Grâce aux détecteurs d'ondes gravitationnelles Virgo et Ligo, des dizaines de fusions de trous noirs ont été détectées ces dernières années. Mais, jusqu'à présent, nous n'avions pas encore observé d'étoiles dans un système binaire destinées à faire naître ces trous noirs mis en évidence par les détecteurs, et qui rendent parfois un peu perplexes les théoriciens. Deux chercheurs l'ont peut-être fait dans le Petit Nuage de Magellan.
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Depuis longtemps, les observations dans la Voie lactée ont montré que la majorité des étoiles formaient en fait des systèmes binairessystèmes binaires plus ou moins grands. On a des raisons de penser que notre Soleil lui-même faisait partie d’un système double faiblement lié gravitationnellement comme d'autres que l'on observe de nos jours. Il aurait donc un frère jumeaujumeau, ou une sœur jumelle, quelque part dans la Voie lactée en plus d'autres frères et sœurs dispersés depuis des milliards d'années, une fois dispersé également l'amas ouvert de centaines d'étoiles où ces astres sont nés.
Certaines étoiles doubles bien que fortement liées gravitationnellement sont suffisamment éloignées l'une de l'autre pour former des binaires visuelles. Mais d'autres sont littéralement en contact, débordant un peu de ce que l'on appelle leur lobe de Roche, du nom du mathématicienmathématicien et astronomeastronome français Édouard Roche, également à l'origine de la fameuse limite de Roche qui exprime le fait qu'il existe une distance limite d'approche d'un petit corps céleste au voisinage d'un corps plus grand.
L'évolution stellaire peut faire en sorte que l'étoile la plus massive dans un système binaire va se mettre à gonfler jusqu'à déborder ce que l'on appelle donc le lobe de Roche et que l'on a représenté sur les schémas ci-dessous. Les forces de marée de son étoile compagne vont donc attirer de la matière de cette étoile en l'accrétant. Si l'étoile compagne est une étoile à neutronsétoile à neutrons ou un trou noirtrou noir, on va avoir une source de rayons Xrayons X.
Des binaires à contact génératrices de trous noirs massifs ?
Lorsqu'une étoile dépasse les 8-10 massesmasses solaires elle finira sa vie en explosant en supernovasupernova mais, avant cela, elle perdra de la masse suite à des instabilités qui lui en feront éjecter sous forme de ventsvents stellaires. L'explosion elle-même lui fera perdre de la masse et dans certains cas on n'aura simplement une étoile à neutrons, pas assez massive donc pour devenir elle-même un trou noir, et tout cela en quelques millions d'années tout au plus.
Deux astrophysiciensastrophysiciens se sont penchés sur le cas de l'une des étoiles doubles en contact, la plus massive connue. Elle se trouve dans le Petit nuage de MagellanPetit nuage de Magellan et se nomme SSN7. Elle fait partie d'un jeune amas ouvert d'étoilesamas ouvert d'étoiles NGC346 et on ne doit pas la confondre avec une autre étoile binaire en contact, la plus massive connue se trouvant dans le Grand Nuage de Magellan.
Matthew Rickard et Daniel Pauli se sont penchés sur le cas de SSN7 parce qu'elle semble particulièrement bien adaptée pour comprendre l'évolution et le destin de ce type de binaire et qu'elle est proche de notre GalaxieGalaxie et donc plus facile à étudier. Pour mémoire, le Petit Nuage de Magellan n'est qu'à environ 210 000 années-lumièreannées-lumière de la Voie lactée. Ce type d'étoile double devrait souvent être le géniteur des trous noirs binaires qui sont les sources d’ondes gravitationnelles observées avec LigoLigo et VirgoVirgo dans des galaxies plus lointaines. SSN7 devrait donc aider à caractériser les populations d'étoiles à l'origine de ces sources.
Un trou noir binaire dans moins de 4 millions d'années
Dans l'article qu'ils ont publié dans Astronomy & Astrophysics et dont on peut voir une version en accès libre sur arXiv, les deux astrophysiciens expliquent que SSN7 est constituée par une étoile contenant environ 32 fois la masse du SoleilSoleil et perd actuellement de la masse au profit de sa compagne qui, elle, contient environ 55 fois la masse de notre Soleil. Pour le moment, elles bouclent leur orbiteorbite en environ trois jours. La première deviendra un trou noir dans environ 700 000 ans, soit en explosant en supernova, soit en s'effondrant directement gravitationnellement.
Environ 3 millions d'années plus tard, l'évolution du système va se faire de telle sorte que le trou noir va arracher à son tour de la masse de l'étoile restante, se vengeant en quelque sorte, et la poussant à subir le même sort au bout de 200 000 ans environ. On obtiendra donc un trou noir binaire massif qui pourrait bien atteindre, malgré des pertes de masses, les caractéristiques des systèmes binaires qui ont étonné les astrophysiciens quand ils ont été découverts avec Ligo et Virgo.
Toujours est-il que dans le cas de SSN7 les modélisationsmodélisations réalisées laissent penser que l'émissionémission d'ondes gravitationnellesondes gravitationnelles des deux astres compacts va les conduire à entrer en collision par pertes d'énergieénergie dans environ 18 milliards d'années, ces pertes faisant diminuer de plus en plus vite la période orbitalepériode orbitale et donc la distance entre les deux futurs trous noirs. Le début de ce processus devrait se faire alors que la période orbitale entre les deux trous noirs nouvellement formés sera de deux jours contre les trois jours actuels.
