Uncovering the origins of the heavy elements with Spectroscopic r-Process Abundance Retrieval for Kilonovae (SPARK)

Quelle est l’origine des éléments les plus lourds de l’Univers ? Les candidats les plus prometteurs sont les fusions de deux étoiles à neutrons ou d’une étoile à neutrons et d’un trou noir. Ces fusions explosives éjectent un matériau exceptionnellement riche en neutrons, qui réunit les conditions nécessaires à la nucléosynthèse de la moitié des éléments plus lourds que le fer par capture rapide de neutrons : le processus r. Les éléments fraîchement synthétisés se désintègrent de manière radioactive et les produits de désintégration se thermalisent dans les éjectas environnants pour produire une kilonova transitoire dans l’ultraviolet, l’optique et l’infrarouge. Dans cette thèse de doctorat, je développe et présente mon outil SPARK : Spectroscopic r-Process Abundance Retrieval for Kilonovae. J’applique SPARK aux spectres optiques/infrarouges précoces de la kilonova qui a accompagné la fusion historique de l’étoile binaire à neutrons GW170817, le seul événement détecté à la fois par les ondes gravitationnelles et les photons à ce jour, afin d’en déduire les abondances élémentaires du processus r et de rechercher l’origine cosmique des éléments lourds. SPARK effectue une inférence bayésienne sur les spectres de kilonova (1) en utilisant des trajectoires paramétriques issues de calculs de réseaux de réactions nucléaires pour obtenir la composition de l’éjecta à partir de quelques paramètres seulement, (2) en utilisant le code de transfert radiatif TARDIS pour générer des spectres synthétiques afin de les comparer aux observations, et (3) en construisant un substitut de processus gaussien pour la distribution postérieure, afin de permettre un apprentissage actif dans le cadre d’un schéma appelé Bayesian Approximate Posterior Estimation. Dans SPARK I (\citealt{vieira23}), je mets en œuvre SPARK et l’applique aux premiers spectres (1,4 jours après la fusion) de la kilonova GW170817. J’en déduis la présence d’un éjecta bleu de kilonova dominé par les éléments plus légers du processus r. Ce travail contient le premier modèle d’abondance élément par élément avec des incertitudes pour les éléments de $Z = 1$~à~$92$ pour une kilonova. Dans SPARK II (\citealt{vieira24}), j’ai étendu à 2,4 et 3,4 jours et mis en oeuvre des modèles d’éjecta multicomposants. J’en déduis que la composante bleue persiste jusqu’à 3,4 jours tandis qu’une nouvelle composante rouge, riche en éléments lourds, émerge à 3,4 jours, ce qui nécessite un éjecta à composantes multiples. Dans SPARK III, je prolonge jusqu’à 4,4 jours, je trouve que les éjectas bleus et rouges persistent, et je calcule les taux de chauffage radioactif et les opacités de 1,4 à 4,4 jours pour les introduire dans un modèle de courbe de lumière. Avec ce modèle de courbe de lumière informé par l’inférence spectrale, je déduis la masse totale de l’éjecta. Au total, j’extrais le modèle d’abondance élément par élément de la kilonova GW170817 entre 1,4 et 4,4 jours, je brosse un tableau cohérent des origines physiques et des mécanismes d’éjection pour les composantes bleue et rouge, et je fais le lien entre les domaines spectraux et temporels dans la modélisation des kilonova. Je constate que les éjectas bleus ne peuvent pas reproduire les abondances des éléments lourds dans notre système solaire, mais que la composante rouge est beaucoup plus proche du modèle solaire. Si GW170817 a produit une kilonova typique, les fusions d’étoiles à neutrons devraient contribuer à la synthèse cosmique des éléments les plus lourds.

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