Binary Neutron Star Merger Evolution and r-Process Enrichment in the Milky Way Disk

Résumé technique : Évolution de la fusion d'étoiles à neutrons binaires et enrichissement par le processus r dans le disque de la Voie lactée

Énoncé du problème
L'origine d'environ la moitié des éléments produits par capture rapide de neutrons (processus r) dans l'Univers reste non résolue. Bien que les fusions d'étoiles à neutrons binaires (BNS) soient un candidat de premier plan en raison des éjectas riches en neutrons observés lors de GW170817, des études précédentes indiquent que les fusions BNS seules peinent à reproduire l'histoire d'enrichissement en processus r observée dans les étoiles du disque de la Voie lactée. Plus précisément, les modèles standards où le taux de fusion BNS suit l'histoire de formation stellaire (SFH) convoluée avec une distribution de temps de retard (DTD) fixe échouent à correspondre à la tendance décroissante de [Eu/Fe] en fonction de [Fe/H] observée dans les étoiles du disque. Cette tension est généralement attribuée aux longs temps de retard des fusions BNS par rapport à la formation stellaire, ce qui les empêche d'enrichir suffisamment le milieu interstellaire (ISM) précoce.

Méthodologie
Ce travail étend le cadre bayésien multi-messagers développé par H.-Y. Chen et al. (2025) et M. Saleem et al. (2026) pour investiguer si les fusions BNS peuvent servir de seul canal de production du processus r si leur efficacité d'enrichissement évolue avec le décalage vers le rouge au-delà de la SFH.

• Modèle d'évolution chimique : Les auteurs emploient un modèle d'évolution chimique galactique à une zone suivant le Fer (Fe) et l'Europium (Eu). La production de Fer est régie par les supernovae à effondrement de cœur (CCSNe) et les supernovae de type Ia (SNe Ia) avec des taux et des rendements fixes. La production d'Europium est modélisée exclusivement via les fusions BNS.
• Populations BNS : La population BNS est divisée en deux sous-populations : un canal « retardé » (fusionnant après un délai de temps par rapport à la formation stellaire, régi par une DTD en loi de puissance) et un canal « fusion rapide » (FM) (fusionnant promptement avec la formation stellaire).
• Efficacité évolutive : L'innovation centrale est la paramétrisation d'une efficacité d'enrichissement en processus r évolutive, $\epsilon(z)$, modélisée comme une loi de puissance brisée en $(1+z)$. Cela permet à la contribution effective des fusions BNS de varier différemment à différents décalages vers le rouge, potentiellement pilotée par une efficacité de formation dépendante de la métallicité ou des rendements moyens évolutifs.
• Inférence bayésienne : L'étude analyse conjointement les mesures d'abondance stellaire d'étoiles du disque de la Voie lactée (Battistini & Bensby 2016), les contraintes d'ondes gravitationnelles (GW) sur les taux de fusion locaux (GWTC-4.0), les DTD des sursauts gamma courts (sGRB) et les observations de pulsars. Neuf scénarios distincts (M1–M9) sont testés, faisant varier l'inclusion des canaux retardés/FM et la présence d'évolution dans leurs efficacités.

Résultats clés

1. Préférence pour l'évolution : Les scénarios incorporant une évolution dépendante du décalage vers le rouge dans l'efficacité d'enrichissement BNS sont fortement préférés aux scénarios non évolutifs. Les facteurs de Bayes ($B_{evolving}^{non-evolving}$) dépassent $10^{20}$, indiquant une preuve décisive que le modèle standard non évolutif ne peut reproduire les tendances observées de [Eu/Fe]–[Fe/H].
2. Reproduction des tendances d'abondance : Les modèles avec évolution (par exemple M2, M4, M6–M9) reproduisent avec succès le déclin observé de [Eu/Fe] aux métallicités élevées. Cela nécessite une contribution précoce accrue des fusions BNS avant le pic de formation stellaire cosmique ($z \sim 2$).
3. Tension avec les observations de sGRB : Bien que les scénarios évolutifs ajustent les abondances stellaires, les densités de taux de fusion déduites aux hauts décalages vers le rouge ($z \gtrsim 1$) augmentent plus rapidement que les taux déduits des galaxies hôtes de sGRB (Zevin et al. 2022 ; Pracchia & Salafia 2026). Cela suggère une tension potentielle entre les taux de fusion requis pour expliquer l'évolution chimique et ceux observés via les sGRB.
4. Cohérence avec le fond stochastique d'ondes gravitationnelles (SGWB) : Malgré les taux de fusion accrus aux hauts décalages vers le rouge, les spectres de densité d'énergie du SGWB résultant restent en dessous des limites supérieures actuelles de LIGO–Virgo–KAGRA (LVK) (O1–O4a). Le fond prédit n'exclut pas actuellement ces scénarios.
5. Tension avec la synthèse de populations : L'évolution requise implique une efficacité de formation BNS qui augmente d'un facteur de quelques unités à un ordre de grandeur aux faibles métallicités ([Fe/H] $\sim -1.5$). Cette tendance contredit les conclusions de plusieurs études de synthèse de populations (par exemple van Son et al. 2024) qui ne trouvent aucune forte corrélation entre l'efficacité de formation BNS et la métallicité, bien que d'autres études suggèrent que de telles corrélations pourraient exister.
6. Évolution du rendement : Si l'évolution observée est attribuée entièrement aux changements du rendement moyen du processus r plutôt qu'au taux de fusion, le rendement moyen doit augmenter d'un facteur de 2 à 7 par $z \sim 2$ par rapport aux valeurs locales.

Signification et affirmations
L'article fournit un cadre quantitatif pour évaluer si les fusions BNS peuvent rendre compte de l'histoire d'enrichissement en processus r de la Voie lactée si leur efficacité évolue. Les auteurs affirment que, bien que les scénarios évolutifs soient statistiquement requis pour ajuster les données d'abondance stellaire, ils introduisent une tension significative avec des contraintes astrophysiques indépendantes, spécifiquement les taux de sGRB et les prédictions de synthèse de populations concernant la dépendance à la métallicité.

L'étude conclut que l'« évolution » pourrait se manifester soit comme un taux de fusion dépendant du décalage vers le rouge (par exemple, formation dépendante de la métallicité), soit comme un rendement du processus r évolutif (par exemple, changements dans les distributions de masse/spin des étoiles à neutrons). Les auteurs notent que, bien que l'évolution requise soit robustement déduite des données chimiques, sa réalisation physique reste incertaine. Ils suggèrent que les futures améliorations de la sensibilité du SGWB (par exemple, la campagne O5) pourraient fournir des contraintes directes sur ces scénarios, et que la résolution de la tension avec les observations de sGRB pourrait nécessiter une réévaluation des canaux de progéniteurs des sGRB ou des modèles de synthèse de populations sous-jacents. Le travail ne prétend pas résoudre définitivement le problème de l'origine du processus r, mais délimite plutôt les exigences évolutives spécifiques et les tensions observationnelles que tout modèle réussi basé uniquement sur les BNS doit aborder.