Les trous noirs pourraient se former plus rapidement qu`on ne le

Les trous noirs pourraient se former plus rapidement qu'on ne le pense
Extrait du Observatoire de Paris centre de recherche et enseignement en astronomie et
astrophysique relevant du Ministère de l'Enseignement supérieur et de la Recherche.
https://www.obspm.fr/les-trous-noirs-pourraient-se-former-plus-vite-qu.html
Les trous noirs pourraient se
former plus rapidement qu'on
ne le pense
Date de mise en ligne : mercredi 20 mars 2013
Description :
Les trous noirs de masse stellaire se forment après une explosion de supernova
Observatoire de Paris centre de recherche et enseignement en astronomie et
astrophysique relevant du Ministère de l'Enseignement supérieur et de la
Recherche.
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Les trous noirs pourraient se former plus rapidement qu'on ne le pense
Une étude approfondie du processus conduisant à la formation d'un trou noir, lors de
l'explosion d'une supernova, a été entreprise par un groupe d'astronomes de l'Observatoire
de Paris. Cette étude est originale car elle utilise une équation d'état [1] contenant des pions ou
des hypérons, particules dont l'effet n'avait pas été pris en compte jusque là. Le modèle prend en
compte la fuite des neutrinos, et suit à la fois l'effondrement, le rebond et les phases suivantes de
l'explosion.
Les étoiles très massives en fin de vie explosent en supernova, un phénomène parmi les plus spectaculaires de
l'Univers. Progressivement leur coeur épuise le combustible nucléaire et se transforme en fer. Dès que ce coeur
dépasse environ 1,1 fois la masse du Soleil, la pression des électrons dégénérés n'est plus capable de le soutenir et
il s'effondre brutalement sous l'effet de la gravité. Son rayon passe alors en moins d'une seconde de quelques
centaines de milliers à une cinquantaine de kilomètres, tandis que sa densité atteint cent millions de tonnes par
centimètre cube. Les forces nucléaires deviennent alors répulsives, provoquant un rebond de la matière, qui donne
naissance à une onde de choc. Celle-ci se propage vers l'extérieur, chauffée et poussée par les neutrinos émis par
les réactions se produisant dans le coeur, puis elle se stabilise sous l'effet de la matière tombant vers l'intérieur.
Dans le coeur, l'état de la matière compressée - qui dépend beaucoup de sa composition - détermine si celui-ci va
devenir une étoile à neutrons ou un trou noir. L'ensemble du processus est fort mal compris, et aucune simulation
numérique n'a encore été capable de rendre compte de l'effondrement et de l'explosion jusqu'à leur terme. Le sujet
est très complexe car il fait appel à la physique des particules dans des conditions extrêmes, à la
magnétohydrodynamique relativiste 3D conjuguée à la gravitation relativiste et aux processus de transfert radiatif
pour les neutrinos.
L'état de la matière
Une des principales inconnues est l'équation d'état et la nature de la matière à très haute densité. La plupart des
simulations numériques réalisées jusqu'à maintenant utilisaient le même contenu standard : des protons et des
neutrons libres, des particules alpha [2], des électrons et des positrons, des photons, et un noyau lourd représentatif.
On n'ignorait pourtant pas que les résultats pouvaient dépendre fortement de la composition de la matière, et que de
nombreuses autres particules étaient certainement créées dans le processus.
Figure 1 Luminosité des neutrinos en fonction du temps : par convention
t=0 est le moment du rebond. En ajoutant les hypérons lambda, la
luminosité devient beaucoup plus importante.
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Une observation réalisée en 2010 a permis de déterminer à quelques pourcents près la masse d'une étoile à
neutrons, PSR J 1614-2230 : 2 fois la masse du Soleil. Cette observation a mis des contraintes fortes sur l'équation
d'état, et en particulier sur celles contenant des particules supplémentaires, car beaucoup d'entre elles prédisent une
masse maximum d'étoile à neutrons inférieure à deux masses solaires. L'équipe a mis au point une équation d'état
contenant des pions et des hypérons Lambda [3], compatible avec cette observation et a considéré deux
compositions possibles : la composition standard, à laquelle sont ajoutés dans un cas un gaz de pions, dans l'autre
des hypérons. Elle a considéré également deux abondances initiales des éléments dans l'étoile progénitrice : l'une,
avec une fraction d'éléments lourds égale à 1/10000ème de l'abondance solaire, représentative des étoiles
primordiales du halo, et l'autre avec une abondance solaire. Dans les deux cas, le progéniteur est une étoile ayant
eu 40 masses solaires à son arrivée sur la séquence principale. Pour le traitement numérique, les chercheurs ont
utilisé un programme co-développé par les membres de l'équipe, CoCoNuT (pour Core Collapse with "Nu" (=new)
Technology) : pour l'instant il travaille en symétrie sphérique, mais il existe une version adaptée aux problèmes à
deux ou trois dimensions qui sera employée dans le futur.
Une transition de phase se produit dans certains modèles, provoquant un accroissement brutal de la densité avant
l'effondrement en trou noir. La présence des hypérons entraîne après le rebond un pic de luminosité des neutrinos
plus intense et plus long (figure 1). Mais surtout, le résultat le plus robuste est que la présence de particules
supplémentaires produit une diminution du temps d'effondrement en trou noir.
Quelles observations pourraient tester ce modèle ? La transition de phase pourrait être détectée en combinant les
observations d'ondes gravitationnelles avec celle des neutrinos. La disparition soudaine de l'émission des neutrinos
lorsque le coeur entre dans l'horizon du trou noir pourrait nous confirmer la formation d'un trou noir. Des prédictions
observationnelles vont être calculées en collaboration avec des chercheurs du Max Planck Institut de Garching
(Allemagne) et de l'Université de Valence (Espagne).
Animation La densité (haute en rouge, basse en bleu) et la vitesse (flèches) dans le coeur de l'étoile. L'apparition
de fortes densités (orange) marque le rebond et la formation d'un objet compact au centre, qui ensuite se contracte,
rapidement car on est en présence d'hyperons lambdas. La convection apparait entre le centre et le choc. La
formation du trou noir a lieu à la fin du film en un temps dynamique, trop rapide pour être résolu dans le film.
Référence :
"Influence of pions and hyperons on stellar black hole formation"
Peres, Oertel and Novak, Phys. Rev. D 87, 043006 (2013)
http://arxiv.org/abs/1210.7435
Contact :
• B. Peres
Observatoire de Paris - LUTH - CNRS, Univ. Paris Diderot
• M. Oertel
Observatoire de Paris - LUTH - CNRS, Univ. Paris Diderot
• J. Novak
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Observatoire de Paris - LUTH - CNRS, Univ. Paris Diderot
[1] L'équation d'état donne la relation entre la température et la pression et détermine le comportement de la matière.
[2] Des particules alpha sont des noyaux d'hélium 4.
[3] Les hypérons sont des fermions constitués de trois quarks, dont l'un au moins est étrange. Dans le cas présent, le Lambda est le plus
abondant des hypérons. Les pions, ou mésons pi, sont des particules de très faible masse, véhicules de l'interaction forte.
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