Catégories
Espace et Galaxies

Les chercheurs découvrent l'origine et la masse maximale des trous noirs massifs

Les chercheurs découvrent l'origine et la masse maximale des trous noirs massifs

Diagramme schématique du chemin de formation du trou noir binaire pour GW170729. Une étoile en dessous de 80 masses solaires évolue et se développe en une supernova d'effondrement du cœur. L'étoile ne connaît pas d'instabilité de paire, il n'y a donc pas d'éjection de masse significative par pulsation. Après que l'étoile forme un noyau de fer massif, elle s'effondre par sa propre gravité et forme un trou noir avec une masse inférieure à 38 masses solaires. Une étoile entre 80 et 140 masses solaires évolue et se développe en une supernova pulsationnelle à instabilité de paire. Après que l'étoile forme un noyau massif carbone-oxygène, le noyau subit une création catastrophique de paires électron-positron. Cela excite une forte pulsation et une éjection partielle des matériaux stellaires. Les matériaux éjectés forment la matière circumstellaire entourant l'étoile. Après cela, l'étoile continue d'évoluer et forme un noyau de fer massif, qui s'effondre d'une manière similaire à la supernova ordinaire d'effondrement du noyau, mais avec une masse finale de trou noir plus élevée entre 38 et 52 masses solaires. Ces deux voies 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 découvert l'origine évolutive et la masse maximale des trous noirs découverts par la détection des ondes gravitationnelles.


La détection passionnante des ondes gravitationnelles avec LIGO (observatoire des ondes gravitationnelles des interféromètres laser) et VIRGO (antenne des ondes gravitationnelles interférométriques de la Vierge) a montré la présence de trous noirs fusionnés 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, environ 10 fois la masse du Soleil (masse solaire). Dans un tel événement, GW170729, la masse observée d'un trou noir avant la fusion est en fait aussi importante qu'environ 50 masses solaires. Mais il n'est pas clair quelles étoiles peuvent former un trou noir aussi massif, ni quelle est la taille maximale des trous noirs observée par les détecteurs d'ondes gravitationnelles.

Pour répondre à cette question, une équipe de recherche du 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), du scientifique principal Ken'ichi Nomoto et Le scientifique principal invité Sergei Blinnikov (professeur à l'Institut de physique théorique et expérimentale de Mosow) a étudié le stade final de l'évolution des étoiles très massives, en particulier de 80 à 130 étoiles de masse solaire dans des systèmes binaires proches.

Les chercheurs découvrent l'origine et la masse maximale des trous noirs massifs

Processus évolutif de supernova à instabilité de paire pulsée. 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 d'hélium de 40 à 65 masses solaires. Lorsque les étoiles initiales de la masse solaire forment des noyaux riches en oxygène, les étoiles subissent une pulsation dynamique car 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 trop compressée, l'oxygène brûle de façon 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 interne se refroidit et s'effondre à nouveau. La pulsation (affaissement et expansion) se répète jusqu'à épuisement de l'oxygène. Ce processus est appelé instabilité de paire pulsatoire (PPI). L'étoile forme un noyau de fer et s'effondre finalement dans un trou noir, ce qui déclencherait l'explosion de la supernova, connue sous le nom de PPI-supernova (PPISN).

En calculant plusieurs de ces pulsations et des éjections de masse associées jusqu'à ce que l'étoile s'effondre pour former un trou noir, l'équipe a constaté que la masse maximale du trou noir formé à partir d'une supernova à instabilité de paire pulsatoire est de 52 masses solaires.

  • Les chercheurs découvrent l'origine et la masse maximale des trous noirs massifs

    La ligne rouge montre l'évolution temporelle de la température et de la densité au centre de l'étoile de masse solaire initialement de 120 (PPISN: supernova à instabilité de paire pulsatoire). Les flèches indiquent la direction du temps. L'étoile palpite (c.-à-d. Contraction et expansion deux fois) en faisant des rebonds aux n ° 1 et n ° 2 et s'effondre finalement le long d'une ligne similaire à celle d'une étoile de 25 masses solaires (fine ligne bleue: CCSN (supernova à effondrement central)). La ligne bleue épaisse montre la contraction et l'expansion finale de l'étoile de 200 masses solaires qui est complètement perturbée sans laisser de trou noir (PISN: supernova à instabilité de paire). La zone supérieure gauche entourée par la ligne continue noire est la région où une étoile est dynamiquement instable. Crédit: Shing-Chi Leung et al.

  • Les chercheurs découvrent l'origine et la masse maximale des trous noirs massifs

    La ligne rouge (qui relie les points de simulation rouges) montre la masse du trou noir laissé après la supernova à instabilité de paire pulsatoire (PPISN) par rapport à la masse stellaire initiale. Les lignes pointillées rouges et noires montrent la masse du noyau d'hélium laissé dans le système binaire. La ligne rouge est plus basse que la ligne en pointillés car une certaine quantité de masse est perdue du noyau par une perte de masse pulsatoire. (La supernova à instabilité de paire, PISN, explose complètement sans reste.) Le pic de la ligne rouge donne la masse maximale, 52 masse solaire, du trou noir à observer par les ondes gravitationnelles. Crédit: Shing-Chi Leung et al.

  • Les chercheurs découvrent l'origine et la masse maximale des trous noirs massifs

    Les masses d'une paire de trous noirs (indiqués par la même couleur) dont la fusion a produit des ondes gravitationnelles (GW) détectées par LIGO et VIRGO avancés (les noms d'événements de fusion GW150914 à GW170823 indiquent l'année-mois-jour). La boîte entourée de 38 à 52 masses solaires est la gamme de masses restantes produite par PPISNe. Les masses de trous noirs tombant à l'intérieur de cette boîte doivent avoir une origine de PPISN avant de s'effondrer. Au-dessous de 38 masses solaires se trouve le trou noir formé par une étoile massive subissant CCSN. En plus du GW170729, le GW170823 est un candidat d'un PPISN du côté de la limite de masse inférieure. Crédit: Shing-Chi Leung et al.

Les étoiles initialement plus massives que 130 masses solaires (qui forment des étoiles d'hélium plus massives que 65 masses solaires) subissent le processus de supernova d'instabilité de paire en raison de la combustion explosive d'oxygène, qui perturbe complètement l'étoile sans résidu de trou noir. Les étoiles au-dessus de 300 masses solaires s'effondrent et peuvent former un trou noir plus massif qu'environ 150 masses solaires.

Les résultats ci-dessus prédisent qu'il existe un «écart de masse» dans la masse du trou noir entre 52 et environ 150 masses solaires. Les résultats signifient que le trou noir de 50 masses solaires dans GW170729 est très probablement un vestige d'une supernova à instabilité de paire pulsatoire.

Le résultat prédit également qu'un milieu circumstellaire massif est formé par la perte de masse pulsatoire, de sorte que l'explosion de supernova associée à la formation de trous noirs induira une collision du matériau éjecté avec la matière circumstellaire pour devenir des supernovae super-lumineuses. Les futurs signaux d'ondes gravitationnelles fourniront une base sur laquelle leur prédiction théorique sera testée.


Soit l'étoile à neutrons la plus connue ou le trou noir le plus léger connu: LIGO-Virgo trouve un objet mystère dans un «  écart de masse ''


Plus d'information:
Shing-Chi Leung et al. Supernovae à instabilité de paire pulsée. I. Évolution pré-effondrement et éjection de masse pulsatoire, The Astrophysical Journal (2019). DOI: 10,3847 / 1538-4357 / ab4fe5

Fourni par
Institut Kavli pour la physique et les mathématiques de l'univers

Citation:
Les chercheurs découvrent l'origine et la masse maximale des trous noirs massifs (2020, 1er juillet)
récupéré le 1er juillet 2020
depuis https://phys.org/news/2020-07-maximum-mass-massive-black-holes.html

Ce document est soumis au droit d'auteur. Hormis toute utilisation équitable aux fins d'études ou de recherches privées, aucun
une partie peut être reproduite sans la permission écrite. Le contenu est fourni seulement pour information.

Laisser un commentaire

Votre adresse de messagerie ne sera pas publiée. Les champs obligatoires sont indiqués avec *