Les trous noirs supermassifs

Les perturbations par effet de marée (III)

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 traduit parfois 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.

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)

Illustrations du concept de "crêpe flambée" ou pancake de B.Carter et J.-P. Luminet. A gauche, un graphique publié dans "Nature" en 1982 montrant l'évolution des axes principaux (a1, a2, a3) d'une étoile approchant un trou noir sur une trajectoire parabolique, associée à une perturbation par effet de marée ou TDE ou effet de "crêpe flambée", modélisée comme un ellipsoïde soumis aux forces de marée du trou noir. L'axe a3, orthogonal au plan orbital, reste relativement stable, tandis que les axes a1 et a2 montrent des variations significatives sous l'effet des forces de marée. La contraction extrême de a3 près t=0 correspond au moment où l'étoile passe au plus proche du trou noir, subissant un étirement et une compression maximale. L'échelle logarithmique met en évidence l'amplitude des variations, qui peuvent devenir extrêmement importantes à proximité du passage au périastre. Le facteur de pénétration de Roche β=10 signifie que l'étoile s'enfonce bien à l'intérieur du rayon de Roche, ce qui conduit à une déformation extrême et probablement à une destruction complète. Au centre, l'écrasement d'une étoile généré par les forces de marée d'un trou noir supermassif de moins de 300 millions de masses solaires (au-delà, ils engloutissent les étoiles entières). Les schémas présentent la trajectoire de l'étoile (ou du nuage de gaz) dans le plan orbital avec l'apparition d'un TDE lorsqu'elle passe sous la limite de Roche. Il s'agit du modèle original proposé par J-P.Luminet et B.Carter en 1983 (A&A, p105). A droite, illustration de l'attraction d'une étoile par un trou noir supermassif avec génération d'un TDE. Document Carl Knox (Ozgrav/)/ARC/Swinburne University of Technology.

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.

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", du TDE, 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

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 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 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).

Images optiques prises par les télescopes Pan-STARR et DES couvrant un champ de 2'x2' des 18 galaxies hôtes abritant un candidat TDE qui fut détecté en infrarouge moyen par le télescope WISE. Document M.Masterson et al. (2024).

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.

L'effet de la matière sombre

Dans tous les endroits où les astrophysiciens et les cosmographes arpentent le ciel profond, ils constatent que la quantité de matière ne correspond pas aux effets gravitationnels qu'ils observent. Dans le superamas Laniakea par exemple, la cosmographe Hélène Courtois a calculé qu'il fallait 5 fois plus de matière sombre que de matière visible pour expliquer la structure et la dynamique de ce superamas. Selon les données de Gaia, même dans la Voie Lactée, la quantité de matière sombre représente entre les 2/3 et 9/10 de sa masse totale; la matière sombre domine largement sur la matière ordinaire. On y reviendra en cosmologie.

On supposant que la matière sombre a toujours existé au même titre que la matière ordinaire, quel résultat obtiendrait-on si on tenait compte des effets de la matière sombre dans les simulations de la formation des trous noirs dans l'Univers primitif ? C'est à cette question qu'ont tenté de répondre plusieurs équipes de chercheurs.

Dans un article publié dans la revue "Science" en 2017 (en PDF sur arXiv), une équipe internationale de chercheurs dirigée par Naoki Yoshida de l'Institut Kavli/IPMU utilisa des superordinateurs Cray XC30 dont l'ATERU du CfCA de la NAOJ, pour simuler la formation d'un trou noir de masse intermédiaire à partir des courants de gaz supersoniques générés par 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 première génération qu'a justement étudié Yoshida soit par effondrement gravitationnel direct d'un nuage massif de gaz primordial. 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 et coauteur de cet article a identifié un processus physique prometteur à partir duquel un trou noir massif pourrait rapidement se former. Pour être efficace, le mécanisme proposé tient compte de l'effet des mouvements d'un gaz supersonique par rapport à la matière sombre omniprésente dans un halo proto-galactique. Des simulations antérieures ont montré que la matière sombre se serait formée lorsque l'Univers avait seulement 100 millions d'années vers z = 13.7.

A gauche, l'un des ordinateurs Cray XC30 ATERU utilisé par l'IPMU pour simuler l'évolution des trous noirs supermassifs. Au centre, simulation dans l'Univers primitif de la distribution de la densité de la matière sombre (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 de masse intermédiaire qui va continuer de croître par accrétion de matière jusqu'à former un trou noir supermassif. Documents IPMU et Shingo Hirano et al. (2017) adaptés par l'auteur.

Selon les chercheurs, les flux de gaz supersoniques générés par le Big Bang furent capturés par la matière sombre 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."

Selon d'autres simulations réalisées par Christian Reisswig du Caltech et ses collègues (cf. C.Reisswig et al., 2013), il serait possible de former des trous noirs supermassifs par effondrement de nuages de gaz dans un halo de matière sombre à partir d'étoiles de 10000 à 100000 M. En quelques millions d'années, ces astres finissent par épuiser leur réserve d'hydrogène et s'effondrer pour former des nauges de gaz compacts et aplatis. A l'intérieur, il se forme deux zones de matière condensée orbitant l'une autour de l'autre. Devenant plus denses, la température de ces condensations augmente. Ainsi que l'avaient prédit les physiciens Igor Novikov et Yakov Zel'dovich en 1965, elles finissent par atteindre un niveau d'énergie tellement élevé qu'elles peuvent créer des paires d'électron-positron. Ces paires de particule-antiparticule étant très instables, le nuage de gaz s'effondre rapidement pour former un système binaire composé de deux trous noirs de masse intermédiaire. Le système finit par fusionner en générant des ondes gravitationnelles à l'instant de la coalescence et forme un trou noir encore plus massif.

A voir : Simulation Reveals Spiraling Supermassive Black Holes, NASA-GSFC, 2018

Formation and Coalescence of SMBH Binaries in Supermassive Star Collapse, Collab. SXS, 2013

Arrêt sur image d'une simulation de l'effondrement d'une étoile supermassive à rotation différentielle rapide à partir d'une minuscule perturbation initiale. L'étoile est instable au mode non axisymétrique et s'effondre en formant un système binaire de trous noirs. Ceux-ci finissent par fusionner en émettant un puissant rayonnement gravitationnel. L'effondrement est accéléré par la production de paires d'électron-positon à haute température. Document C.Reisswig et al. (2013). Voir également la vidéo ci-dessus de la Collaboration SXS sur YouTube.

Plus récemment, dans une article publié dans la revue "Nature" en 2022, Daniel Whalen précité et ses collègues se sont penchés sur la même question et ont également réalisé des simulations de l'évolution des trous noirs supermassifs dans le cadre du modèle cosmologique ΛCDM. Leurs résultats montrent que les SMBH peuvent accréter des courants froids de matière baryonique canalisés par des filaments de matière sombre.

Mais ces simulations présentent une difficulté : comment des trous noirs de plusieurs millions à plusieurs milliards de masses solaires pourraient résulter de l'effondrement d'étoiles dont les observations prouvent que leur masse ne dépasse pas 100 à 150 M (en excluant R136a1) ?

Le fait de ne pas (encore) avoir découvert d'étoiles géantes supermassives ne signifie pas qu'elles n'existent pas. Les différentes simulations décrites ci-dessus suggèrent qu'elles peuvent se former en présence de matière sombre. A partir des "germes" de ces étoiles effondrées, des trous noirs supermassifs de plusieurs millions à plusieurs milliards de masses solaires pourraient donc se former.

A gauche, un extrait d'une simulation montrant la naissance de trois étoiles supermassives (les noyaux rouges plus denses) dans un nuage de gaz froid. A droite, extrait d'une simulation CASTRO visualisée dans VisIT montrant une coupe à travers une étoile supermassive d'environ 55500 masses solaires le long de l'axe de symétrie. On voit le coeur interne d'hélium en train de se tranformer en oxygène, générant des instabilités dans le fluide (les tourbillons). Cet arrêt sur image a été pris 1 jour après le début de l'explosion en supernova, lorsque le rayon de l'étoile était légèrement supérieur à 1 UA, soit le rayon l'orbite terrestre. Son coeur effondré formera le germe d'un trou noir supermassif. Documents D.Whalen et al. (2022) et Ken Chen/UCSC.

Comme l'explique Whalen, "En remontant à des temps très anciens, nos modèles numériques ont révélé que les mêmes filaments de gaz froids et denses, capables de former un trou noir en le faisant croître d'un milliard de masses solaires en quelques centaines de millions d'années seulement, créaient leurs propres étoiles supermassives sans avoir besoin d'environnements inhabituels. Les courants froids engendrent des turbulences dans un nuage de matière qui empêchent la formation d'étoiles normales jusqu'à ce que le nuage devienne si massif qu'il s'effondre de manière catastrophique sous son propre poids, formant deux gigantesques étoiles primordiales - l'une de 30000 M et l'autre de 40000 M. Par conséquent, les nuagesprimordiaux capables de former un quasar juste après l'Aube Cosmique - lorsque les premières étoiles de l'Univers se sont formées - ont également créé leurs propres germes de trous noirs supermassifs. Ce résultat simple et beau explique non seulement l'origine des premiers quasars mais aussi leur démographie - leur nombre aux premiers temps cosmiques. Les premiers trous noirs supermassifs étaient donc simplement une conséquence naturelle de la formation de structures dans les cosmologies de matière sombre et froide - les enfants de la toile cosmique."

D'autres scénarii sont possibles et même une combinaison de plusieurs scénarii simultanément comme par exemple des coalescences précoces de trous noirs de masse intermédiaire. On peut aussi remonter plus loin dans le temps.

Des trous noirs supermassifs formés par effondrement direct

Pour expliquer l'existence de trous noirs supermassifs quelques centaines de millions d'années après le Big Bang, au-delà de z > 13, selon une autre théorie, en vertu de la théorie du Big Bang, l'Univers naissant était rempli d'un plasma dense et turbulent de matière dont la densité fluctuait de manière chaotique. Localement, la matière était suffisamment dense pour que son champ gravitationnel résiste à l'expansion de l'Univers et à la pression de radiation. Des trous noirs primordiaux de toutes tailles (comprise entre la masse d'une montagne et des milliers de masses solaires) pouvaient donc se former par effondrement direct, ce sont des DCBH (Direct Collapse Black Hole).

Grâce à des simulations, Joseph Smidt du Laboratoire National de Los Alamos (LANL), Daniel Whale de l'Université de Portsmouth en Angleterre et leurs collègues ont montré dans un article publié dans "The Astrophysical Journal" en 2018 que les premiers trous noirs massifs pourraient se former suite à l'effondrement direct de nuages géants d'hydrogène et d'hélium qui forment d'abord des étoiles supermassives de 100000 M qui s'effondrent en trous noirs de masse intermédiaire (entre ~100 et 100000 M). Ils accrètent ensuite rapidement du gaz et deviennent supermassifs, atteignant de l'ordre d'un milliard de masses solaires en ~700 millions d'années. Ces trous noirs supermassifs devaient donc déjà être nombreux et même dix fois plus massifs un milliard d'années après le Big Bang.

A gauche, évolution de la masse d'un trou noir supermassif en fonction du temps et du redshift. Les points noirs et leurs barres d'erreur sont les masses des trous noirs tapis dans les quasars ULAS J1342+0928 et ULAS J1120+0641 observés respectivement à z = 7.5 et 7.1 qui présentent un taux d'accrétion de respectivement 28 et 40 masses solaires par an. Au centre, SFR (taux de formation stellaire) dans la galaxie hôte d'un trou noir en fonction du temps. A droite, section à travers le centre du quasar ULAS J1120+0641 situé à z = 7.1 montrant sa métallicité. Les distances sont en Mpc. Documents J.Smidt et al. (2018).

Dans une variante de cette théorie, des nuages géants de matière se sont effondrés peu après le Big Bang et auraient donné naissance à des étoiles supermassives dans des conditions inhabituelles qu'on ne retrouve plus dans les galaxies plus récentes, où les étoiles ne dépassent plus ~150 M. Ces premières étoiles supermassives étant très instables, elles se sont effondrées et formèrent des trous noirs intermédiaires (jusqu'à plusieurs dizaines de milliers de masses solaires).

Toutefois, si les simulations avaient bien montré qu'il était possible de former des étoiles supermassives de 10000 à 100000 M quelques centaines de millions d'années après le Big Bang, c'est uniquement dans des environnements exotiques qui n'existent pas dans le cadre du modèle ΛCDM (avec de la matière sombre et froide). Il faut par exemple d'intenses sources de rayonnement ultraviolet ou des écoulements supersoniques de gaz combinés à de la matière baryonique en interaction avec la matière sombre, alors qu'on estime que la matière était dominée par des mouvements turbulents. Mais une contrainte astrophysique s'oppose à ce scénario.

La matière baryonique à l'origine des premières étoiles dites de Population III est constituée d'un mélange d'hydrogène, d'hélium et leurs isotopes, sans aucune trace d'éléments lourds comme le carbone, le silicium et le fer puisqu'ils n'ont pas encore été synthétisés par les étoiles. Cette composition particulière est très importante car l'existence dans le milieu interstellaire ou intergalactique de nuages de poussière composés de silicates et de carbone est nécessaire pour permettre l'effondrement des nuages moléculaires froids où naissent les étoiles et les amas stellaires.

En s'effondrant sous leur propre poids, les nuages de gaz primordiaux s'échauffent mais la pression de radiation interrompt leur effondrement, sauf si des poussières dissipent une partie de la chaleur et permettent de refroidir le nuage moléculaire. Autrement dit, la présence de poussière dans les nuages moléculaires conditionne la formation des étoiles au point qu'ils empêchent la formation d'étoiles supermassives de plusieurs centaines ou milliers de masses solaires, celles qui explosèrent en supernovae et qu'on imaginait former les germes des trous noirs supermassifs.

Or nous avons la preuve qu'à z = 7.642 soit plus de 13 milliards d'années-lumière ou ~670 millions d'années après le Big Bang le quasar J0313-1806 situé dans la constellation d'Eridan contient déjà du carbone, du silicium, du magnésium et du fer. La galaxie hôte contient déjà 5 fois plus de poussière que la Voie Lactée (cf. F.Wang et al., 2021). A z = 6.9 soit ~12.88 milliards d'années-lumière ou ~890 millions d'années après le Big Bang, la galaxie SPT0311-58 contient également du carbone.

De plus, les modèles de formations d'étoiles massives ont montré que ces étoiles naissaient trop tôt à partir du gaz primordial. L'enrichissement très rapide de ce gaz en éléments lourds inhibait également leur formation, conduisant rapidement à la fragmentation des nuages atomiques d'hydrogène et à la formation d'étoiles nettement moins massives. Apparemment, ce scénario ne permet donc pas de former rapidement des trous noirs supermassifs.

Dans un article publié dasn les "MNRAS" en 2020 (en PDF sur arXiv), Sunmyon Chon et Kazuyuki Omukai, tous deux de l'Institut Astronomique de l'Université de Tohoku au Japon ont réalisé des simulations numériques MHD 3D sur le superordinateur Cray ATERUI II de la NAOJ (3 PFLOPS) et montré qu'il est possible de former des étoiles supermassives par accrétion dans des nuages de gaz légèrement enrichis en métaux (métallicité Z / Z ≥ ~5 x 10^-6) suite à l'explosion des premières supernovae et former des trous noirs par effondrement direct (DCBH).

Ces simulations montrent que si des nuages géants de gaz peuvent effectivement se refroidir dès que la métallicité dépasse 10^-3 Z, se fractionner et former quelques étoiles de seconde génération pouvant atteindre 150 M, un fort flux d'accrétion se manifeste en direction des régions centrales les plus denses de ces nuages qui attirent les petites étoiles qui finissent par fusionner et former des étoiles atteignant 10000 M. Ce mode de formation que les auteurs appellent l'accrétion super compétitive où seules quelques étoiles centrales deviennent supermassives expliquerait la formation des SMBH et leur population très élevée dans l'univers. Toutefois, ce scénario doit être confirmé par l'observation.

A voir : Simulation Visualization of Massive Star Formation, Sunmyon Chon/U.Tohoku

Arrêt et zoom sur une simulation MHD 3D montrant la distribution de densité des nuages de gaz (en vert) de différentes métallicités (Z) formant des trous noirs supermassifs à partir d'étoiles massives (en noir). Les points blancs représentent des étoiles dont la masse est inférieure à 10 masses solaires qui se sont formées lors de la fragmentation du nuage de gaz. Par la suite, de nombreuses étoiles moins massives vont fusionner avec les étoiles plus massives situées au centre, conduisant finalement à la formation d'étoiles supermassives. Documents Sunmyon Chon/U.Tohoku.

A ce jour, sur plus de 1.3 milliard d'étoiles cataloguées grâce au satellite Gaia et toutes celles repérées dans l'univers lointain par le HST et le JWST, une seule étoile de plus de 150 M a été découverte. Il s'agit de l'étoile R136a1 découverte en 2010 (cf. P.A. Crowther et al., 2010). C'est une étoile Wolf-Rayet appartenant à l'association R136. Elle se situe dans l'amas ouvert NGC 2070 dans le Grand Nuage de Magellan, non loin du centre de la nébuleuse de la Tarentule. En début de cycle elle atteignait environ 315 M mais elle aurait déjà perdu 55 M. C'est une étoile hypergéante ~32 fois plus grande que le Soleil (~44 millions de km de diamètre), 8.7 millions de fois plus lumineuse et 10 fois plus chaude que le Soleil (~56000 K).

A ce jour, aucune étoile supermassive n'a été découverte dans l'univers profond. L'étoile la plus lointaine découverte par le Télescope Spatial Hubble, Earendel, se situe à z = 6.2 soit ~12.9 milliards d'années-lumière et présente une masse estimée à plus de 50 M. Nous sommes loin des prédictions des simulations.

L'effet précoce de la matière sombre

Vu la difficulté de comprendre comment des trous noirs supermassifs ont pu se former très tôt dans l'histoire de l'Univers, dans l'esprit de certains physiciens l'intervention de matière sombre semble inévitable.

Dans un article publié dans les "Physical Review Letters" en 2022, les physiciens théoriciens Hooman Davoudiasl, Peter Denton et Julia Gehrlein des du Laboratoire National de Brookhaven du Département américain de l'énergie DOE) ont développé un modèle dans lequel une transition de phase survenue peu après le Big Bang aurait facilité la formation de trous noirs supermassifs dans un secteur de l'Univers contenant de la matière sombre.

Parmi ces particules, il pourrait y avoir une composante sombre ultra-légère, supposée être 28 ordres de grandeur plus légère que le proton; il pourrait s'agir de l'axion dont la masse au repos est de ~10^-5 eV/c²).

Sachant que les phénomènes d'accrétion et de collisions galactiques durent des centaines de millions d'années voire davantage, les physiciens se demandent si des particules de matière sombre ultralégères ne pourraient pas être la pièce manquante en accélérant l'effondrement des premiers germes de matière. Selon Denton, "Nous avons théorisé comment les particules du secteur sombre pourraient subir une transition de phase qui permet à la matière de s'effondrer très efficacement dans les trous noirs. Lorsque la température de l'univers est idéale, la pression peut soudainement chuter à un niveau très bas, permettant à la gravité de prendre le dessus et à la matière de s'effondrer. Notre compréhension des particules connues indique que ce processus ne se produirait pas normalement."

Selon la théorie du Big Bang, nous avons assisté à plusieurs des transitions de phase (qui sont différentes des brisures de symétrie) entre 10^-43 et 10^-35 s après la naissance de l'Univers. Chaque fois ce fut un évènement global et catastrophique à l'échelle de l'Univers. La situation aurait été toute aussi violente en présence de matière sombre. Selon Denton, "Ces effondrements sont un gros problème. Ils émettent des ondes gravitationnelles. Ces ondes ont une forme caractéristique, nous faisons donc une prédiction pour ce signal et sa plage de fréquences attendue."

A gauche, graphique récapitulatif des contraintes et des régions préférées du modèle de P.Denton et al. (2022) dans le plan masse-axion d'un SMBH. La région verte montre les masses des SMBH observés aux redshifts z ~ 6 à 7. La région bleue correspond aux contraintes de superradiance d'un trou noir (BHSR), la région grise indique les contraintes de la forêt Lyman-α et dans la région rouge, la longueur d'onde où la matière sombre (DM) dépasse les plus petites structures sombres observées, ce qui fournit une limite inférieure sur la masse sombre. Les régions orange et violette sont les deux scénarii de référence pour la relation entre la masse de l'axion et la masse primordiale des SMBH (10E17 GeV en violet et 10E18 GeV en orange). A droite, illustration d'un SMBH par George Sorin.

Actuellement, les expériences sur les ondes gravitationnelles telles LIGO ne sont pas assez sensibles pour valider la théorie, mais les expériences de nouvelle génération pourraient être en mesure de détecter les signaux de ces ondes. Si on les découvre, les physiciens pourraient alors se concentrer sur les détails de la formation des trous noirs supermassifs. D'ici là, les théoriciens de continueront d'évaluer de nouvelles données et d'affiner leur modèle.

Finalement qui détient la bonne explication ? A ce jour, les astrophysiciens n'ont aucune preuve pour départager ces théories et ils ne peuvent donc se fier qu'aux prédictions des simulations. Pour valider l'un ou l'autre scénario, les astrophysiciens comptent beaucoup sur le regard perçant du télescope spatial James Webb (JWST) qui pourrait permettre de découvrir des trous noirs supermassifs ou de masse intermédiaire cachés derrière les nuages de poussière des quasars les plus distants. En complément, leur découverte permettrait également d'augmenter le nombre d'observations de trous noirs de masse intermédiaire et supermassifs dans l'Univers primitif et de confirmer l'époque exacte à laquelle l'univers fut totalement réionisé (qu'on data en 2022 à 1.1 milliard d'années après le Big Bang).

A plus longue échéance (~2034), selon les simulations du projet EAGLE réalisées par les chercheurs de l'Institute for Computational Cosmology (ICC) de l'Université Durham, grâce aux futurs projets de détecteurs spatiaux eLISA de l'ESA et OMEGA de la NASA, on pourrait détecter des ondes gravitationnelles émises par des trous noirs supermassifs, ce qui permettrait de fixer des contraintes et de départager les théories.

Prochain chapitre

Co-évolution des galaxies et des trous noirs supermassifs