habilitation`a diriger les recherches - LUTH - Observatoire de Paris

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mais requièrent beaucoup de mémoire et de temps de calcul, ce qui les rend peu attrayantes
pour traiter les équations du champs gravitationnel dans les problèmes complexes à deux ou
trois dimensions (sans hypothèse de symétrie). Une des difficultés techniques a été le passage
de l’information sur les champs physique d’une méthode numérique à l’autre ; il a fallu en effet
développer des techniques d’interpolation et de filtrage performantes.
Les résultats de ce code ont été exposés dans un article commun Dimmelmeier et al.
2005 [151], où nous avons démontré la capacité du code à suivre parfaitement l’effondrement
et la formation de l’étoiles à neutrons. Les ondes gravitationnelles sont extraites par la formule
du quadrupôle, à partir de l’évolution de la distribution du fluide. Des tests ont été faits en
simulant cette fois-ci l’évolution d’une étoile à neutrons en rotation, qui a été perturbée et dont
on a suivi les oscillations. Les modes fondamentaux, ainsi que les premiers harmoniques ont été
retrouvés avec une très bonne précision. CoCoNuT a été ensuite utilisé pour affiner les estimations
d’ondes gravitationnelles émises en prenant en compte un équation d’état plus réaliste
et un processus de déleptonisation effectif [352]. Cela a permis de ne garder qu’un seul type de
formes d’ondes, contre trois auparavant, en éliminant la possibilité de rebonds multiples. Avec
les améliorations apportées récemment sur la stabilité des solutions des équations elliptiques
(discutées au chapitre 3) et le trouveur d’horizon apparent (Chap. 7), le code est maintenant
capable de suivre aussi les effondrements d’étoiles plus massives menant à un trou noir. De
multiples autres applications de ce code ont été faites depuis, si bien qu’il a fallu organiser une
école au mois de novembre 2008, afin de former des thésitifs et jeunes post-doctorants venus
de plusieurs pays d’Europe. Cela a aussi montré que, malgré le départ de la recherche de son
principal développeur M. Dimmelmeier, le relais a été pris par de jeunes chercheurs, assurant
ainsi la pérennité du projet.
Les études qui sont présentées ensuite portent essentiellement sur la structure interne des
astres compacts, c’est-à-dire les propriétés de l’intérieur de ces objets jusqu’au voisinage de la
surface (ou horizon pour les trous noirs), par opposition aux questions d’accrétion–éjection ou
des mécanismes d’émission des pulsars. Les questions et problèmes physiques abordés peuvent
être néanmoins très riches. Dans le cas des étoiles à neutrons, la question de l’équation d’état est
centrale : quelle sont la composition et les propriétés de la matière froide aux densités voisines
de la densité nucléaire ? Il faut ajouter à cela les propriétés du champ magnétique (Fig. III.1), la
superfluidité et supraconductivité, l’écorce (élasticité), l’apparition de condensats de particules
exotiques au centre, . . .Tous ces points n’ont pas été étudiés dans les travaux présentés ciaprès,
il convient donc de garder en mémoire que les modèles sont encore trop incomplets pour
être tout-à-fait réalistes et qu’il reste beaucoup de travail à effectuer pour incorporer tous les
« ingrédients physiques » dans un modèle numérique cohérent. Afin d’illustrer ce point, on
peut citer la quasi-impossibilité (aujourd’hui) d’effectuer des calculs exacts ou numériques en
chromodynamique quantique (QCD) et d’obtenir une équation d’état fiable pour la matière
froide au-delà de la densité nucléaire. Ces conditions de température et de pression n’étant
pas non plus accessibles par les expériences de physique des particules, il reste la possibilité de
contraindre cette équation d’état par les observations astrophysiques : beaucoup d’informations
sont données par les vitesses de rotation (ou pulsation), les masses et surtout les rayons, bien
que ces derniers soient très difficiles à obtenir.