revue Monthly notices of the Royal Astronomical Society, le 22 novembre 2018.

Près de 4 000 exoplanètes ont déjà été découvertes. Pour répondre aux problématiques de quête de vie extraterrestre dans l’Univers, caractériser précisément les systèmes planétaires dans notre Galaxie représente un enjeu crucial, avant même d’imaginer pouvoir les observer directement. Une des voies pour y parvenir est l’étude des très jeunes systèmes planétaires en formation (la phase protoplanétaire), à travers l’analyse de leur teneur en gaz et en poussière, un milieu dans lequel orbitent les protoplanètes naissantes.
Avec l’avènement de la nouvelle génération d'observatoires dans le domaine du millimétrique (comme le radiotélescope ALMA), l’étude de systèmes planétaires plus matures et de leur composante gazeuse devient possible. Si ce stade d’évolution, qui suit la phase protoplanétaire, retient l’attention des astronomes, c’est que les planètes ont fini de se former. Là, les observations sont formelles : ces systèmes planétaires plus évolués, dont l’âge oscille entre 10 et 100 millions d'années, ont eux aussi des disques de gaz, alors même que les modèles de formation planétaire prédisaient le contraire.
Cette présence de gaz a intrigué les astronomes. Deux hypothèses ont longtemps été mises en avant :
- Soit, ces disques de gaz sont les restes de la phase protoplanétaire jeune ;
- Soit, ils ont une origine secondaire : ils sont créés plus tard et le gaz serait évaporé de planétésimaux, corps rocheux issus de la coalescence de grains de poussière en corps compacts, qui orbitent dans ces systèmes à l’instar de notre Système solaire, dans les ceintures d'astéroïdes ou de Kuiper.

La recherche de monoxyde de carbone (CO) est l’un des moyens pour les astronomes d’accéder à la composition des planétésimaux dans les systèmes planétaires évolués. La découverte de disques de CO massif est
en nombre croissant, avec une dizaine connue pour l’heure. La quantité de gaz présente et sa distribution suggèrent que ces disques ne sont pas les restes de la phase protoplanétaire jeune, mais sont dus à un dégazage plus tardif (origine secondaire).
Cependant, la molécule de CO étant fragile, même tardive, elle devrait être détruite sous l’effet du rayonnement UV continu qui provient de l'espace. Comment expliquer ce paradoxe ?

Un nouveau modèle : le bouclier
La nouvelle étude fournit une explication : le monoxyde de carbone peut se protéger lui-même. Le CO qui s'évapore des planétésimaux est initialement détruit par les photons UV (comme attendu). Après la destruction des molécules de CO, les fragments qui subsistent -- des atomes de carbone et d'oxygène -- créent leur propre bouclier de protection. Une fois le CO détruit en quantité, le bouclier devient assez puissant pour protéger le CO ; le disque de CO se met ainsi à grossir et à s’étaler.

Les auteurs de l’étude ont testé leur nouveau modèle en observant avec ALMA le système situé autour de l'étoile HD 131835. Le CO avait déjà été observé dans ce système. Ainsi pour tester leur théorie, ils ont analysé les atomes de carbone censés servir de bouclier au CO.

La théorie corroborée par des observations
Les observations corroborent la théorie: Premièrement, la masse d'atomes de carbone dans le système est effectivement assez grande pour servir de bouclier au CO. Et enfin, la quantité de CO observée est compatible avec l'hypothèse que le gaz a bien une 'origine secondaire' et que le gaz observé est donc bien relâché par les planétésimaux du système.
La publication fait aussi des prédictions quant à la quantité de carbone présente dans les autres systèmes où des disques massifs sont observés, ce qui pourra être testé dans le futur proche.

"C'est une découverte très importante qui résout un des grands mystères de la théorie de la formation planétaire. Grâce à notre travail, on comprend maintenant l'origine de ces disques de gaz massifs observés autour de systèmes planétaires matures. Ceci donne accès, pour la première fois, à la composition des exoplanétésimaux qui relâchent le gaz dans ces systèmes, que l'on comparera très bientôt avec la composition des planétésimaux de notre Système solaire », indique Quentin Kral, astronome de l'Observatoire de Paris et premier auteur de l'étude.

Référence :
Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé « Imaging [CI] around HD 131835: reinterpreting young debris discs with protoplanetary disc levels of CO gas as shielded secondary discs » par Q. Kral, et.al. paraissant le 22 novembre 2018 dans la revue Monthly notices of the Royal Astronomical Society.

Observatoire de Paris - PSL • 61 avenue de l’Observatoire • 75014 Paris • France www.observatoiredeparis.psl.eu

 

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