Recherches de fusions d’objets compacts à l’ère de l’astrophysique multi-messagers des hautes énergies

Abstract

Neutron stars and stellar mass black holes are the remnants of massive stars, caused by the gravitational collapse taking place at the end of their nuclear fusion based life cycles. They can be found gravitationally isolated or in binary systems, forming binary neutron stars (BNS), neutron star-black holes (NSBH) and binary black holes (BBH). In the latter case, when the compact objects orbit each other, the system is loosing angular momentum by emission of gravitational waves (GW). Thus the orbital separation shrinks over time and, if the initial separation is not too high, it might lead to a merger during the Universe lifetime. The amplitude of the GWs increases with the approach of the coalescence time, making them detectable by the GW interferometers Advanced LIGO and Advanced Virgo. If in addition, at least one of the binary components is a neutron star, a relativistic beamed high energy electromagnetic (EM) emission, called short gamma ray burst (GRB), activated by the infalling matter into the accretion disc surrounding the newly born black hole, is expected in the seconds following or preceding the merger. A more isotropic radiation in both the optical and near infrared spectrum, called kilonova and powered by the radioactive decay of the synthesized r-process heavy elements, is emitted on days timescale. Finally the short GRB afterglows spanning a wide energy spectrum going from X-rays to radio wavelengths might be detectable on timescales varying from hours to months. GW170817 was a remarkable astrophysical event, showing clear evidence for all these GW/EM signatures. Moreover, theoretical work predict the existence of some other signals emitted by these violent phenomena such as the emission of neutrinos or gamma-ray burst precursors. In this thesis, several procedures whose aim is to increase the chances of detecting some GW/EM signals linked to a compact binary merger are presented. We propose a statistical method for the detection of the association between the prompt GRB emission, identifiable in the Fermi-GBM data, and the GW trigger, reported by Advanced LIGO and/or Advanced Virgo. The idea behind it is to take advantage of the low coincident rate of backgrounds in two distinct detectors. We also introduce a tool aimed to search for a modulated gamma-ray signal detectable by the Fermi-GBM scintillators, prior to a GW event identified by the Advanced interferometers. Whereas the emissions of gamma-ray radiation and GWs are expected to be almost simultaneous, the kilonova counterpart follows the merger, can last for days and is tracked most of the time by the terrestrial telescopes. We propose here two methods aiming to help the EM observers community in trying to detect kilonovae. Firstly, we suggest the use of a machine learning based algorithm in order to distinguish between photometric lightcurves attributed to the desired kilonovae, the dominating background supernovae and other background optical transients. Secondly, GW low-latency based kilonovae photometric lightcurves are proposed with delays of the order of minutes. The near future will be characterized by a plethora of signals of different natures, making the data interpretation very challenging. In this exciting world, there will be place only for the most efficient data analysis. methods.Les étoiles à neutrons et les trous noirs stellaires sont créés par l’effondrement gravitationnel qui survient à la fin des cycles de fusion nucléaire ayant lieu au sein des étoiles massives. Ils se trouvent soit isolés gravitationnellement soit en systèmes binaires, formant des binaires d’étoiles à neutrons (BNS), des systèmes trou noir - étoile à neutrons (NSBH) et des trous noirs binaires (BBH). Dans le dernier cas, lorsque les objets compacts sont en orbite l’un autour de l’autre, le système perd du moment cinétique par émission d’ondes gravitationnelles (GW). Ainsi la séparation diminue au cours du temps et, si la séparation initiale n’était pas trop grande, ceci pourrait conduire à une fusion durant l’âge de l’Univers. L’amplitude des GWs augmente avec l’approche du temps de la fusion, les rendant détectables par les interféromètres à GWs Advanced LIGO et Advanced Virgo. Si en plus, au moins un des membres de la binaires est une étoile à neutrons, une émission électromagnétique (EM) à haute énergie sous la forme d’un jet relativiste, appelé sursaut gamma court (GRB), activé par la chute de matière dans le disc d’accrétion entourant le trou noir nouvellement né, est attendue dans les secondes suivant ou précédant la fusion. Une radiation plus isotrope dans le spectre optique et infrarouge proche, appelée kilonova et alimentée par la désintégration radioactive des éléments lourds synthétisés lors du processus r, est émise à l’échelle des jours. Enfin, les contrecoups (afterglows) des GRBs courts, couvrant une large portion du spectre d’énergie allant des rayons X aux ondes radio, pourraient être détectés sur des échelles variant d’heures aux mois. GW170817 a été un événement astrophysique remarquable, montrant clairement l’existence de toutes ces signatures de GW/EM. En outre, des travaux théoriques prédisent également l’existence d’autres signaux lors de ces phénomènes violents, tels que l’émission des neutrinos et les précurseurs des GRBs. Dans cette thèse, plusieurs procédures sont présentées, dont le but est d’augmenter les chances de la détection de certains signaux de GW/EM, liés à la fusion d’une binaire compacte. On propose une méthode statistique pour la détection de l’association entre l’émission rapide du GRB, identifiable dans les données de Fermi-GBM, et le trigger de GW, rapporté par Advanced LIGO et/ou Advanced Virgo. L’idée derrière cela est de tirer profit de l’avantage du faible taux de coïncidence des bruits présents dans deux détecteurs distincts. On introduit aussi un outil destiné à la recherche d’un signal gamma modulé, détectable par les scintillateurs de Fermi-GBM, antérieurement à l’identification de l’événement de GW, par les interféromètres de seconde génération. Tandis que les émissions de rayonnement gamma et GWs devraient ếtre presque simultanées, la contrepartie kilonova est postérieure à la fusion, peut durer des jours et, la plupart du temps, est détectée par les télescopes terrestres. On propose ici deux méthodes visant à aider la communauté d’observateurs de EM, dans son but de détecter des kilonovas. D’abord on suggère l’utilisation d’un algorithme à base d’apprentissage automatique pour distinguer parmi des courbes de lumière photométriques attribuées aux kilonovas ciblées, aux supernovas dominant la liste de candidats et aux autres transients optiques non désirés. En second lieu, des courbes de lumière photométriques, pour des kilonovas, sont proposées, avec des délais de l’ordre des minutes, à partir des données de GWs, de faible latence. Le futur proche sera caractérisé par une multitude de signaux de natures différentes, rendant l’interprétation des données très difficile. Dans ce monde passionnant, il n’y aura de place que pour les méthodes d’analyse de données les plus efficaces