Une paire d'étoiles à neutrons, c'est comme deux boules massives qui se rapprochent lentement en spirale. Elles sont nées ensemble d'un système binaire d'étoiles massives, mais des centaines de millions d'années peuvent s'écouler avant la collision. Lorsque les boules entrent finalement en collision, un sursaut gamma court s'embrase — une explosion si brillante qu'on la voit à travers la moitié de l'Univers.
Les astronomes ont rassemblé une grande collection de ces éruptions et ont tenté de comprendre combien de temps s'écoule généralement entre la naissance d'une paire et sa disparition. On pensait auparavant qu'il s'agissait en moyenne de plusieurs milliards d'années — presque l'âge de la Terre. La nouvelle analyse montre que les paires fusionnent le plus souvent beaucoup plus rapidement — de quelques dizaines à quelques centaines de millions d'années. Le temps d'attente ne dépasse pas 350 millions d'années.
Pourquoi les estimations précédentes étaient-elles si élevées ? L'erreur se cachait dans la prise en compte des éruptions que nous pouvons réellement voir. Les télescopes ne détectent que les événements les plus brillants, et manquent les faibles. Si l'on ne tient pas compte de cette « cécité », le temps de fusion est artificiellement allongé. La prise en compte de la sélection a remis les chiffres à leur place.
Désormais, les astronomes pourront prédire plus précisément la fréquence des collisions d'étoiles à neutrons dans l'Univers. Et donc mieux se préparer à observer ces événements — et à rechercher les ondes gravitationnelles qu'ils génèrent.
tel que rédigé par les auteurs, en anglais arXiv:2601.03861
Short gamma-ray bursts (SGRBs) are thought to be primarily associated with binary neutron star (BNS) mergers. The SGRB population can therefore be scrutinized for signatures of the delay time between the formation of the progenitor massive star binary and the eventual merger, which could produce an evolution of the cosmic rate density of such events whose shape departs from that of the cosmic star formation history. We therefore studied a large sample of SGRBs within a hierarchical Bayesian framework, with a particular focus on the delay time distribution (DTD) of the population. Following previous studies, we modelled the DTD either as a power-law with a minimum time delay or as a log-normal function. We considered two models for the intrinsic SGRB luminosity distribution: an empirical luminosity function with a doubly broken power-law shape and another based on a quasi-universal structured jet model. Regardless of the chosen parametrization, we found average time delays of $$10\lesssim \langle \tau_\mathrm{d}\mathrm\rangle/\mathrm{Myr}\lesssim 900$$ and a minimum delay time of $$\tau_\mathrm{d,min}\lesssim 350\,\mathrm{Myr}$$, in contrast with previous studies that found long delay times of a few gigayears. We demonstrate that the cause of the longer inferred time delays in past studies most likely resides in an incorrect treatment of selection effects
La fusion d'étoiles à neutrons est le seul endroit où l'or se forme naturellement : lors de la collision, une telle quantité d'éléments lourds est éjectée qu'elle suffirait à former plusieurs planètes de la taille de la Terre.