Fusion TN et "réalité"

[invite554578cf]

Bonjour à tous,

j'ouvre ce post bien qu'il ait eu des cousins, souvent. Je viens de tomber sur ça :

"There are no black holes" Stephen Hawking. Je vous en livre un extrait, ainsi que le lien :
The absence of event horizons means that there are no black holes — in the sense of regimes from which light can’t escape to infinity,” Hawking wrote in his paper.

Lien : https://www.pbs.org/newshour/science...nt-black-holes

Bien, plusieurs personnes ont eu ce cheval de bataille il y a plusieurs semaines et il a été plus ou moins tranché (même si je crois que dans l'esprit de certains le doute persiste, mais peu importe en l'occurrence).

J'ai envie de dire que maintenant que l'affaire est réellement entendue (Luminet + Hawking pour ma part ça rend la position absolument sûre), cela me pose des questions. J'avais évoqué le rayonnement, mais laissons ça pour l'instant, vu que comme je l'imaginais Hawking avait surmonté l'apparente contradiction je ne ferai pas injure à son génie en m'imaginant plus malin que lui. Par contre, la fusion de certains TN stellaires de "jolies" masses m'interrogent. La première détection annonçait donc la fusion d'un trou noir de 29 masses solaires avec un autre de 36 masses solaires et un trou noir final de 62 masses solaires, le compte étant juste avec la contrepartie en ondes gravitationnelles.

Question simple : comment avons-nous pu détecter un trou noir de 36 masses solaire si on considère que l'étoile initiale devait faire environ 100 masses solaires, c'est presque la limite de la théorie ça non ? Certes ça convient encore mais on s'approche des plus étoiles les + massives (je connais R136A ou Eta Carina bien sûr, mais justement leur trop grande masse fait douter que ce soient bien des étoiles seules). Mais surtout : que veut-on dire quand on dit que le TN final pèse 65 masses solaires ? en fait c'est uniquement l'amplitude de l'onde reçue (y en avait-il qu'une seule ou plusieurs ?) qui permet de calculer par une sorte de règle de proportionnalité la masse de l'objet fautif ? Mais comment ont-ils fait pour "dissocier" les deux progéniteurs en terme de masse ?

Peut-être que je pose des questions à la fin qui touchent à la méthodologie de travail des astronomes qui bossent sur les interféromètres et qu'il sera difficile d'avoir des réponses.
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[invite554578cf]

J'ajoute (j'avais oublié de préciser), que certes les TN fusionnent et que donc on peut en trouver qui aurait une masse élevée (plusieurs dizaines de masses solaires), mais que les premiers détectés soient déjà bien gros suggère qu'on en détectera probablement de bien plus gros. Ca m'interpelle.

[Deedee81]

Salut,

Question simple : comment avons-nous pu détecter un trou noir de 36 masses solaire si on considère que l'étoile initiale devait faire environ 100 masses solaires, c'est presque la limite de la théorie ça non ?

Non. N'oublie pas qu'un trou noir se forme lors de la phase explosive (supernovae). Les couches externes sont éjectées et c'est le coeur de l'étoile qui devient un trou noir. Soit à peu près un tiers de sa masse.

[Deedee81]

J'ajoute (j'avais oublié de préciser), que certes les TN fusionnent et que donc on peut en trouver qui aurait une masse élevée (plusieurs dizaines de masses solaires), mais que les premiers détectés soient déjà bien gros suggère qu'on en détectera probablement de bien plus gros. Ca m'interpelle.

En fait, la longueur d'onde (et l'intensité) des ondes gravitationnelles dépendent fortement de la taille des trous noirs. Et la longueur d'onde mesurable dépend de la taille du détecteur (plus court ou plus long, le rapport signal/bruit devient trop faible pour être détectable). Et avec Ligo et Virgo on ne peut pas détecter des fusions de TN super massifs, même s'ils s'en produit (et c'est sûr : dans les collisions de galaxies par exemple). Cette détection pourra se faire avec les futurs détecteurs, probablement dans l'espace (ils faut qu'ils soient suffisamment grands).

[A voir en vidéo sur Futura]

[invite554578cf]

Salut,
Non. N'oublie pas qu'un trou noir se forme lors de la phase explosive (supernovae). Les couches externes sont éjectées et c'est le coeur de l'étoile qui devient un trou noir. Soit à peu près un tiers de sa masse.

Ouip, j'étais sûr que je serais mal compris (car je ne dois pas m'exprimer comme il faut je suppose) : vu que la théorie stellaire fixe le maximum de masse autour de 150 Ms, je trouve que détecter comme premiers TN des masses autour de 30 indique que sans prendre en compte les fusions éventuelles, on obtient une étoile progénitrice autour de 100 Ms, ce qui n'est pas si loin de la limite. Certes il y a un biais de détection je suppose car les gros TN vont produire de plus grosse OG et donc seront plus facilement détectable, I guess. Ou le contraire vu ce que tu dis au message suivant . Je suppose que si l'amplitude de l'onde dépasse la taille de l'interféromètre, c'est cuit.

En fait, la longueur d'onde (et l'intensité) des ondes gravitationnelles dépendent fortement de la taille des trous noirs. Et la longueur d'onde mesurable dépend de la taille du détecteur (plus court ou plus long, le rapport signal/bruit devient trop faible pour être détectable). Et avec Ligo et Virgo on ne peut pas détecter des fusions de TN super massifs, même s'ils s'en produit (et c'est sûr : dans les collisions de galaxies par exemple). Cette détection pourra se faire avec les futurs détecteurs, probablement dans l'espace (ils faut qu'ils soient suffisamment grands).

En fait si je te comprends correctement tu sembles suggérer qu'en effet les fusions détectées correspondent surtout à la plage de détection possible suivant la configuration des interféromètres.

Va falloir que je me plonge dans le détail de la méthodologie des interféromètres pour mieux comprendre je crois...

[papy-alain]

Non. N'oublie pas qu'un trou noir se forme lors de la phase explosive (supernovae). Les couches externes sont éjectées et c'est le coeur de l'étoile qui devient un trou noir. Soit à peu près un tiers de sa masse.

On en a parlé ici récemment : il semblerait que les étoiles très massives (plus de 20 ou 30 masses solaires) s'effondrent intégralement, sans rebond, sans explosion. Dans ce cas, il est permis de supposer que la masse du TN soit égal à la masse de l'étoile.

[pm42]

Ouip, j'étais sûr que je serais mal compris (car je ne dois pas m'exprimer comme il faut je suppose) : vu que la théorie stellaire fixe le maximum de masse autour de 150 Ms, je trouve que détecter comme premiers TN des masses autour de 30 indique que sans prendre en compte les fusions éventuelles, on obtient une étoile progénitrice autour de 100 Ms, ce qui n'est pas si loin de la limite.

Cela revient à dire que vu que le plus grand homme mesurait 2m80, on a trouvé un homme de 1m86 ce qui n'est pas si loin de la limite (on divise par 1.5).

De plus, les 1ères détections vont être sur des évènements produisant un signal important. C'est comme les 1ers exoplanètes : grosses et très proches de leur soleil.

[Deedee81]

On en a parlé ici récemment : il semblerait que les étoiles très massives (plus de 20 ou 30 masses solaires) s'effondrent intégralement, sans rebond, sans explosion. Dans ce cas, il est permis de supposer que la masse du TN soit égal à la masse de l'étoile.

Tiens j'avais lu l'inverse : les très grosses exploseraient si violemment que la totalité serait soufflée dans effondrement central.
Les "hypernovae". Je ne sais pas si c'est prouvé.

Notons qu'un TN de quelques dizaines de masse solaire résulte lui-même certainement de fusions préalables (ou de beaucoup beaucoup d'accrétion de matière).

[invite554578cf]

Juste pour avoir une idée : est-ce que pour vous (les intervenants et ceux qui veulent y répondre) tout cela est très clair ou vous trouvez aussi qu'il y a plus de zones d'ombre que de certitudes ? Je penche plutôt pour la 2...

[Deedee81]

Juste pour avoir une idée : est-ce que pour vous (les intervenants et ceux qui veulent y répondre) tout cela est très clair ou vous trouvez aussi qu'il y a plus de zones d'ombre que de certitudes ? Je penche plutôt pour la 2...

Il y a certainement encore beaucoup de choses à découvrir. Quelques exemples ci-dessous.
Par contre sur l'interprétation des résultats déjà observé il ne doit pas y avoir tellement de problème (les discussions sur la réalité des TN sont trop académiques, trop théoriques, trop éloignées du concept astrophysique de trou noir et sont souvent de faux débats).

- L'observation de fusions de plus petits trous noirs ou de trous noirs super massifs nous apprendra sûrement beaucoup
- L'observation de nouvelles fusions d'étoiles à neutrons est attendue avec impatience pour comprendre la structure de leur noyau (extrêmement mal comprise : neutrons "cristallisés", soupe de quarks, avec quarks étranges ???? On ne sait pas)
- Une fusion TN - étoile à neutron a été détectée et doit être encore validée : ce sera sûrement très intéressant
- une étoile s'approche de Gargantua ("notre" TN super massif, dans la voie lactée). Elle va être déchirée, déchiquetée et avalée. Les simulations sont impressionnantes. Là aussi il y a beaucoup d'impatience.

Donc, oui, il y a encore beaucoup de zones d'ombres mais pas toujours là où la vulgarisation semble le laisser croire.

Notons que Ligo a redémarré tout récemment avec une grosse amélioration (utilisation notamment de lumière comprimée pour réduire le bruit quantique)
(voir https://forums.futura-sciences.com/p...comprimee.html
et voir https://www.ligo.org/science/Publica...cuum/index.php
)
Pluie de découvertes en perspectives

[invite554578cf]

Pour "Gargantua", l'étoile dont tu parles, C'est S2 ? J'ai lu récemment (http://www.astrosurf.com/luxorion/trounoir2.htm) qu'il y avait un immense nuage détecté non loin, enfin à 200 al, de SagA* 'Gargantua", nuage de 16 al de diamètre (!!) et qui contiendrait un TN intermédiaire de 100 000 Ms. La fusion à venir dans quelques centaines d'années risque d'être tout feu tout flamme (à se demander si c'est pas un chouilla dangereux pour nous) !

En ce qui concerne la fusion EN/TN je ne savais pas que les OG pouvaient poser des contraintes sur la structure même des EN, c'est génial car on peine j'ai l'impression à les caractériser réellement leur structure "atomique".

Quand je demandais si vous vous y retrouviez bien je pensais surtout à l'effondrement stellaire (voire moléculaire pour les TN supermassifs, mais on les comprend un peu depuis tellement peu de temps, faut pas être trop pressé je crois) : je rêve de voir un diagramme d'effondrement en fonction du temps.

[Lansberg]

Tiens j'avais lu l'inverse : les très grosses exploseraient si violemment que la totalité serait soufflée dans effondrement central.
Les "hypernovae". Je ne sais pas si c'est prouvé.

L'évolution stellaire devient de plus en plus compliquée !!
- De grosses étoiles implosent complétement pour donner un trou noir (il y a au moins un cas recensé, peut-être davantage. Je crois que le terme collapsar convient dans ce cas).
- Les hypernovas qui libèrent autant d'énergie qu'une centaine de supernovas. Ce sont de puissants émetteurs de rayons gamma. Elles donnent naissance à un trou noir. Eta Carinæ pourrait appartenir à cette catégorie.
- Les fameuses supernovas thermonucléaires (supernovas Ia) sans "résidu".
- Et tous les autres cas, Ib, Ic, IIL, IIP...

Il faut un super tableau pour s'y retrouver !

[SK69202]

L'évolution stellaire devient de plus en plus compliquée !!

C'est nos explications de l'évolution stellaire qui sont compliquées.
Les temps de calcul infini qu'il faudrait pour simuler correctement des lois pas forcément totalement définies, restent un obstacle.

Maintenant c'est peut-être réellement très simple, et toutes les différences d'observations, viendraient des conditions initiales très variables d'un système chaotique.

[papy-alain]

Il faut un super tableau pour s'y retrouver !

Et...un tel tableau n'existe pas ? Qui classerait, par exemple, les différentes évolutions en fonction du nombre de M☉ ?

[SK69202]

La masse seule ne suffit pas, l'évolution chimique, la présence d'un compagnon, la rotation et autres sont de la partie.

[Gilgamesh]

Et...un tel tableau n'existe pas ? Qui classerait, par exemple, les différentes évolutions en fonction du nombre de M☉ ?

Si, on trouve en cherchant sous Google image.

Par exemple

[Gilgamesh]

Ou encore ça :

[Deedee81]

Il y a aussi une flopée de diagrammes de type Hertzsprung-Russell, faciles à trouver avec Google.
Certains offrant des vues d'ensembles, certains donnant l'évolution "en gros". D'autres très détaillés pour une masse stellaire donnée, avec en particulier le détail de la phase finale.
Ca ne recouvre par contre pas tous les cas de supernovae, comme les Ia par exemple.

Bon, c'est trop complexe pour avoir un unique tableau récapitulant tout en détail. Mais en compilant tout ça, y a moyen de moyenner comme on dit.

[Mailou75]

Merci Gilga pour ces images,

Est ce que ça existe un tableau qui donnerait le devenir d’une boule d’hydrogène en fonction de son rayon initial Ro?
- Quels eléments chimiques elle va pouvoir synthétiser
- Son évolution (on connait déja bien les séquences d’objets classiques)
- Est ce qu’elle va perdre des couches externes (ou consomer tout son H/He ?) comme les SN II
- Quand géante rouge, quand naine blanche, quand etoile a neutron ?
- Quand trou noir avec supernova, quand trou noir en effondrement «simple» ?
- Quand c’est stable (si ça peut l’être) ?
etc ...

J’avoue etre ignare sur le sujet donc tout ceci est embrouillé mais existe il un document montrant l’ensemble des cas ? (Je parle de théorique, d’un résultat unique pour un Ro donné, pas de l’observé qui s’écarte toujours de l’idéalisation mathématique).

Merci

[Lansberg]

On va finir par avoir pratiquement tout mais en plusieurs tableaux... En voici un autre pour des étoiles de métallicité semblable à celle du Soleil (source : The Dawes Review 2: Nucleosynthesis and stellar yields of low and intermediate-mass single stars, Amanda I. Karakas1, and John C. Lattanzio, 2014) :

(WD = naine blanche ; CO WD = naine blanche à cœur de carbone et oxygène ; ONe WD = naine blanche à cœur d'oxygène néon).

[Mailou75]

Salut,

Merci, c’est ce que j’essayais de décrire. J’ai juste une interrogation : le tableau mentionne qu’il faut une etoile de masse initiale > 25Mo pour obtenir un TN. Soit, mais alors quid de la masse de Chandrasekhar (1,4Mo), est ce qu’il serait question de la masse juste avant la Nova ? Ca voudrait dire, pour la limite basse, qu’une boule d’hydrogène doit perdre 25-1,4=23,6Mo soit 95% de sa masse/énergie (sous forme de rayonnement?) avant d’imploser ?

Quid aussi du type «Ignatus» (http://www.ca-se-passe-la-haut.fr/20...trou-noir.html) qui donne un TN sans faire de Nova, il ne semble pas faire partie du tableau ? Quid encore de la colone de droite (>25Mo) : Selon les documents de Gilga, certaines etoiles peuvent faire des SN II sans avoir cramé tout leur hydrogène, passant donc directement de la première à la dernière ligne, ce qui rend l’axe «Evolutionnary Phase» incertain. Ca n’a pas l’air évident de synthétiser tout ça simplement...

Merci pour ta réponse, je ne serai pas savant ce soir mais je me coucherai un peu moins c..

[Calvert]

Soit, mais alors quid de la masse de Chandrasekhar (1,4Mo)

La masse de Chandrasekhar n'a rien à voir avec les trous noirs, mais est la limite de masse d'une naine blanche. Au-dessus, on passe dans les étoiles à neutrons. La limite de masse d'une étoile à neutrons (beaucoup moins bien connue), est la masse d'Oppenheimer-Volkoff.

Ca voudrait dire, pour la limite basse, qu’une boule d’hydrogène doit perdre 25-1,4=23,6Mo soit 95% de sa masse/énergie (sous forme de rayonnement?) avant d’imploser ?

Non. Les limites de masse concernent les masses des coeurs stellaires. L'enveloppe est en toute généralité éjectée pendant l'explosion de la supernova (note au passage qu'une nova n'a rien à voir avec une supernova). Aussi, les étoiles massives perdent énormément de masse au cours de leur vie, sous forme de vents stellaires (jusqu'à 5-10 masses solaires pour une étoile avec une masse initiale de 25 Msun. Pire pour les plus massives. Une étoile de 100 Msun peut perdre jusqu'à 80 Msun pendant sa vie).

Quid aussi du type «Ignatus» (http://www.ca-se-passe-la-haut.fr/20...trou-noir.html) qui donne un TN sans faire de Nova, il ne semble pas faire partie du tableau ?

C'est tellement hypothétique qu'on n'en sait encore rien.

Quid encore de la colone de droite (>25Mo) : Selon les documents de Gilga, certaines etoiles peuvent faire des SN II sans avoir cramé tout leur hydrogène, passant donc directement de la première à la dernière ligne, ce qui rend l’axe «Evolutionnary Phase» incertain.

Non. La colonne de droite veut dire qu'une étoile de 25 Msun va être capable de traverser toutes les phases de combustion nucléaire jusqu'à la fusion du silicium. Ensuite, elle va soit former une étoile à neutrons, soit un trou noir, accompagné ou pas d'une supernova. On ne sait pas encore bien ce qui se passe.

Note aussi au passage que tout ceci repose sur une bonne quantité de processus annexes : rotation, champ magnétique, métallicité, etc. En plus, les quantité de masses perdues pendant les différentes phases de la vie d'une étoile sont encore assez mal connues. Finalement, on peut encore ajouter au tableau les supernovae par instabilité de paires, par exemple.

[Mailou75]

Salut et merci,

La masse de Chandrasekhar n'a rien à voir avec les trous noirs, mais est la limite de masse d'une naine blanche. Au-dessus, on passe dans les étoiles à neutrons. La limite de masse d'une étoile à neutrons (beaucoup moins bien connue), est la masse d'Oppenheimer-Volkoff.

Ah ok, toutes mes confuses

Note aussi au passage que tout ceci repose sur une bonne quantité de processus annexes : rotation, champ magnétique, métallicité, etc. En plus, les quantité de masses perdues pendant les différentes phases de la vie d'une étoile sont encore assez mal connues. Finalement, on peut encore ajouter au tableau les supernovae par instabilité de paires, par exemple.

Effectivement, le classement n’est pas simple...

Bon c’est pas mon fil je ne voudrais pas trop squatter

Encore merci a +

[SK69202]

Pour la masse maximale des EN, il y a un papier récent là dessus, ce ne serait pas beaucoup au dessus de la limite de Chandrasekhar (+50/60%)