Modélisation de l'évolution d'une proto-étoile à neutrons

par Aurélien Pascal

Projet de thèse en Astronomie et Astrophysique

Sous la direction de Micaela Oertel.

Thèses en préparation à Paris Sciences et Lettres , dans le cadre de École doctorale Astronomie et astrophysique d'Île-de-France (Meudon, Hauts-de-Seine ; 1992-....) , en partenariat avec LUTH - Laboratoire Univers et THéories (laboratoire) et de Observatoire de Paris (établissement de préparation de la thèse) depuis le 31-08-2018 .


  • Résumé

    Les supernovas gravitationnelles marquent la fin de vie d'une étoile massive (au-dessus d'environ 8 masses solaires) et elles sont des évènements spectaculaires à cause de l'énorme quantité d'énergie impliquée. Juste après le rebond, au centre il se forme un objet compact, nommé proto-étoile à neutrons (PNS). Cette PNS ne contient pas seulement de la matière ultra-dense à des densités au-dessus de celle d'un noyau atomique, mais elle est aussi extrêmement chaude, atteignant des températures de l'ordre de 50 MeV. Elle se refroidit essentielement par émission de neutrinos, et peut s'effondrer en trou noir (TN) ou former, sur une échelle de temps de quelques minutes, une étoile à neutrons (EN). La physique des PNS détermine entre autres la stabilité par rapport à l'effondrement en TN ou des propriétés dynamiques comme les fréquences et temps d'atténuation de modes d'oscillation et par conséquence l'emission d'ondes gravitationnelles. Modéliser ces objets est une tâche difficle, parce que beaucoup de différents ingrédients y participent : hydrodynamique, transport de neutrinos, relativité générale et une microphysique sophistiquée. Le but de la présente thèse est d'étudier l'évolution d'une PNS et de prédire le signal en ondes gravitationnelles et neutrinos en fonction des détails de la structure interne des PNS, sondant ainsi des propriétés fondamentales de la matière ultra-dense et chaude. Dans un premier temps, l'hydrodynamique peut être approximée par une série de configurations quasi-stationnaires. Ainsi pour l'étude, Les modèles stationnaires developés au LUTH [1] doivent être couplés à un transport de neutrinos [2]. Ce sera aussi la première application physique du schéma de transport de neutrinos basé sur des méthodes spectrales et developpé dans le groupe. Dans un deuxième temps, il est possible d'inclure le transport de neutrinos dans une simulation hydrodynamique complète avec le code CoCoNuT (http://www.uv.es/coconut/) et obtenir des informations sur le destin (EN ou TN) d'une étoile massive qui s'effondre.

  • Titre traduit

    Modelling proto-neutron star evolution


  • Résumé

    Core-collapse supernovae and hypernovae occur at the end of the life of massive (above roughly 8 solar masses) stars and are spectacular events due to the immense amount of energy involved. At the center a compact object is formed, which in the early post-bounce phase is called a proto-neutron star (PNS). This PNS contains not only ultra-dense matter at densities above that of an atomic nucleus, but they are hot objects, too, reaching temperatures of the order 50 MeV. They cool down mainly by neutrino emission, collapsing either to a black hole (BH) or forming, on the timescale of several minutes, a neutron star (NS). The physics of PNSs determines among others the stability against collapse to a black hole or dynamical properties such as frequencies and damping times of oscillation modes and consequently the emitted gravitational wave signal. Modeling these objects is a complex task, since many different ingredients are involved: hydrodynamics, neutrino transport, general relativity and sophisticated microphysics. The aim of the present thesis is to study PNS evolution and give predictions for neutrino and gravitational wave signals probing the details of the PNS internal structure, giving hints on the fundamental properties of ultra-dense and hot matter. In a first step, the hydrodynamics can be approximated by a series of quasi-stationary configurations. To that end the stationary models developed within the group at LUTH cite{MON17} can be used and have to be coupled to a neutrino transport scheme cite{P14}. This would also be the first physical application of the transport scheme developed in the group based on spectral methods. As a further step it is possible to include the transport scheme in a full hydrodynamics simulation with the CoCoNuT code ({url{http://www.uv.es/coconut/}) giving further insight into the question of the fate (NS or BH) of a collapsing massive star.