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Quand un trou noir rencontre une étoile à neutrons

Quand un trou noir rencontre une étoile à neutrons

29.06.2021, par
Mis à jour le 07.07.2021
Vue d'artiste d'une fusion entre un trou noir et une étoile à neutrons.
Les observatoires Ligo-Virgo viennent d’annoncer 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.
 

Animation NSBH - Comment un système binaire trou noir - étoile à neutrons se forme-t-il avant de fusionner ?

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2021

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.

Masses des étoiles à neutrons et des trous noirs mesurées grâce aux ondes gravitationnelles (jaune et violet) et aux observations électromagnétiques (orange et bleu).
Masses des étoiles à neutrons et des trous noirs mesurées grâce aux ondes gravitationnelles (jaune et violet) et aux observations électromagnétiques (orange et bleu).

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. »

Etat des connaissances sur les masses des composants des objets qui ont produit GW 200105 et GW 200115. Sur l'axe horizontal, la masse de l'objet le plus lourd (le trou noir), et sur l'axe vertical, la masse de l'objet le plus léger (l'étoile à neutrons). En haut, la courbe bleue, par exemple, montre que le trou noir de GW 200115 avait une masse comprise entre 3.5 M ☉ et 7.5 M ☉.
Etat des connaissances sur les masses des composants des objets qui ont produit GW 200105 et GW 200115. Sur l'axe horizontal, la masse de l'objet le plus lourd (le trou noir), et sur l'axe vertical, la masse de l'objet le plus léger (l'étoile à neutrons). En haut, la courbe bleue, par exemple, montre que le trou noir de GW 200115 avait une masse comprise entre 3.5 M ☉ et 7.5 M ☉.

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. 

Magnitude et direction du spin déduites des trous noirs (hémisphères gauches) et des étoiles à neutrons (hémisphères droits) de GW 200105 et GW 200115.
Magnitude et direction du spin déduites des trous noirs (hémisphères gauches) et des étoiles à neutrons (hémisphères droits) de GW 200105 et GW 200115.

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
 

Notes
  • 1. Unité CNRS/Observatoire de la Côte d’Azur/Université Côte d'Azur.
  • 2. Unité CNRS/Université de Paris.

Commentaires

1 commentaire

Les ondes gravitationnelles sont au nombre de quelques Milliards, au regard de la Terre déjà, car si elle émet des ondes gravitationnelles, c'est bien pour prouver son positionnement propre, sur un binôme Soleil/Terre, et le spin de la Lune, inchangé lui, n'émet rien, mais sert de catalyseur à une orbite déjà assez simple, mais au combien stressante pour un ensemble en cohérence parfaite, dans la mesure où, le petit positionnement de cette Lune, soit juste centré au Centre de la gravitation Terrestre.
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