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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.

L'origine des trous noirs supermassifs (I)

Comme nous l'avons expliqué dans l'article consacré à l'inventaire des trous noirs supermassifs, ce type de trou noir présente une masse d'au moins 1 million de masses solaires mais la plupart de ceux détectés à ce jour "pèsent" plusieurs milliards de masses solaires. Leur diamètre (celui de l'horizon externe ou horizon des évènements) mesure plusieurs millions de km, certains présentant un disque d'accrétion de gaz et de poussières de plus de 10 années-lumière de diamètre ! Leur jet bipolaire peut s'étendre sur plus de 5000 années-lumière sans parler de leurs immenses lobes radios qui sont plus vastes que leur galaxie hôte !

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 d'astres aussi massifs et volumineux. 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.

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 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 en 2017 dans la revue "Science" 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 (voir page 2). Cependant, ces théories permettent difficilement de former des trous noirs supermassifs assez rapidement soit nécessitent des conditions très particulières.

Shingo Hirano actuellement à 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 se serait formée lorsque l'Univers avait seulement 100 millions d'années vers z=13.7. Selon la théorie des 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.

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.

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".

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 prévu en 2018 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 de moins de 3x108 M (limite de Hills) s'approche suffisamment près du rayon critique d'un trou noir supermassif, 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 le proposa 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 Sgr A*, 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 par malchance 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 "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 visible 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 du 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 87 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 Copenhagen 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 puissantes 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

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