Les étoiles des dizaines de fois plus lourdes que notre soleil ne meurent pas comme on le pensait. La modélisation informatique a révélé que leur cœur ne s'embrase pas souvent en supernova, mais s'effondre rapidement en trou noir. C'est comme un soufflé : le centre s'affaisse soudainement, et presque toute la pâte tombe dans l'entonnoir, seules quelques gouttes débordent. De même, l'étoile : la majeure partie de sa matière tombe à l'intérieur, au lieu de se disperser.
Sur 23 simulations de mort stellaire, 18 ont montré que le trou se formait avant que l'explosion n'ait pu éjecter les couches externes. Et cela se produisait pour des étoiles de 19 à 60 fois la masse du soleil. On pensait auparavant que seules les plus massives s'effondraient ainsi, mais les simulations montrent que ce n'est pas le cas.
Le plus surprenant : la masse finale du trou noir est faiblement corrélée à la taille du cœur de carbone. Une étoile légère peut engendrer un trou plus lourd qu'une étoile massive. Les simulations montrent que même après l'effondrement, une partie de la matière s'échappe, produisant un éclair faible. Sa lumière, contournant le trou, apparaît à l'observateur comme un anneau fantomatique.
tel que rédigé par les auteurs, en anglais arXiv:2605.01405
Black hole supernovae (BHSNe), the term we use for core-collapse events in which black hole (BH) formation occurs after shock revival but before the explosion is complete, have emerged as a natural outcome of multidimensional simulations as these calculations have been extended to seconds after bounce. Yet they remain one of the least studied outcomes of core collapse. Here, we assess whether they are confined to the most compact and massive progenitors, whose birth rates are low, or whether they arise systematically across a wider range of progenitor structures. We perform 23 long-term axisymmetric core-collapse simulations of progenitors spanning 19.51-60$$\,M_\odot$$ and compactnesses $$0.31 \lesssim \xi_{2.5} \lesssim 0.63$$. We find 18 BHSN outcomes across nearly the full ZAMS mass range considered, corresponding to progenitors with $$0.40 \lesssim \xi_{2.5} \lesssim 0.63$$. BH formation occurs between $$\sim0.7$$ s and $$\sim4.4$$ s after bounce. After BH formation, we continue the evolution with an excision treatment to at least 5000 s. The final explosion energies span $$\sim2\times10^{49}$$-$$3\times10^{51}$$ erg, while the final BH gravitational masses span $$\sim3$$-$$26\,M_\odot$$. We find a clear remnant-mass trend with CO-core mass, but show that the CO core alone is not an adequate proxy for the final BH mass, especially for progenitors at the low- and high-mass ends of the CO-core distribution. Except for the highest CO-core mass models, no single spherical mass coordinate cleanly separates ejecta from remnant material. Finally, a 2D axisymmetric and a 3D model are compared as we discuss differences between the two geometries.
La masse d'un trou noir peut atteindre 26 masses solaires — c'est comme si neuf millions de planètes comme la Terre étaient compressées en un point invisible, autour duquel la lumière se replie en anneau.