|
|
|
Les trous noirs supermassifs
Les records (II) Le record de masse absolue serait détenu par le trou noir supermassif de la galaxie elliptique Phoenix A qui atteindrait 1000 milliards de masses solaires. Mais de l'aveu même des auteurs, c'est une mesure indirecte basée sur un modèle calorimétrique contenant quelques approximations (cf. M.Brockamp et al., 2016). De plus, cette valeur est trop élevée car incompatible avec les modèles actuels. Elle est donc peu fiable. Une autre étude basée sur son rayonnement X lui donne une masse de 12.6 milliards de masses solaires mais elle fut estimée à basse résolution et est donc imprécise (cf. K.Rusinek et al., 2020). Pour l'instant ce trou noir ne figure donc pas à la première place du podium mais probablement derrière des dizaines d'autres. TON 618 Le quasar TON 618 est situé à z = 2.219 soit 10.4 milliards d'années-lumière dans la constellation des Chiens de Chasse. Il fut découvert lors d'un sondage consacré aux étoiles bleues très pâles (les naines blanches) au moyen de la chambre Schmidt de 70 cm de l'observatoire de Tonantzintla au Mexique et fut incorporé au catalogue Tonantzintla en 1957 mais à l'époque on ignorait encore la nature de cet astre. Ce n'est qu'en 1970 que G.Colla et ses collègues détectèrent ses émissions radioélectriques et le classèrent parmi les quasars. Puis, en 1976 Marie-Helene Ulrich de l'Université du Texas à Austin découvrit qu'il présentait des raies d'émissions qui permirent de déduire sa distance. TON 618 est une galaxie présentant un noyau actif (AGN). L'AGN présente une magnitude visuelle de 15.9 (V) et une magnitude absolue de -30.7. Il brille avec une luminosité de 4x1044 W soit autant que 140 trillions de Soleil, en faisant l'objet le plus brillant du ciel ! Les spectres de TON 618 présentent des raies d'émissions de nuages d'hydrogène relativement froids qui encerclent le trou noir central et se déplacent à 7000 km/s, ce qui a pour effet d'élargir les raies. C'est à partir de ces caractéristiques (dimension de la région émettant les raies larges et la vitesse du gaz froid) que les chercheurs sont parvenus à estimer la masse de ce trou noir supermassif. Selon les dernières estimations basées sur les rayonnements Hβ, C IV et [O III] d'une série de QSO, il abriterait un trou noir supermassif de 40.7 milliards de masses solaires (cf. X.Ge et al., 2013). C'est le record ! (la précédente estimation était de 66 milliards de masses solaires, cf. O. Shemmer et al., 2004). Le rayon de TON 618 - celui de l'horizon externe des évènements - est estimé à 1300 UA, soit plus du double de la distance entre le Soleil et la limite extérieure de la Ceinture de Kuiper (~500 UA) ! Et il faut ajouter son disque d'accrétion qui devrait s'étendre sur plusieurs années-lumière !. Holmberg 15A La galaxie elliptique géante Holmberg 15A (ou Holm 15A) est située dans la constellation de la Baleine (Cetus) et brille à la magnitude 14.7. Elle fut découverte dans les années 1930 par l'astronome et cosmologiste suédois Erik Holmberg. En 1958, pendant la compilation du catalogue de galaxies d'Abell, on découvrit qu'elle était le membre le plus brillant de l'amas de galaxies Abell 85 qui comprend plus de 500 galaxies situées à environ 700 millions d'années-lumière. Le trou noir supermassif d'Holmberg 15A fut découvert lors de séances d'observations en 2017 et 2018 par l'astronome Kianusch Mehrgan et ses collègues de l'Institut Max Planck en collaboration avec l'Observatoire Universitaire de Munich grâce à l'instrument MUSE (Multi-Unit Spectroscpic Explorer) du VLT de l'ESO. Le trou noir d'Holmberg 15A présente une masse de 40 milliards de masses solaires à 5% près. Elle fut calculée grâce à des modèles de Schwarzschild axisymétriques basés sur des calculs orbitaux, les précédentes estimations étant basées sur des relations empiriques et par extrapolation (cf. O. López-Cruz et al., 2014).
Selon les auteurs, "C'est un trou noir supermassif découvert par détection dynamique directe dans l'Univers local. Il est deux fois plus massif que les trous noirs de NGC 4889 (21 milliards de masses solaires) et NGC 1600 (17 milliards de masses solaires. Ce trou noir n'est pas seulement l'un des plus massifs connus, il est également 4 à 9 fois plus grand que prévu compte tenu de la masse stellaire du bulbe de la galaxie." IC 1101 La galaxie géante IC 1101 se situe dans la constellation du Serpent à environ 1.07 milliard d'années-lumière dans l'amas Abell 2029. Elle abriterait un trou noir supermassif de 40 à 100 milliards de masses solaires (cf. B.T. Dullo et al., 2017). Mais sa masse fut estimée à partir d'une relation empirique (la relation de Faber-Jackson) et donc imprécise. On attend toujours une mesure directe (par des moyens spectraux). J0529-4351 Grâce au VLT de l'ESO, en 2024 des astronomes ont annoncé la découverte du quasar le plus brillant, appelé J0529-4351, situé à plus de 12 milliards d'années-lumière. C'est également l'objet le plus lumineux jamais observé. Il abrite un trou noir supermassif de 17 milliards de masses solaires (à confirmer) dont le disque d'accrétion mesure 7 années-lumière de diamètre. Il émet tellement d'énergie qu'il est 500 000 milliards de fois plus lumineux que le Soleil ! C'est aussi le trou noir supermassif qui croît le plus rapidement en absorbant l'équivalent d'une masse solaire chaque jour (cf. C.Wolf et al., 2024). J0910-0414 Le quasar J0910-0414 est situé à z = 6.63. Il abrite un trou noir supermassif d'environ 3.6 milliards de masses solaires. Ce quasar est entouré par plusieurs sources LAE (émetteurs Lyman-alpha) provenant d'un proto-amas massif de galaxies qui se trouve dans sa ligne de visée. J1144 Le trou noir supermassif J1144 réside au coeur du quasar SMSS J114447.77-430859.3 situé à z = 0.83 soit ~7 milliards d'années-lumière dans la constellation du Centaure. Malgré sa distance, ce quasar atteint la magnitude +14.5 (V). Sa luminosité bolométrique (intégrale) est estimée à 4.7 ±1.0 x 1047 fois celle du Soleil. C'est 8 fois la luminosité du quasar 3C 273 et 7000 fois celle de la Voie Lactée. C'est actuellement le quasar le plus lumineux des 9 milliards d'années d'histoire de l'Univers (cf. C.Onken et al., 2022). J1144 présente une masse comprise entre 2.6 et 3.0 milliards de masses solaires. Il est actif et avale l'équivalent de la masse de la Terre chaque seconde ! Il présente un diamètre 500 fois plus grand que Sgr A*, soit 5 milliards de kilomètres ou 33 UA, ce qui représente 3500 fois le diamètre du Soleil ! Tout le système solaire jusqu'à la Ceinture de Kuiper tiendrait aisément dans ce trou noir. Onken déclara que ce n'est pas tous les jours qu'on découvre un tel objet : "cela faisait 50 ans que les astronomes attendaient de découvrir un trou noir de cette taille."
J1507+3013 J1507+3013 est une galaxie située à z = 0.079 soit environ 1 milliard d'années-lumière. Elle se situe à la même position qu'un ORC (Odd Radio Circle signifiant Étrange Cercle Radio) découvert en 2023 (cf. S.Kumari et S.Pal, 2023). Cette galaxie visible sur les images de Pan-STARR abrite un trou noir supermassif d'environ 2.8 milliards de masses solaires. PJ352-15 L'un des trous noirs supermassifs les plus étonnants est celui caché au coeur du quasar radio-loud 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 qui abrite un trou noir supermassif d'environ 1 milliard de masses solaires.
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 radios 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 (lire aussi S.Rojas-Ruis et al., 2021 et la thèse de S.Rojas-Ruis, 2016). 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. 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 et stable. 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 était presque terminée, 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." Les perturbations par effet de marée (TDE) Qu'est qu'une perturbation par effet de marée ou "TDE" ? Jean-Pierre Luminet, astrophysicien émérite 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 respectivement sans rotation et en rotation (cf. L.G. Fishbone, 1973; B.Mashhoon, 1974; B.Mashhon, 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. 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 (cf. W.A. Hiscock, 1977). 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 en 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. A lire : Pancake detonation of stars by black holes in galactic nuclei B.Carter et J.-P. Luminet, Nature, Vol. 296, Issue 5854, March 1982, pp 211-214 (PDF) 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, notamment pour la chaîne Arte (voir la vidéo ci-dessous). A
voir : Color Animation of a Black Hole with Accretion Disk,
J.-P. Luminet, 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 choc 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 "The 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.
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 du VLA Karl Kansky. 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 contient 99 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 en 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 Carter et Luminet. A
voir : Supermassive black hole rips star apart (simulation),
ESO
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 dans des galaxies proches, y compris dans l'environnement du trou noir supermassif de la Voie Lactée, 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 "The Astrophysical Journal Letters", un nouveau modèle unifié des TDE. Le modèle proposé par Dai et ses collègues est basé sur des simulations MHD 3D 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.
En développant ce modèle présenté à droite, 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 (AGN). 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. Résolution du problème de l'énergie manquante Pendant des années, les astrophysiciens ont constaté que plus de la moitié des TDE détectés en rayons X ne sont pas détectés en optique, y compris en infrarouge. Or par nature, les TDE libèrent de la chaleur jusqu'à ~1000 K que les télescopes spatiaux optiques devraient détecter. Si on se base sur les prédictions théoriques, le taux de TDE doit être similaire en rayons X et en optique. Autrement dit, une partie de l'énergie semblait manquer aux basses fréquences pour une raison inconnue. Une équipe internationale de chercheurs a finalement découvert cette inconnue et résolu le problème (cf. M.Masterson et al., 2024; MIT, 2024). Grâce au télescope infrarouge WISE de la NASA lancé en 2009, les auteurs ont recherché dans les données archivées à 3.4 et 4.6 microns des signaux compatibles avec des émissions transitoires provenant de TDE. Pour cela ils ont développé un algorithme spécifique qui rechercha automatiquement certains profils de signaux. Ils ont ensuite croisé les galaxies détectées avec un catalogue reprenant toutes les galaxies proches et obscurcies par la poussière situées dans un rayon d'environ 200 Mpc ou 650 millions d'années-lumière, ce qui représente environ 1000 galaxies et AGN. Le noyau de chaque galaxie présentant une émission suspecte (un pic brusque de chaleur suivi par une baisse lente) fut ensuite analysé en détail pour déterminer si le signal caractéristique provenait bien d'un TDE ou d'une autre source (supernova, contamination par un AGN, etc).
Les chercheurs ont finalement isolé 18 nouveaux candidats TDE qui n'apparaissent pas dans les relevés optiques car ils sont obscurcis par la poussière. Une dernière vérification confirma que la plupart de ces TDE apparaissent dans les données du satellite à rayons X Swift, deux dans les données de Chandra, deux autres dans les données de XMM-Newton et 8 dans le catalogue eROSITA. En tenant compte de cet obscurcissement par la poussière, les auteurs ont calculé "une limite inférieure du taux de TDE en infrarouge qui atteint environ 2 x 10-5 par galaxie par an ou ~1.3 x 10-7 par Mpc3 par an, ce qui est comparable aux taux de TDE optiques et rayons X." Selon les auteurs, "Ces TDE poussiéreux qui sont historiquement manquants dans les sondages optiques et rayons X peuvent à présent contribuer à atténuer les tensions entre les taux de TDE observés et théoriques et le soi-disant problème de l'énergie manquante." Une réconciliation entre théorie et observation est en bonne voie. Effet de la rotation des trous noirs supermassifs sur l'activité des quasars 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. 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 NOAJ de Tokyo et ses collèges dans un article publié dans "The 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.
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 "The 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
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 poussière. 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. Dernier chapitre Co-évolution des galaxies et des trous noirs supermassifs : à démontrer
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
