Pourquoi les trous noirs « refusent » de peser 45 Soleils express
La dernière moisson d'ondes gravitationnelles a apporté son lot de mystères. Les détecteurs LIGO, Virgo et KAGRA ont capté des dizaines de signaux provenant de fusions de trous noirs, et sur le graphique de leurs masses, un vide béant apparaît : les objets plus lourds que 45 Soleils sont presque inexistants, et ceux qui existent tournent suspectement vite. Certains disent que les étoiles géantes explosent trop « proprement », ne laissant rien derrière elles. Mais il y a une autre idée : les trous noirs perdent du poids avant même de naître, dans une danse étroite avec leur compagne.
Deux étoiles tournent l'une autour de l'autre, comme des patineurs se tenant par la main. L'une gonfle, ses couches externes s'écoulent vers sa voisine. Si le transfert est généreux — plus de la moitié de la matière s'en va —, la première étoile reste un noyau nu. Ensuite, elle s'effondre en trou noir, mais déjà léger : pas 50 Soleils, mais tout juste 30. Le deuxième acte est un transfert inverse, mais avare, presque sans pertes. La deuxième étoile gagne de la masse, mais son plafond est fixé par une autre loi — celle de l'« explosion-suicide » qui ne laisse rien de plus lourd que 45 Soleils.
Au final, dans un couple, il y a rarement deux trous noirs massifs. Le plus petit dépasse rarement 45 Soleils — il a été « gobé » dès l'enfance. Le plus grand peut atteindre la limite, mais pas au-delà. Ainsi naît un faux « vide de masses », qui ressemble tant à la trace d'explosions particulières. Les futurs signaux permettront de distinguer les scénarios : si l'on trouve dans le vide des trous noirs à rotation rapide dans un sens ou, au contraire, à rotation lente — alors ce n'est pas une affaire d'explosions, mais de la façon dont les étoiles se sont partagé la matière.
Résumé original
tel que rédigé par les auteurs, en anglais arXiv:2604.18676
The recent O4a release from the LIGO-Virgo-KAGRA collaboration, which significantly increased the number of gravitational-wave (GW) detections, reveals features with potentially important astrophysical implications. One notable example is a hint of the so-called pair-instability mass gap. In particular, the observed decline in the number of black holes (BHs) with mass above 45 Msun, together with indications of possibly higher spins for BHs above this threshold, has been interpreted by Antonini et al. and Tong et al. as evidence for pair-instability supernovae. In this work, we investigate whether mass transfer in binary systems can produce BH components' mass distribution that mimics the pair-instability limit. We use both the population synthesis code StarTrack and a simple semi-analytical framework to highlight the impact of mass transfer efficiency on the BH masses. We find that efficient mass transfer (over 50%) during the first Roche-lobe overflow, followed by a highly non-conservative second mass transfer phase, naturally limits the mass of the first-born BH and produces a cutoff that mimics a mass gap. While the upper mass limit for the more massive BH is increased through accretion during the first mass-transfer phase and is ultimately set by the pair-instability limit, the less massive BH is limited to the stripped primary mass. As a result, the fraction of systems in which the less massive BH exceeds 45 Msun is negligible. While the pair-instability mass gap is a plausible interpretation of current GW data, similar features can naturally arise from binary evolution. Future detections will help distinguish between these scenarios. In particular, a predominance of positive effective spins or low-spin events within the gap would challenge the pair-instability interpretation and instead support a binary-interaction origin for high-mass BHs.
Le vide de masses entre 45 et 60 masses solaires est appelé « gap d'instabilité de paire » : dans cette gamme, l'étoile, avant de mourir, chauffe tellement que son noyau ne s'effondre pas simplement, mais se déchire lui-même sans laisser de trace.