Stellar black hole binaries from two common envelope evolution phases in triple stellar systems

Résumé technique : Binaire de trous noirs stellaires issus de deux phases d'évolution d'enveloppe commune dans des systèmes triples stellaires

Énoncé du problème
Les détecteurs d'ondes gravitationnelles (LIGO-Virgo-KAGRA) ont observé environ 300 événements de fusion de binaires de trous noirs (BBH). Une caractéristique observationnelle clé est la distribution du paramètre de spin d'inspiral effectif, $\chi_{\text{eff}}$. Les données révèlent une distribution asymétrique : bien que la moyenne soit légèrement positive ($\langle \chi_{\text{eff}} \rangle \approx 0,054$), il existe une queue significative de systèmes avec un $\chi_{\text{eff}}$ négatif.
Les canaux de formation existants peinent à reproduire cette asymétrie de manière isolée :

• L'évolution binaire isolée prédit généralement un $\chi_{\text{eff}}$ étroitement centré autour de zéro.
• L'assemblage dynamique pur (par exemple, dans les amas globulaires ou les disques de AGN) prédit une distribution symétrique autour de zéro, ne parvenant pas à expliquer la moyenne positive observée.
• Des scénarios hybrides existent, mais l'origine spécifique de la queue négative et de la moyenne positive simultanément demeure une question ouverte.

Méthodologie
Les auteurs proposent et modélisent un canal évolutif spécifique dans le cadre du mécanisme d'explosion par jets oscillants (Jittering-Jets Explosion Mechanism - JJEM) pour les supernovas à effondrement de cœur (CCSN). Le scénario implique un système stellaire triple hiérarchique subissant deux phases distinctes d'évolution d'enveloppe commune (CEE).

1. Scénario évolutif :

   • État initial : Un système triple hiérarchique composé d'une primaire massive ($M_1$), d'une secondaire massive ($M_2$) et d'une tertiaire de faible masse ($M_3 \lesssim 5 M_\odot$).
   • Première CEE : À mesure que la primaire évolue hors de la séquence principale, elle engloutit la tertiaire. La tertiaire s'enroule en spirale vers le cœur de la primaire, provoquant une rupture de marée et une accélération de la rotation du cœur. Cette rotation rapide est requise par le JJEM pour former le premier trou noir (BH1) via une CCSN réussie. Le spin de BH1 ($\vec{\chi}_1$) est aligné avec le moment angulaire orbital interne ($\vec{L}_{\text{orb,in}}$), lequel est incliné par rapport à l'orbite externe.
   • Seconde CEE : L'étoile secondaire évolue en une supergéante rouge (RSG) et engloutit BH1. BH1 s'enroule en spirale vers l'intérieur, accélérant la rotation du cœur de la secondaire. La secondaire s'effondre ensuite pour former le second trou noir (BH2). Le spin de BH2 ($\vec{\chi}_2$) est aligné avec le moment angulaire orbital de la binaire ($\vec{L}_{\text{orb}}$).
   • Résultat : Le système BBH final possède une distribution de spin où $\vec{\chi}_2$ est aligné avec l'orbite, mais $\vec{\chi}_1$ peut être fortement désaligné (ou même anti-aligné) en raison de l'inclinaison initiale entre les orbites interne et externe. L'accrétion durant la seconde CEE peut partiellement aligner $\vec{\chi}_1$, mais un désalignement significatif reste possible, créant la queue de $\chi_{\text{eff}}$ négative.

2. Approche numérique :

   • L'étude emploie une approche semi-analytique plutôt qu'une synthèse de population complète pour estimer la viabilité du canal.
   • Probabilité de tirage ($P_{\text{draw}}$) : Calculée à l'aide de distributions initiales calibrées empiriquement (Moe & Di Stefano 2017) pour les étoiles massives, incluant la masse, la période, le rapport de masse et l'excentricité. Des contraintes sont appliquées pour garantir que le système répond aux exigences évolutives (par exemple, $M_1 \geq 25 M_\odot$, plages de périodes orbitales spécifiques).
   • Fraction de succès ($\beta$) : Définie comme la probabilité conditionnelle qu'un système satisfaisant les conditions initiales de la ZAMS évolue avec succès à travers toute la séquence (deux CEE, deux CCSN et une orbite serrée finale) pour fusionner dans un temps de Hubble.
   • Normalisation du taux : Le taux de fusion calculé est normalisé par rapport au taux local de CCSN observé ($R_{\text{CCSN}} \approx 6,9 \times 10^4 \text{ Gpc}^{-3} \text{ an}^{-1}$) et au taux de fusion de BBH observé ($R_{\text{BBH}} \approx 17,4 - 31,3 \text{ Gpc}^{-3} \text{ an}^{-1}$).
   • Vérification de stabilité : La stabilité dynamique est imposée par le critère d'Aarseth & Mardling (2001). De plus, les auteurs utilisent le code Multiple Stellar Evolution (MSE) pour vérifier que la séquence évolutive proposée est dynamiquement réalisable et pour affiner les plages de périodes d'orbite interne autorisées.

Résultats clés

• Contraintes de paramètres : L'espace de paramètres viable nécessite une masse primaire $M_1 \in [25, 150] M_\odot$, une masse secondaire $M_2 \in [18, M_1] M_\odot$, une masse tertiaire $M_3 \in [1,25, 4,5] M_\odot$, une période interne $\log(P_{\text{in}}/\text{jour}) \in [0,7, 1,5]$, et une période externe $\log(P_{\text{out}}/\text{jour}) \in [2,3, 3,5]$.
• Probabilité de tirage : Pour les paramètres de l'étoile triple fiduciaire, la probabilité de tirer un système possédant ces propriétés initiales est $P_{\text{draw}}^{\text{triple}} \approx 1,5 \times 10^{-3}$.
• Fraction de succès ($\beta$) :
  • Sous les contraintes fiduciaires ($M_1 \geq 25 M_\odot$), la fraction de succès requise pour correspondre au taux de BBH observé est $\beta_{\text{triple}} \lesssim 0,67$.
  • En relaxant la contrainte de masse de la primaire vers le seuil théorique de formation de BH ($M_1 \geq 20 M_\odot$), la fraction de succès requise chute à $\beta_{\text{triple}} \approx 0,47$.
• Comparaison avec le canal binaire : La fraction de succès pour le canal triple est nettement plus élevée que celle d'un canal binaire isolé comparable ($\beta_{\text{binary}} \approx 0,023$), bien que le canal triple soit plus rare en raison de la « pénalité de multiplicité » (la faible probabilité de former une étoile triple stable avec les paramètres spécifiques requis).

Signification et revendications
L'article affirme que ce canal évolutif de l'étoile triple est un contributeur viable et non négligeable à la population de BBH en fusion.

• Ajustement qualitatif : Le mécanisme explique naturellement la distribution asymétrique de $\chi_{\text{eff}}$ observée. Le désalignement du spin du premier trou noir formé (dû à la géométrie du système triple) génère la queue négative, tandis que l'alignement du spin du second trou noir formé contribue à la moyenne positive.
• Viabilité du taux : La fraction de succès calculée ($\beta < 1$) indique que le canal n'est pas exclu par les contraintes de taux. Les auteurs précisent explicitement que, bien que ce canal puisse théoriquement produire l'ensemble de la population de BBH observée (si $\beta$ est proche de l'unité), il est plus probable qu'il s'agisse d'un contributeur important aux côtés d'autres canaux.
• Limites : Les auteurs ne prétendent pas que ce canal domine la population de BBH. Ils notent que le présent travail ne dérive pas la distribution quantitative de $\chi_{\text{eff}}$ ni ne détermine la fraction exacte de la population que ce canal fournit. La fraction de succès élevée requise ($\sim 0,5-0,7$) suggère que, bien que le canal soit plausible, il ne peut être l'unique mécanisme de formation.

En résumé, l'étude propose une voie évolutive par étoile triple physiquement motivée qui résout la tension entre la moyenne positive et la queue négative des spins de BBH observés, démontrant que de tels systèmes peuvent se former à des taux cohérents avec les observations actuelles d'ondes gravitationnelles.