Contacter l'auteur / Contact the author

Recherche dans ce site / Search in this site

 

Les trous noirs supermassifs

Illustration d'un trou noir supermassif en rotation entouré de son disque d'accrétion. Les collisions entre débris et la chaleur générée dans l'accrétion combinées à l'effet Doppler augmentent l'éclat du côté du disque s'approchant de l'observateur, donnant l'impression d'observer l'explosion de supernovae. Document ESO/ESA/Hubble, M. Kornmesser.

De l'observation à la théorie (I)

Comme nous l'avons expliqué à propos des catégories de trous noirs, un trou noir supermassif présente une masse d'au moins 50000 M mais la plupart de ceux détectés à ce jour "pèsent" plusieurs millions ou milliards de masses solaires. Leur diamètre (celui de l'horizon externe ou horizon des évènements) mesure plusieurs millions de km - ils sont plus grands que le Soleil -, certains atteignant 1000 UA et présentent un disque d'accrétion de gaz et de poussières qui peut dépasser 10 années-lumière de diamètre ! Lorsqu'ils sont actifs, en radio et en optique, leur jet bipolaire peut s'étendre sur 5000 années-lumière sans parler de leurs immenses lobes radios ou de leur jet de rayons X qui sont plus vastes que leur galaxie hôte !

Pour les astrophysiciens qui cherchent à comprendre comme de tels astres peuvent exister et générer de telles émissions, il s'agit de sujets d'études passionnants tant ils défient nos connaissances, non seulement de la physique mais également de l'évolution de l'Univers.

Comment mesurer la masse d'un trou noir supermassif ?

Il existe plusieurs méthodes pour calculer la masse d'un SMBH. La plus ancienne consiste à mesurer les vitesses des étoiles en orbite autour de lui, à condition de pouvoir les observer. Cette méthode ne peut s'appliquer qu'aux trous noirs galactiques ou à quelques rares SMBH particulièrement brillants.

Ensuite, grâce aux données du satellite rayons X Chandra, les astrophysiciens découvrirent que le profil de température du gaz chaud autour d'un SMBH présente un pic qui dépend de la masse du trou noir. Cette découverte fut appliquée au trou noir supermassif de la galaxie elliptique géante NGC 4649 située à 51 millions d'années-lumière dans la constellation de la Vierge dont la masse fut estimée à 3.4 milliards de masses solaires (cf. F.Brighenti et W.Mathews, 1999; P.Humphrey et al., 2008). C'était le premier SMBH auquel on appliqua deux méthodes différentes pour calculer sa masse.

Si le SMBH est suffisamment massif (grand) et lumineux, on peut également calculer sa masse par imagerie directe en analysant l'ombre que porte son horizon des évènement sur le disque d'accrétion. Cette méthode fut utilisée avec succès par l'EHT pour calculer la masse du SMBH caché au coeur de M87 situé à ~55 millions d'années-lumière. Sa masse représente ~6.5 milliards de masses solaires.

Puis, pour la première fois, en 2021 des chercheurs ont découvert une corrélation entre le scintillement (les fluctuations de la densité du flux) du disque d'accrétion des trous noirs supermassifs et leur masse (cf. C.J. Burke et al., 2021).

Colin J. Burke de l'Université d'Illinois et des collègues ont analysé les données de 67 AGNs possédant un trou noir supermassif dont la masse est comprise entre 10000 et 10 milliards de masses solaires entouré d'un disque d'accrétion. Ils ont confirmé une corrélation du scintillement du diisque en fonction de la masse sur plus de 6 ordres de grandeur. Comme on le voit dans le graphique ci-dessous, les plus petits SMBH (104 M) affichent les scintillements les plus rapides, avec un temps caractéristique d'amortissement de quelques heures. Les SMBH peu massifs (106 M) ont un temps caractéristique d'amortissement de l'ordre de 20 jours. Les SMBH les plus massifs (1010 M) scintillent le plus lentement, sur des échelles de temps atteignant 2 ans.

A gauche, corrélation entre la période de scintillement du disque d'accrétion et la masse du trou noir supermassif. A droite, illustration du scintillement d'un trou noir supermassif. Cliquer sur l'image pour lancer l'animation (.GIF de 4.4 MB). Documents C.J. Burke et al. (2021) adapté par l'auteur et Mark A. Garlick/Simons Foundation.

En 2020, une équipe de chercheurs japonais découvrit des scintillements dans le disque d'accrétion de Sgr A*, en particulier dans la densité de flux mesurée par ALMA à 230 GHz (cf. Y.Iwata et al., 2020). Cette fois l'équipe de Burke a pu déterminer que ce scintillement est lié à la masse du trou noir supermassif. Désormais on peut donc utiliser cette nouvelle méthode pour caractériser les SMBH et estimer leur masse.

On pourrait éventuellement appliquer cette méthode aux trous noirs de masse intermédiaire (IMBH, entre 100 et 100000 M). Selon les chercheurs, le temps caractéristique d'amortissement pour un IMBH de 1000 M est de seulement 1 jour, une durée compatible avec de courts programmes d'observations. Cette méthode est donc plus rapide que la méthode photométrique ou spectrale.

Quant à l'origine de ces scintillements dans le disque d'accrétion, actuellement c'est une inconnue et on ignore si d'autres paramètres l'influencent comme par exemple le taux d'accrétion ou le taux de spin. Toutefois les chercheurs ont une piste. Ils estiment que ce scintillement est généré dans la partie interne du disque. Il serait d'abord émit dans l'UV avant d'induire un scintillement visible qui se propage vers l'extérieur du disque jusqu'à ce qu'il soit amorti. Autrement dit, le scintillement est la trace d'une signature thermique qui se propage dans le disque d'accrétion.

Un jet de rayons X de 160000 années-lumière

L'un des trous noirs supermassifs les plus étonnants est celui caché au coeur du quasar PSO J352.4034-15.3373 (PJ352-15 en abrégé) situé à z = 5.831 soit environ 12.7 milliards d’années-lumière, c'est-à-dire évoluant dans l'univers primitif.

PJ352-15 est l'un des deux quasars les plus puissants détectés dans les ondes radio dans le premier milliard d'années après le Big Bang. Il est environ un milliard de fois plus massif que le Soleil, mais cela reste au moins 600 fois plus faible que la masse stellaire de la Voie Lactée. C'est donc une galaxie naine primitive mais présentant déjà un noyau très actif.

Thomas Connor du JPL et ses collègues ont observé PJ352-15 pendant trois jours grâce au satellite Chandra et ont détecté un jet de rayons X. L'émission X a été détectée jusqu'à environ 160000 années-lumière du quasar, soit 1.6 fois la longueur de la Voie Lactée ! Ce jet était émis dans la même direction que des jets beaucoup plus courts précédemment détectés dans les ondes radio.

PJ352-15 bat d'autres records astronomiques. Jusqu'ici le plus long jet observé dans un objet situé à cette distance mesurait 5000 années-lumière, ce qui correspond aux observations radio de PJ352-15. De plus PJ352-15 est situé environ 300 millions d'années-lumière plus loin que l'objet enregistré précédemment. Si l'observation est confirmée, ce serait le trou noir supermassif actif le plus éloigné détecté dans la bande X. Cette découverte fit l'objet d'un article publié sur "arXiv" en 2021.

Comment un trou noir supermassif a-t-il pu se développer si rapidement après le Big Bang ? C'est l'une des questions clés dont les astrophysiciens aimeraient avoir la réponse.

Un trou noir ne peut augmenter sa masse qu'en accrétant de la matière. Pour devenir supermassif en moins d'un milliard d'années, il doit accréter très rapidement beaucoup de matière, ce qui le rend très actif.

Illustration du phénomène détecté par les astronomes au coeur du quasar PJ352-15. L'encart représente l'image X et optique. Documents NASA.

Malgré son puissant champ gravitationnel, un trou noir n'attire pas forcément tout ce qui s'approche de lui. Nous avons expliqué que si le Soleil devenait un trou noir (cf. les trous noirs), les orbites des astres peuplant le système solaire ne changeraient pas et la Terre graviterait toujours à la même distance.

Dans un trou noir supermassif entouré d'un disque d'accrétion, la matière en orbite dans son disque doit perdre de la vitesse et de l'énergie pour pouvoir tomber vers l'intérieur et traverser l'horizon des évènements du trou noir. Seule une petite fraction de la matière y échappe et forme le jet bipolaire. Les champs magnétiques peuvent provoquer cet effet de freinage sur le disque, ce qui est un moyen efficace pour que la matière perdre de l'énergie et, par conséquent, pour augmenter le taux de croissance du trou noir.

Pour comprendre ce phénomène prenons l'analogie d'un manège. Si le manège tourne trop vite, un enfant pourra difficilement se déplacer vers le centre. Pour ce faire, il faut exercer une force pour ralentir la course du manège. Selon Connor, "autour des trous noirs supermassifs, nous pensons que les jets peuvent absorber suffisamment d'énergie pour que la matière puisse tomber vers l'intérieur et que le trou noir puisse se développer".

Pour générer un jet collimaté, il faut un champ magnétique. C'est plus facile à dire qu'à expliquer car encore aujourd'hui les théories sont approximatives. Une chose est certaine, ce champ magnétique est généré par le plasma présent dans le disque interne. On en a une belle illustration avec le champ magnétique du trou noir supermassif caché au coeur de la radiogalaxie M87.

Mais dans le cas de PJ352-15, le jet est exceptionnellement long et donc généré par une source très puissante. Selon Eduardo Bañados de l'Institut Max Planck pour l'Astronomie (MPIfA) et coauteur de cet article, "La longueur de ce jet est importante car cela signifie que le trou noir supermassif qui l'alimente se développe depuis un temps considérable. Ce résultat souligne à quel point les études en rayons X de quasars distants fournissent un moyen essentiel d'étudier la croissance des trous noirs supermassifs les plus éloignés".

Ce jet de rayonnement X fut émis lorsque l'univers n'avait que 0.98 milliard d'années, à peine un dixième de son âge actuel. À cette époque, la réonisation venait de se terminer, l'univers était 100 fois plus dense qu'aujourd'hui, la température du rayonnement cosmologique laissé par le Big Bang était retombée à 18 K (contre 2.7 aujourd'hui) et il était beaucoup plus intense qu'aujourd'hui. La matière s'organisait mais sans évènement marquant. Rappelons que le pic de formation des quasars apparut vers z = 3, quelque 2 milliards d'années après le Big Bang.

Lorsque les électrons contenus dans le jet s'échappent du trou noir à une vitesse proche de la vitesse de la lumière, ils se déplacent à travers le rayonnement cosmologique et entrent en collision avec les photons qu'il contient, augmentant l'énergie des photons dans la gamme des rayons X détectés par Chandra. Dans ce scénario, la luminosité des rayons X est considérablement augmentée par rapport aux ondes radio. Cela concorde avec les observations où les puissants jets de rayons X ne sont pas associés à des émission radio. Selon Daniel Stern du JPL et coauteur de cet article, "nos résultats montrent que les observations en rayons X peuvent être l'un des meilleurs moyens d'étudier les quasars avec jets dans l'univers primitif. Ou pour le dire autrement, dans le futur les observations en rayons X peuvent être la clé pour percer les secrets de notre passé cosmique".

Simuler pour comprendre

Si on peut déduire l'existence et la position des trous noirs les plus massifs en étudiant leur environnement, il est difficile d'expliquer l'origine et l'activité d'astres aussi massifs. Les trous noirs supermassifs situés à 13 milliards d'années-lumière, correspondant à seulement 5% de l'âge actuel de l'Univers, posent un sérieux défi aux théoriciens qui ne comprennent pas encore très bien les mécanismes physiques qui forment ces trous noirs et assurent leur croissance à une époque aussi précoce.

Illustration d'un trou noir supermassif. Document ESA.

A défaut de pouvoir les étudier in situ, la seule solution est de simuler leur évolution à partir des lois de la physique et des dernières découvertes en astrophysique et en cosmologie. En effet, même si une simulation n'est jamais qu'un modèle de la réalité contenant beaucoup d'approximations et d'hypothèses, il est déjà arrivé que les astronomes finissent par découvrir des particules ou des phénomènes uniquement sur base des résultats de simulations fondées sur des données incomplètes mais significatives (cf. la découverte du boson de Higgs ou celle des baryons manquants). On peut donc imaginer apprendre quelque chose sur l'origine des trous noirs supermassifs en simulant leur formation dans des modèles proches des conditions régnant dans l'Univers primordial. C'est à ce travail théorique mais porteur de beaucoup d'espoirs que se sont attelés quelques chercheurs.

Une équipe internationale dirigée par Naoki Yoshida de l'Institut Kavli/IPMU publia dans la revue "Science" en 2017 les résultats d'une simulation exécutée sur des superordinateurs Cray XC30 (dont ceux du CfCA de la NOAJ) recréant la formation d'un trou noir massif à partir des courants de gaz supersoniques laissés après le Big Bang. Leur étude montre que de petits trous noirs pourraient donner naissance aux trous noirs supermassifs qu'on observe aujourd'hui.

Des études théoriques ont suggéré que les trous noirs supermassifs se sont formés soit à partir des éjecta des étoiles de la première génération qu'a justement étudié Naoki Yoshida soit par effondrement gravitationnel direct d'un nuage massif de gaz primordial (cf. le trou noir). Cependant, ces théories permettent difficilement de former des trous noirs supermassifs assez rapidement soit nécessitent des conditions très particulières.

Shingo Hirano de l'Université du Texas à Austin a identifié un processus physique prometteur à partir duquel un trou noir massif pourrait se former assez rapidement. Pour être efficace, le mécanisme proposé tient compte de l'effet des mouvements d'un gaz supersonique par rapport à la matière noire omniprésente. Des simulations antérieures ont montré que la matière noire (ou sombre) se serait formée lorsque l'Univers avait seulement 100 millions d'années vers z = 13.7.

Selon les chercheurs, les flux de gaz supersoniques générés par le Big Bang furent capturés par la matière noire beaucoup plus massive et forma un nuage de gaz dense et turbulent. À l'intérieur, le coeur d'une protoétoile commença à se former. Du fait que le gaz environnant fournissait plus de matière que nécessaire pour alimenter la protoétoile, celle-ci est devenue rapidement très massive sans libérer beaucoup d'énergie.

Selon Yoshida, "une fois atteinte la masse de 34000 fois celle du Soleil, l'étoile s'est effondrée sous sa propre gravité, créant un trou noir massif". Ces trous noirs massifs nés dans l'univers primitif ont continué à croître pour former des trous noirs supermassifs. Selon Hirano qui réalisa l'une des simulations, "la densité numérique des trous noirs massifs est d'environ un par volume de trois milliards d'années-lumière de côté, remarquablement proche de la densité numérique observée des trous noirs supermassifs".

A gauche, l'un des ordinateurs Cray XC30 utilisé par l'IPMU pour simuler l'évolution des trous noirs supermassifs. Au centre, simulation dans l'Univers primordial de la distribution de la densité de la matière noire (en bleu) et du gaz (en orange) au cours de la formation d'une étoile massive de première génération entre z=90 et z=30.5 soit il y a plus de 13.5 milliards d'années, à l'époque de la réionisation où la température de l'Univers était déjà inférieure à 100 K. A droite, un gros-plan sur la formation de la protoétoile environ 100000 ans après le début de la phase d'accrétion. Les zones bleues sont les nuages denses de gaz en accrétion rapide tandis que la région centrale blanche représente la zone centrale turbulente où le gaz est en train de tomber (accréter) rapidement sur le coeur de la protoétoile en gestation. Le gaz va augmenter sa masse jusqu'à 34000 fois celle du Soleil, provoquant son effondrement et formant un trou noir massif qui va continuer de croître jusqu'à former un trou noir supermassif. Documents IPMU et Shingo Hirano et al adaptés par l'auteur.

Le résultat de cette étude va certainement apporter des renseignements utiles aux futures recherches sur l'évolution des trous noirs massifs. A ce sujet, on attend impatiemment le lancement du télescope spatial James Webb (JWST) prévu en octobre 2021 qui devrait permettre d'augmenter le nombre d'observations de trous noirs massifs et supermassifs dans l'univers profond et aider les astronomes à préciser l'époque exacte à laquelle l'Univers fut totalement réionisé.

Un modèle unifié des perturbations par effet de marée (TDE)

Qu'est qu'une perturbation par effet de marée ou "TDE" ? L'astrophysicien Jean-Pierre Luminet du CNRS nous rappelle que lorsqu'une étoile de type solaire s'approche suffisamment près du rayon critique d'un trou noir supermassif de moins de 30 millions de masses solaires (limite de Hills), sa trajectoire est perturbée par les forces de marée et l'astre est déchiqueté à l'extérieur de l'horizon des évènements; à peu près la moitié du gaz libéré s'échappe à grande vitesse (produisant éventuellement un jet relativiste), l'autre moitié forme un disque d'accrétion. Ce sont ces deux composantes qui contribuent sur des échelles de temps diverses à la formation des TDE, un acronyme d'origine anglaise signifiant "Tidal Disruption Event" (Evènement de Perturbation de Marée) qu'on pourrait si nécessaire franciser par "perturbation maréale".

Si le trou noir supermassif est au-dessus de la limite de Hills, l'étoile ne peut être brisée qu'à l'intérieur de l'horizon des évènements, et cela ne donne donc pas lieu à des TDE ni aucun phénomène observable.

L'histoire des TDE

C'est en 1971 que pour la première fois le physicien théoricien John A. Wheeler suggéra dans les "Pontificae Acad. Sei. Scripta Varia" (vol. 35, 539) que la dislocation d'une étoile dans l'ergosphère d'un trou noir en rotation pourrait induire une accélération du gaz libéré jusqu'à des vitesses relativistes par ce qu'il appelait "l'effet du tube dentifrice" (tube of toothpaste effect). Wheeler était parvenu à une généralisation relativiste du problème classique des perturbations de marée newtoniennes qu'il appliqua au voisinage d'un trou noir de Schwarzschild ou de Kerr (c'est-à-dire sans rotation ou en rotation, cf. Fishbone (1973) et Mashhoon (1975, 1977)).

Mais ces travaux précurseurs étaient limités à des modèles d'étoiles incompressibles et/ou aux étoiles pénétrant légèrement dans le rayon de Roche, ne subissant ainsi que faiblement les forces de marée et au pire (ou au mieux) des phénomènes de perturbation (TDE) transitoires.

Illustration artistique d'un TDE réalisée en 2004 par Stéfanie Komossa du MPE. Document ESA.

En 1976, les astronomes Juan Frank et Martin F. Rees de l'Institut d'Astronomie de Cambridge évoquèrent dans les "MNRAS" (en PDF sur arXiv) "l'effet des trous noirs massifs sur les systèmes stellaires", définissant un rayon critique sous lequel les étoiles sont perturbées et littéralement déchiquetées et aspirées par le trou noir, suggérant en suspens qu'il serait possible d'observer ces évènements dans certaines galaxies. Mais à l'époque, les chercheurs anglais ne proposaient aucun modèle précis ni simulation.

Cette prédiction bien que spéculative et ce manque d'outil théorique suscitèrent la curiosité de Jean-Pierre Luminet et de Brandon Carter de l'Observatoire de Paris au tout début des années 1980 qui inventèrent le concept de TDE. Leurs premiers travaux furent publiés dès 1982 dans la revue "Nature" puis en 1983 dans la revue "Astronomy & Astrophysics". Les auteurs étaient parvenus à décrire les perturbations de marée au coeur des AGN sur base du modèle de la "crêpe stellaire flambée" pour reprendre l'expression de Luminet, un modèle décrivant le champ de marée engendré par un "grand trou noir" - entendons supermassif - et l'effet qu'ils appelaient la "détonation en pancake" pour qualifier la flambée de rayonnement résultant de ces perturbations.

Puis en 1985, Jean-Alain Marck et Jean-Pierre Luminet publièrent dans les "MNRAS" la version relativiste généralisée de leur modèle développé dans le contexte newtonien appliqué à un trou noir de Schwarzschild massif. Ce modèle relativement simple leur permit de prédire avec une assez bonne précision la trajectoire de l'étoile capturée et les facteurs de compression sous la limite de Roche parmi d'autres grandeurs. Notons que Marck créa également des simulations de disques d'accrétion pour des films documentaires (cf. cette vidéo pour Arte présentée sur YouTube datant de 1994).

Ces simulations permirent de prédire tous les détails de l'effet de "crêpe flambée", c'est-à-dire l'écrasement de l'étoile sous les forces de marée et l'ampleur de l'explosion thermonucléaire qui la désintègre ensuite combinée à des ondes de chocs qui vont produire pendant un bref instant une élévation très importante de la température de la "crêpe" susceptible de donner naissance à des sursaut X ou gamma.

Finalement, en 1986 Luminet et Carter publièrent dans la revue "Astrophysical Journal Supplement" un important article de 29 pages dans lequel ils analysaient tous les cas de TDE et pas seulement les 10% produisant des "spaghettifications".

Parmi les autres chercheurs ayant contribué à la théorie des TDE, citons également Bernard Pichon qui développa le concept d'étoiles "pancakes" et également membre du même Groupe d'Astrophysique Relativiste que Luminet, Carter et Marck.

Illustration d'un trou noir supermassif ayant capturé une étoile qui subit un TDE en passant sous la limite de Roche. Document ESO/M. Kornmesser. Voir aussi l'animation ci-dessous.

Mais comme se le demanda Rees, peut-on observer ces TDE ? Le problème qui se pose est que la majorité des trous noirs supermassifs sont inactifs, dits dormants, car privés de combustible. Dans le cas du trou noir supermassif Sgr A* (le symbole * faisant référence aux états excités des atomes), les TDE sont rares, se produisant en moyenne une fois tous les 10000 ans. En revanche, selon des études publiées par Matthieu Brassart et Jean-Pierre Luminet (cf. 2007, 2008, 2009 et le résumé sur le site de l'Observatoire de Paris), dans un AGN la fréquence de ces évènements atteint 1 TDE par an et est donc très élevée si on considère l'ensemble de l'Univers observable. Seul problème, on peut uniquement détecter les TDE lorsque le trou noir présente un disque d'accrétion ou s'active temporairement lorsque qu'une étoile traverse le rayon de marée (la limite de Roche) et subit son attraction fatale (cf. ce schéma préparé par Luminet).

Ce n'est qu'une décennie plus tard, en 1990 que les premiers candidats répondant aux critères des TDE furent détectés grâce au sondage panoramique "All Sky" en rayons X du satellite ROSAT de la NASA. Depuis lors, plus d'une douzaine de candidats ont été découverts, y compris des sources plus actives en ultraviolet ou en optique pour une raison qui restait mystérieuse.

Finalement, la théorie de Luminet et Carter se trouva confirmée grâce à l'observation d'éruptions spectaculaires résultant de l'accrétion de débris stellaires par un objet massif situé au coeur des AGN (cf. par exemple les images de NGC 5128 ou NGC 4438 sur lesquels nous reviendrons) mais également au coeur de la Voie Lactée (cf. l'activité dans la région de Sgr A*) ou dans des galaxies très distantes comme Arp 299 située à ~150 millions d'années-lumière observée en 2018 par l'installation Karl Kansky (ex VLBA).

La théorie des TDE explique même la supernova superlumineuse SN 2015L, mieux connue sous le nom de code ASASSN-15lh, une supernova maréale qui explosa juste avant d'être absorbée sous l'horizon des évènements d'un trou noir. On y reviendra.

Aujourd'hui, tous les TDE ont été répertoriés dans "The Open TDE Catalog" géré par le CfA d'Harvard qui recense 98 entrées depuis 1999, plusieurs TDE s'ajoutant chaque année. Pour les astrophysiciens, la question était de savoir si on pouvait réunir tous ces phénomènes à travers une seule théorie. Sur base des simulations de Luminet et Carter, c'était probable.

L'interprétation théorique des TDE fut finalement décrite dès 2004 par Stéphanie Komossa de l'Institut Max Plank (MPE/MPG) et plus récemment encore (cf. S.Komossa, (2014)). Citons également les travaux des équipes de Suvi Gezari (2006), Enrico Ramirez-Ruiz (2009), Geoffrey C. Bower (2011), Kimitake Hayasaki (2013) ainsi que James Guillochon (2015) parmi d'autres, tous inspirés des travaux de Luminet et Carter.

A voir : Supermassive black hole rips star apart (simulation), ESO

Simulations des TDE réalisées par Kimitake Hayasaki, Nicholas Stone et Abraham Loeb en 2013 (à gauche) et Kimitake Hayasaki et Abraham Loeb en 2016 (à droite, avec un trou noir binaire). Ils concernent des trous noirs supermassifs de 1 million de masses solaires capturant une étoile de type solaire. Consultez les articles respectifs pour plus d'informations.

Comme on le voit ci-dessus, grâce à ces avancées théoriques, les astrophysiciens parviennent aujourd'hui à simuler les effets des perturbations engendrées par les trous noirs supermassifs sur des étoiles aussi petites qu'un Soleil ou même une fraction de sa masse et à prédire des TDE qu'il suffit ensuite de corrober par l'observation, en particulier dans l'environnement du trou noir supermassif que nous surveillons depuis longtemps, Sagittarius A*. Bien qu'il soit peu actif, des objets isolés ont été capturés par le trou noir et subissent de temps en temps l'effet de spectaculaires TDE qui permettent aux astrophysiciens et aux théoriciens de contraindre les modèles et d'ainsi améliorer les prédictions et nos connaissances.

Le modèle unifié des TDE

C'est dans la suite de ces travaux qu'en 2018 Jane Lixin Dai de l'Institut Niels Bohr de l'Université de Copenhague et ses collègues ont décrit dans les "Astrophysical Journal Letters", un nouveau modèle unifié des TDE.

Le modèle proposé par Dai et ses collègues est basé sur des simulations MHD tridimensionnelles et permet d'étudier la phase durant laquelle les objets compacts - les trous noirs supermassifs mais également les étoiles naines accrétantes et certaines étoiles à neutrons comme SS 433 - présentent un disque d'accrétion dit de super Eddington (dans lequel le taux d'accrétion est supérieur au maximum théorique) tel qu'on s'attend à en trouver dans les TDE.

Schéma du modèle unifié des perturbations par effet de marée (TDE) d'un trou noir et de son disque d'accrétion vus de profil. Document T.Lombry inspiré de J.Dai.

En développant ce modèle présenté à gauche, Dai et ses collègues ont par exemple découvert que la densité et la vitesse du flux émis dépendent sensiblement de l'angle d'inclinaison du disque par rapport à l'observateur. Ce modèle tient donc compte du transfert radiatif à partir du disque interne et combine les effets du champ magnétique, du rayonnement, de l'hydrodynamique des gaz et de la relativité générale pour calculer les spectres d'émissions et expliquer la diversité des profils spectraux. Cela permit de découvrir que le rapport observé entre les flux optiques et rayons X augmente avec l'angle d'inclinaison.

Ce modèle est capable de décrire les différentes classes de TDE et les propriétés spectrales apparemment différentes mais qui dépendent en réalité de l'angle de vision de l'observateur par rapport à l'orientation du disque.

Mais pour nos pionniers comme les spécialistes es trous noirs, ce "nouveau" modèle des TDE n'est pas une surprise. Nous verrons qu'on retrouve la même approche dans le modèle unifié des noyaux actifs de galaxies. Autrement dit, si on replace le modèle proposé par Dai et ses collègues dans son contexte historique, il n'est finalement pas très original (mais il permet à Dai de justifier ses crédits de recherche).

A l'heure actuelle, le rayonnement émis par le disque d'accrétion des trous noirs est le seul moyen nous permettant de comprendre la physique des trous noirs et de calculer leurs propriétés. Les effets de marée sont donc une voie unique pour en savoir plus sur leur nature et l'amendement de l'un des modèles en une théorie unifiée est à ce titre un progrès qui va permettre aux chercheurs de mieux comprendre pourquoi certains trous noirs supermassifs  émettent des UV ou de la lumière quand d'autres émettent uniquement des rayons X, une diversité de comportements qui ressemble encore aux pièces d'un puzzle qu'il faut assembler pour former un modèle cohérent.

Si ce modèle n'implique pas vraiment un "changement de paradigme" comme l'ont qualifié certains rédacteurs en mal de scoop, il permet en tout cas d'entrevoir de nouvelles perspectives d'études dans le cadre des prochains sondages synoptiques dédiés en particulier à l'étude des disques d'accrétion de super Eddington et des jets. Sachant que les astrophysiciens ont découvert une petite centaine de TDE, ce sera autant de "laboratoires in situ" pour tester ce modèle. Ceci dit, soulignons que les modèles utilisés depuis quelques années par les astrophysiciens de l'Observatoire de Paris ou de l'Event Horizon Telescope parmi d'autres prévoient déjà ces différents évènements.

Enfin, outre l'effet de marée, depuis quelques années les astrophysiciens ont découvert qu'il existe également des rétroactions entre les trous noirs supermassifs et leur environnement. En effet, loin d'être des "censues cosmiques" et des puits gravitationnels sans fond, lorsqu'ils sont actifs ces objets libèrent tellement d'énergie qu'ils induisent des perturbations durables dans leur environnement jusqu'à des distances considérables. Parmi ces rétroactions, ils peuvent modifier l'activité des quasars et le taux de production d'étoiles.

Effet de la rotation des trous noirs supermassifs sur l'activité des quasars

La rotation des trous noirs supermassifs joue un rôle déterminant dans la formation des jets de haute énergie des quasars, les transformant soit en "radio loud" (bruyants) soit en "radio quiet" (calmes ou silencieux). Telle est la conclusion à laquelle sont parvenus Andreas Schulze du NAOJ de Tokyo et ses collèges dans un article publié dans l'"Astrophysical Journal" en 2017.

Parmi le million de quasars répertorié dans le catalogue MILLIQUAS en 2017, environ 10% sont de puissants émetteurs radios. Ces quasars "radio loud" se manifestent lorsque une fraction de la matière contenue dans le disque d'accrétion ne tombe pas dans le trou noir mais s'échappe dans l'espace sous la forme d'un puissant jet bipolaire. Jusqu'à présent on ignorait pourquoi certains quasars émettaient un jet et pas d'autres.

A gauche, le quasar 3C273 photographié en couleurs RGB par David Hanon avec un télescope de 600 mm d'ouverture. A droite, un trou noir en rotation reconnaissable à l'absence de cavité interne. Document T.Lombry.

L'équipe de Schulze a voulu savoir si le spin d'un trou noir supermassif, son taux de rotation, avait un effet sur la formation du jet bipolaire. Comme nous l'avons expliqué, nous savions déjà que le taux de spin et le sens de rotation du trou noir par rapport au disque d'accrétion avaient un effet sur la distribution de l'énergie du disque d'accrétion. Mais étant donné qu'on ne peut pas observer directement un trou noir, les chercheurs ont mesuré les émissions des ions d'oxygène [O III] présents autour du trou noir et dans son disque d'accrétion pour déterminer l'efficacité radiative, c'est-à-dire la quantité d'énergie libérée lorsqu'elle tombe dans le trou noir. A partir de cette mesure, les astrophysiciens peuvent calculer le taux de spin au centre du trou noir.

En analysant environ 8000 quasars du catalogue SDSS (Sloan Digital Sky Survey) situés entre 0.3 < z < 0.8 soit jusqu'à quelques milliards d'années-lumière, les chercheurs ont découvert que les émissions [O III] étaient en moyenne 1.5 plus puissante dans les quasars "radio loud" que dans les quasars "radio quiet". Cela signifie que le taux de spin joue un rôle essentiel dans la génération des jets et que les modèles doivent le considérer comme un facteur déterminant et non secondaire.

Plusieurs trous noirs supermassifs dans les grandes galaxies

Les observations des astronomes nous ont prouvé que la plupart des galaxies et les AGN abritent un trou noir supermassif d'au moins 1 million de masses solaires. Une partie d'entre eux résident au centre même des galaxies mais certains peuvent évoluer à travers leur galaxie hôte, évoluant loin du centre. En effet, la plupart seraient situés en dehors du disque galactique, dans le halo, entouré d'étoiles et d'un peu de gaz.

Selon les simulations, ce phénomène doit souvent se produire car les interactions et les fusions de galaxies sont fréquentes. La plus petite galaxie appelée "mergeur" rejoint la plus grande et lui transfert son propre trou noir supermassif central qui va évoluer sur une orbite large de l'ordre du kpc, loin du centre de sa nouvelle galaxie hôte.

Dans une étude publiée dans les "Astrophysical Journal Letters" en 2018, une équipe internationale d'astronomes dirigée par Michael Tremmel de l'Universités de Yale a prédit que les galaxies ayant une masse similaire à celle de la Voie Lactée devraient abriter une bonne dizaine de trous noirs supermassifs. Ces astres existeraient probablement depuis l'époque de l'Univers primordial. Dans le cas de la Voie Lactée, ils estiment qu'elle abriterait environ 5 trous noirs supermassifs dont Sgr A* dans un rayon de 10 kpc autour du centre Galactique et une moyenne de 12 trous noirs supermassifs dans le rayon du viriel, en ne tenant pas compte de ceux existants dans les halos des dizaines de galaxies satellites. Ces nombres sont toutefois grevés d'une incertitude importante de 65 à 69%. Cela signifie que la Voie Lactée pourrait en théorie abriter entre 2 et 20 trous noirs supermassifs !

A voir : Milky Way’s supermassive black hole may have ‘unseen’ siblings

Simulation illustrant l'emplacement possible et la trajectoire des quelques trous noirs supermassifs existants probablement au sein des grandes galaxies comme la Voie Lactée; à part celui situé au centre même de la galaxie, en raison des effets dynamiques liés aux fusions galactiques, ils évoluent à l'écart du centre, dans le halo galactique (cf. la vidéo). Document M.Tremmel et al./Yale University.

On peut alors se demander si l'un des ces trous noirs supermasssifs pourrait évoluer près du système solaire ? Selon Tremmel, étant donné la taille de la Galaxie, le faible nombre de trous noirs supermassifs et l'isolement du système solaire, "il est extrêmement improbable qu'un trou noir supermassif errant se rapproche suffisamment du Soleil pour générer un effet  dans le système solaire. La probabilité d'une telle rencontre serait de l'ordre d'une fois tous les 100 milliards d'années, soit près de 10 fois l'âge actuel de l'Univers." Le risque est donc pour ainsi dire nul. Ouf !

Sachant que les trous noirs supermassifs évoluent loin du coeur des galaxies et à l'extérieur des disques galactiques, il est peu probable qu'ils accrètent beaucoup de gaz; ils sont donc pratiquement invisibles. Le seul moyen de les détecter serait que l'un de ces trous noirs supermassifs évolue à proximité du bras d'Orion. Mais dans ce cas, même situé à quelques milliers d'années-lumière, il a toute les chances d'être caché derrière les nébuleuses et les nuages denses de poussières. De plus il faudrait qu'il perturbe notablement son environnement pour qu'on puisse le détecter. Quand on voit toute les difficultés et les années qu'ont pris les astronomes pour identifier Sgr A*, les plus petits sont pratiquement inobservables avec nos moyens actuels. Ceci dit, Tremmel et son équipe travaillent actuellement sur des méthodes permettant de déduire indirectement leur présence. Affaire à suivre, mais à bonne distance.

Deuxième partie

Co-évolution des galaxies et des trous noirs supermassifs : à démontrer

Page 1 - 2 -


Back to:

HOME

Copyright & FAQ