Astronomie

Luminosité du disque d'accrétion de trou noir

Luminosité du disque d'accrétion de trou noir


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La luminosité d'un disque d'accrétion de trou noir prenant de la masse à un taux de $mathrm{d}Mover mathrm{d}t$ peut être estimée comme

$${1sur 12}{mathrm{d}Msur mathrm{d}t}c^2$$

C'est une proportion substantielle de la masse restante de la matière en chute. Le document lié explique que le facteur 1/12 est dû au fait qu'à moins de 3 fois le rayon de l'horizon des événements, la matière "s'enroule sans émettre plus d'énergie"

Qu'est-ce qui fait que la matière du disque d'accrétion ne rayonne pas au-delà de cette limite ? C'est deux fois le rayon de la sphère des photons, est-ce la raison de la relativité générale ?


Trois fois le rayon de Schwarzschild correspond à l'orbite circulaire stable la plus proche autour d'un trou noir. L'idée générale est que lorsque la matière se déplace vers le trou noir, elle se coince dans un disque d'accrétion où le moment angulaire doit être déplacé vers l'extérieur afin de permettre à la matière de se déplacer vers l'intérieur. Le mécanisme générique est une sorte de viscosité, qui chauffe le gaz et donc vous obtenez un rayonnement.

Cependant, une fois que l'affaire pénètre dans $3r_s$, ce problème disparaît. Il n'y a pas d'orbites stables, aucune perte de moment angulaire ou viscosité n'est nécessaire et le matériau est capable de s'écouler (rapidement) directement dans le trou noir.

Ainsi, lorsque nous observons des disques d'accrétion de trous noirs, nous nous attendons à ce qu'ils soient tronqués à $3r_s$.

Donc, je pense que l'argument est alors dans le sens de - l'énergie potentielle gravitationnelle de l'unité de masse tombant à $3r_s$ est convertie en une énergie cinétique orbitale de $0.5v^2 = GM/6r_s$ par unité de masse et le reste est converti en radiation. Donc $$L = left[frac{GM}{3r_s} - frac{GM}{6r_s} ight] frac{dM}{dt}$$ $$ L = frac{GM}{6r_s} frac{dM}{dt} = frac{1}{12}c^2 frac{dM}{dt} .$$


Oui, c'est lié à la relativité générale. Pour un trou noir de Schwarzschild non tournant, le dernier stable l'orbite est à 3 fois le rayon de Schwarzschild et donc le bord intérieur du disque d'accrétion.


ACCRÉTION DE TROU NOIR

Sgr A*, la source radio associée au trou noir supermassif central, est assez peu lumineuse par rapport aux trous noirs au centre d'autres galaxies. Cependant, avec la sensibilité accrue fournie par l'optique adaptative, l'émission infrarouge du matériau accrétant sur Sgr A* a été détectée. L'émission est variable, et la luminosité de Sgr A* peut être multipliée par quelques fois par rapport au fond stellaire au cours d'une seule nuit.

Cependant, lors d'une session d'observation sur le télescope Keck 2 le 13 mai 2019, nous avons capturé Sgr A * alors qu'il est soudainement devenu 75 fois plus lumineux avant de revenir à des niveaux normaux. Le timelapse des images sur 2,5 heures est affiché.

Les résultats ont été publiés dans l'article de l'Astrophysical Journal.

Pour plus d'informations, consultez les articles suivants : CBS News, Live Science et space.com.

Gaz et poussière

Comprendre comment les étoiles massives ont pu se former récemment en présence immédiate du trou noir galactique nécessite de connaître le réservoir de gaz à partir duquel elles se sont formées. De plus, le gaz chaud entourant le trou noir et y tombant dans un flux d'accrétion dépendant du temps est ce qui rayonne la lumière qui nous aide à localiser le trou noir et à surveiller son activité d'accrétion. Des observations infrarouges et radio ont montré que des flux de gaz et de poussières gravitent vers et autour du trou noir. Avec la caméra NIRC2 sur les télescopes Keck, nous pouvons utiliser des observations infrarouges thermiques pour voir comment la poussière est distribuée dans et autour de l'amas central d'étoiles, et avec le spectrographe de champ intégral OSIRIS, nous pouvons cartographier à la fois la distribution et la dynamique de le gaz. Ce travail est en cours, alors que nous abordons le problème complexe de la façon dont le gaz peut atteindre le trou noir central et rejoindre le flux d'accrétion ou être éjecté sous forme de vent. Nous utilisons également OSIRIS pour étudier le "disque circumnucléaire" massif de gaz et de poussières qui orbite plus loin.

Gaz et poussière entourant la position du trou noir.

Preuve de Jet dans le trou noir de la Voie lactée

En combinant les données de rayons X de l'observatoire à rayons X Chandra de la NASA avec les observations radio du Very Large Array (VLA), les membres du Galactic Center Group ont montré le meilleur des cas à ce jour, l'existence d'un jet de particules de haute énergie jaillissant du Galactic Centre du trou noir supermassif. L'image composite montre que le jet s'éloigne de Sgr A* et voyage dans l'espace jusqu'à ce qu'il heurte le gaz à plusieurs années-lumière, déclenchant la formation d'un front de choc. L'interaction accélère également les électrons et génère des rayons X.


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Non, ils sont tous les deux différents dans leurs propriétés. Je veux dire qu'ils font partie d'un processus complet avec des propriétés différentes.

Disque d'accrétion

est un disque de structure formé par Matériel en orbite autour du corps central(Star).

la gravité obtenue provoque la spirale du matériau dans le disque vers le corps central.

est comprimé par des forces pour élever la température du matériau provoquant l'émission de rayonnement électromagnétique.

a gamme de fréquence de ce rayonnement dépend de la masse de l'objet central.

Ce qui signifie rayonnement pour :

est radios sont l'objet le plus énergétique

ils possèdent des sources d'énergie électromagnétique à décalage vers le rouge élevé.

ont une luminosité 100 fois supérieure à celle de la Voie lactée.

sont normalement causées par des collisions de galaxies, les trous noirs centraux des galaxies fusionnant pour former soit un trou noir supermassif, soit un système de trous noirs binaires.

Disque d'accrétion est un disque de matériaux environ Star.

Quasar est radios formé lorsque deux galaxies entrent en collision centrant un trou noir unique ou binaire


Des astronomes observent le disque d'accrétion en rotation autour du trou noir supermassif de M77

Au cours des années 1970, les scientifiques ont confirmé que les émissions radio provenant du centre de notre galaxie étaient dues à la présence d'un trou noir supermassif (SMBH). Située à environ 26 000 années-lumière de la Terre entre les constellations du Sagittaire et du Scorpion, cette caractéristique est connue sous le nom de Sagittaire A*. Depuis lors, les astronomes ont compris que la plupart des galaxies massives ont un SMBH en leur centre.

De plus, les astronomes ont appris que les trous noirs dans ces galaxies sont entourés d'énormes tores rotatifs de poussière et de gaz, ce qui explique l'énergie qu'ils produisent. Cependant, ce n'est que récemment qu'une équipe d'astronomes, utilisant l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), a pu capturer une image du tore de gaz poussiéreux en rotation autour du trou noir supermassif de M77.

L'étude qui détaille leurs conclusions est parue récemment dans le Lettres de revues astronomiques sous le titre “ALMA révèle un tore moléculaire dense rotatif compact non homogène au NGC 1068 Nucleus“. L'étude a été menée par une équipe de chercheurs japonais de l'Observatoire astronomique national du Japon – dirigé par Masatoshi Imanishi – avec l'aide de l'Université de Kagoshima.

La région centrale de la galaxie spirale M77. Le télescope spatial NASA/ESA Hubble a photographié la répartition des étoiles. ALMA a révélé la répartition du gaz au centre même de la galaxie. Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Imanishi et al./NASA/ESA Hubble Space Telescope et A. van der Hoeven

Comme la plupart des galaxies massives, M77 possède un noyau galactique actif (AGN), où la poussière et le gaz s'accumulent sur son SMBH, ce qui entraîne une luminosité supérieure à la normale. Depuis un certain temps, les astronomes s'interrogent sur la curieuse relation qui existe entre les SMBH et les galaxies. Alors que les galaxies plus massives ont des SMBH plus grands, les galaxies hôtes sont toujours 10 milliards de fois plus grandes que leur trou noir central.

Cela soulève naturellement des questions sur la façon dont deux objets d'échelles très différentes pourraient s'affecter directement. En conséquence, les astronomes ont cherché à étudier l'AGN afin de déterminer comment les galaxies et les trous noirs co-évoluent. Pour les besoins de leur étude, l'équipe a effectué des observations à haute résolution de la région centrale de M77, une galaxie spirale barrée située à environ 47 millions d'années-lumière de la Terre.

À l'aide d'ALMA, l'équipe a imagé la zone autour du centre de M77 et a pu résoudre une structure gazeuse compacte avec un rayon de 20 années-lumière. Comme prévu, l'équipe a découvert que la structure compacte tournait autour du trou noir central de la galaxie. Comme Masatoshi Imanishi l'a expliqué dans un communiqué de presse d'ALMA :

« Pour interpréter diverses caractéristiques d'observation des AGN, les astronomes ont supposé des structures rotatives en forme de beignet de gaz poussiéreux autour de trous noirs supermassifs actifs. C'est ce qu'on appelle le « modèle unifié » d'AGN. Cependant, le beignet gazeux poussiéreux est très petit en apparence. Avec la haute résolution d'ALMA, nous pouvons maintenant voir directement la structure.

Mouvement de gaz autour du trou noir supermassif au centre de M77. Le gaz qui se dirige vers nous est représenté en bleu et celui qui s'éloigne de nous est en rouge. Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Imanishi et al.

Dans le passé, les astronomes ont observé le centre de M77, mais personne n'a été en mesure de résoudre le tore en rotation en son centre jusqu'à présent. Cela a été rendu possible grâce à la résolution supérieure d'ALMA, ainsi qu'à la sélection de raies d'émissions moléculaires. Ces lignes d'émission comprennent le cyanure d'hydrogène (HCN) et les ions formyle (HCO+), qui n'émettent des micro-ondes que dans un gaz dense, et le monoxyde de carbone – qui émet des micro-ondes dans diverses conditions.

Les observations de ces raies d'émission ont confirmé une autre prédiction faite par l'équipe, à savoir que le tore serait très dense. "Des observations précédentes ont révélé l'allongement est-ouest du tore gazeux poussiéreux", a déclaré Imanishi. “La dynamique révélée par nos données ALMA concorde exactement avec l'orientation de rotation attendue du tore.”

Cependant, leurs observations ont également indiqué que la distribution du gaz autour d'un SMBH est plus compliquée que ce que suggère un simple modèle unifié. Selon ce modèle, la rotation du tore suivrait la gravité du trou noir, mais ce que Imanishi et son équipe ont trouvé indiquait que le gaz et la poussière dans le tore présentent également des signes de mouvement très aléatoire.

Cela pourrait indiquer que l'AGN au centre de M77 a eu une histoire violente, qui pourrait inclure la fusion avec une petite galaxie dans le passé. En bref, les observations de l'équipe indiquent que les fusions galactiques peuvent avoir un impact significatif sur la façon dont les AGN se forment et se comportent. À cet égard, leurs observations du tore de M77 fournissent déjà des indices sur l'histoire et l'évolution de la galaxie.

Le télescope spatial Spitzer de la NASA a capturé cette superbe image infrarouge du centre de la Voie lactée, où réside le trou noir Sagitarrius A. Crédit : NASA/JPL-Caltech

L'étude des SMBH, bien qu'intense, est également très difficile. D'une part, le SMBH le plus proche (Sagitarrius A*) est relativement silencieux, avec seulement une petite quantité de gaz qui s'y accumule. En même temps, il est situé au centre de notre galaxie, où il est obscurci par la poussière, le gaz et les étoiles qui interviennent. En tant que tels, les astronomes sont obligés de se tourner vers d'autres galaxies pour étudier comment les SMBH et leurs galaxies coexistent.

Et grâce à des décennies d'études et d'améliorations de l'instrumentation, les scientifiques commencent à avoir un aperçu clair de ces régions mystérieuses pour la première fois. En étant capables de les étudier en détail, les astronomes acquièrent également des informations précieuses sur la façon dont de tels trous noirs massifs et leurs structures annulaires pourraient coexister avec leurs galaxies au fil du temps.


40 ans d'imagerie du trou noir (2) : Couleurs et films, 1989-1993

Suite du post précédent 40 ans d'imagerie des trous noirs (1) : premiers travaux 1972-1988

Premier vol dans un trou noir

En 1989-1990, alors que je passais un an en tant que chercheur invité à l'Université de Californie à Berkeley, mon ancien collaborateur à l'Observatoire de Paris-Meudon, Jean-Alain Marck, à la fois expert en relativité générale et en programmation informatique, a commencé à étendre mon simulation de 1979. L'amélioration rapide des ordinateurs et des logiciels de visualisation (il utilise une machine DEC-VAX 8600) lui permet d'ajouter des couleurs et des mouvements. Pour réduire le temps de calcul, Marck a développé une nouvelle méthode de calcul des géodésiques dans l'espace-temps de Schwarzschild, publiée quelques années plus tard (Marck 1996). Dans un premier temps, Marck est parti de mon modèle de 1979 et a calculé des images statiques d'un disque d'accrétion autour d'un trou noir de Schwarzschild selon différents angles de vue, voir Figure 1 ci-dessous.

Figure 1. Images en fausses couleurs d'un disque d'accrétion de trou noir pour différents angles de vue par J.-A.
Marck & J.-P. Luminet, 1989 (non publié).

En 1991, de retour à l'Observatoire de Paris, j'ai lancé le projet pour la chaîne de télévision franco-allemande Arte d'un long métrage pédagogique sur la relativité générale (Delesalle et al. 1994). Comme la séquence finale traitait des trous noirs, j'ai demandé à Marck d'introduire le mouvement de l'observateur avec la caméra se déplaçant près du disque, ainsi que d'inclure des images d'objectif d'ordre supérieur et des cieux stellaires en arrière-plan afin de rendre les images aussi réalistes. que possible. Le calcul a été effectué le long d'une trajectoire elliptique autour d'un trou noir de Schwarzschild traversant plusieurs fois le plan d'un disque d'accrétion mince et subissant un fort effet de précession relativiste (i.e. rotation de son grand axe), voir figure 2 ci-dessous.

Par rapport à ma simulation statique en noir et blanc de 1979, l'instantané reproduit dans la figure 3 ci-dessous montre des améliorations spectaculaires :

Figure 3. Image colorée d'un disque d'accrétion de trou noir vu par un observateur en mouvement à 7°
au-dessus du plan du disque. L'observateur utilise une caméra équipée de filtres pour convertir en
rayonnement optique le rayonnement électromagnétique émis. La coloration arbitraire encode le
luminosité apparente du disque, les parties les plus brillantes et les plus chaudes étant colorées en jaune, les
les parties les plus froides sont rouges. La transparence du disque a été améliorée afin de montrer le secondaire
image à travers le primaire, ainsi que quelques étoiles de fond. Par rapport à la figure 8 là
sont des distorsions et asymétries supplémentaires dues à l'effet Doppler induit par le mouvement de
l'observateur lui-même. En conséquence, la région de luminosité maximale n'a plus la forme d'un
croissant (de Marck 1991)

Le film complet est disponible sur ma chaîne youtube :


Détail de la vidéo d'archives

Le trou noir avec disque d'accrétion Clip vidéo HD 3840x2160.

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Le beignet qui rétrécit autour d'un trou noir

Homer Simpson serait triste : des observations récentes du système binaire d'un trou noir et de son étoile compagne ont montré le recul du disque d'accrétion en forme de beignet autour du trou noir. Ce "beignet" rétrécissant a été observé dans les observations du système binaire GX 339-4, un système composé d'une étoile de masse similaire au Soleil et d'un trou noir de dix masses solaires.

Alors que le trou noir se nourrit de gaz sortant de l'étoile en orbite, le changement de flux de gaz produit une taille variable dans le disque de matière qui s'accumule autour du trou noir en forme de tore. Pour la première fois, les changements de taille de ce disque ont été mesurés, montrant à quel point le beignet devient plus petit.

GX-339-4 se trouve à 26 000 années-lumière dans la constellation d'Ara. Tous les 1,7 jours dans le système, une étoile orbite autour du trou noir le plus massif. Ce système, et d'autres similaires, montrent des poussées périodiques d'activité de rayons X lorsque le gaz volé à l'étoile par le trou noir se réchauffe dans le disque d'accrétion qui s'accumule autour du trou noir. Au cours des sept dernières années, le système a connu quatre explosions énergétiques au cours des sept dernières années, ce qui en fait un système binaire trou noir/stellaire assez actif.

La matière tombant dans le trou forme des jets de photons et de gaz hautement énergisés, dont l'un est pointé en direction de la Terre. Ce sont ces jets qu'une équipe d'astronomes internationaux a observés à l'aide de l'observatoire à rayons X de Suzaku, exploité conjointement par l'Agence japonaise d'exploration aérospatiale et la NASA, et le satellite X-ray Timing Explorer de la NASA. Les résultats de leurs observations ont été publiés dans le numéro du 10 décembre de Les lettres du journal astrophysique.

Bien que le système était faible lorsqu'ils ont pris leurs mesures avec les télescopes, il produisait des jets constants de rayons X. L'équipe recherchait la signature des raies spectrales des rayons X produites par la fluorescence des atomes de fer dans le disque. La forte gravité du trou noir décale l'énergie des rayons X produits par le fer, laissant une raie spectrale caractéristique. En mesurant ces raies spectrales, ils ont pu déterminer avec une assez grande confiance la taille du disque rétractable.

Voici comment se produit le rétrécissement : la partie du disque la plus proche du trou noir est plus dense lorsqu'il y a plus de gaz sortant de l'étoile qui l'accompagne. Mais lorsque ce débit est réduit, la partie interne du disque s'échauffe et s'évapore. Pendant les périodes les plus lumineuses de la sortie du trou noir, le disque a été calculé pour se trouver à environ 30 km (20 miles) de l'horizon des événements du trou noir, tandis que pendant les périodes de luminosité inférieure, le disque recule jusqu'à plus de 27 fois plus loin. , ou à 1 000 km (600 miles) du bord du trou noir.

Cela a une implication importante dans l'étude de la façon dont les trous noirs forment leurs jets même si le disque d'accrétion s'évapore près du trou noir, ces jets restent à une sortie constante.

John Tomsick du Space Sciences Laboratory de l'Université de Californie à Berkeley a déclaré dans un communiqué de presse de la NASA : « Cela ne nous dit pas comment les jets se forment, mais cela nous dit que les jets peuvent être lancés même lorsque la haute densité le flux d'accrétion est loin du trou noir. Cela signifie que le flux d'accrétion à faible densité est l'ingrédient le plus essentiel pour la formation d'un jet constant dans un système de trou noir.

Lisez la version pré-imprimée de la lettre des équipes. Si vous souhaitez plus d'informations sur la façon dont les rayons X des disques autour des trous noirs peuvent aider à déterminer leur forme et leur rotation, consultez un article de Universe Today de 2003, Iron Can Help Détermine si un trou noir tourne.


GALAXIES ACTIVES

Blazars sont un type de galaxies actives encore présentes aujourd'hui. Les blazars, comme les quasars, ont d'abord été découverts en tant que points lumineux «quastellaires». Les blazars peuvent varier considérablement en luminosité en moins d'une journée, ce qui indique que la majeure partie de leur lumière doit provenir d'une région de moins d'un jour-lumière de diamètre (environ 200 UA). Des photographies à longue exposition de blazars révèlent un "fuzz" autour de la source quasi-stellaire. Le « fuzz » est de forme elliptique et possède le spectre de raies d'absorption typique des galaxies ordinaires. Cela indique que les blazars sont des galaxies elliptiques avec des noyaux centraux très lumineux. (Le noyau lui-même n'a ni raies d'émission ni raies d'absorption dans son spectre).

galaxies de Seyfert sont un type de galaxie active ce sont des galaxies spirales avec des noyaux extrêmement brillants. La luminosité des galaxies Seyfert varie de 0,1 à 10 fois la luminosité de notre galaxie. Environ 2% des galaxies spirales sont des Seyferts. Les spectres des galaxies de Seyfert sont caractérisés par des raies d'émission de gaz fortement ionisé. Dans certains Seyfert, les raies d'émission sont élargies par des mouvements aléatoires jusqu'à 10 000 kilomètres/seconde. Au sein des noyaux des galaxies de Seyfert, il existe donc un gaz très chaud qui tourbillonne très rapidement. La luminosité du noyau d'une galaxie Seyfert peut varier énormément sur des échelles de temps inférieures à un mois. Cela implique que la taille du noyau est inférieure à un mois-lumière (= 5000 A.U. = 0,025 parsec). Ainsi, une très grande quantité d'énergie se dégage d'un très petit volume.

Mis à part leurs noyaux brillants, les galaxies de Seyfert ressemblent à des galaxies spirales ordinaires. Voici, par exemple, la galaxie Seyfert NGC 1566 :

[Source de l'image : Copyright © Observatoire anglo-australien]

  • Longueur du jet = 2000 parsecs
  • Vitesse du jet = 25 000 km/sec (1/12 la vitesse de la lumière)
  • Luminosité du jet = 0,01 LMW
  • Longueur des jets = 50 000 pc chacun
  • Vitesse des jets = proche de la vitesse de la lumière
  • Luminosité des jets = 4 LMW

[Source de l'image = Very Large Array, National Radio Astronomical Observatory]

(2) Les galaxies actives contiennent un disque d'accrétion autour d'un trou noir central, avec deux jets perpendiculaires.

  • Luminosité jusqu'à 10 LMW
  • Variable sur des échelles de temps de jours ou de semaines
  • Capable de produire des jets de gaz jusqu'à 100 000 pc de long.

Au cœur de chaque galaxie active se trouve un trou noir supermassif. Un trou noir "supermassif", dans ce contexte, est un trou noir d'une masse de 1 million à 10 milliards de MSoleil. Les trous noirs avec des masses dans cette gamme auront des rayons de Schwarzschild de 0,02 à 200 A.U. (c'est environ 10 secondes-lumière à 1 jour-lumière). Le rayonnement du corps noir provient d'un disque d'accrétion de gaz chauds tourbillonnant autour du trou noir comme de l'eau autour d'un drain. disque de gaz chaud tourbillonnant autour du trou noir. Le gaz devient de plus en plus chaud à mesure qu'il tourbillonne vers l'intérieur, de sorte que la plupart de la lumière provient des parties internes du disque d'accrétion (dans un rayon de 10 fois le rayon de Schwarzschild). Les instabilités du disque d'accrétion provoquent les variations de luminosité observées dans les galaxies de Seyfert.

Pourquoi un trou noir supermassif devrait-il produire jets? Nous savons, après tout, que la gravité est une force attractive, pas une force répulsive. Si le gaz tombe VERS le trou noir dans le disque d'accrétion, pourquoi d'autres gaz devraient-ils être simultanément accélérés LOIN du trou noir dans un jet ? Le mécanisme détaillé qui crée les jets est mal connu, à la grande frustration des astronomes. L'image générale, cependant, ressemble à ceci:
Les régions internes du disque d'accrétion sont très chaudes. Il fait si chaud, en fait, que le gaz commence à s'évaporer du disque. Lorsque le gaz ionisé chaud s'éloigne du disque, il est accéléré et comprimé en un jet étroit par le champ magnétique du disque. Comme les électrons du gaz ionisé sont accélérés par le champ magnétique, ils émettent l'émission synchrotron que nous détectons avec nos radiotélescopes ici sur Terre.

(3) L'apparence d'une galaxie active dépend de l'orientation du disque d'accrétion.

Imaginez maintenant que le disque d'accrétion est incliné, de sorte que vous le voyez sous un angle. Dans ce cas, vous verrez à la fois le rayonnement du corps noir des régions internes du disque ET l'émission synchrotron des jets. Si le résultat est très lumineux, vous appellerez ce que vous voyez un quasar s'il est un peu moins lumineux, vous l'appellerez un galaxie radio.


Hubble trouve les meilleures preuves d'un trou noir insaisissable de taille moyenne

Résumé : Les astronomes ont trouvé la meilleure preuve de l'auteur d'un homicide cosmique : un trou noir d'une classe insaisissable connue sous le nom de « masse intermédiaire », qui a trahi son existence en déchirant une étoile capricieuse qui est passée trop près.

Les astronomes ont trouvé la meilleure preuve de l'auteur d'un homicide cosmique : un trou noir d'une classe insaisissable connue sous le nom de « masse intermédiaire », qui a trahi son existence en déchirant une étoile capricieuse qui est passée trop près.

Pesant environ 50 000 fois la masse de notre Soleil, le trou noir est plus petit que les trous noirs supermassifs (à des millions ou des milliards de masses solaires) qui se trouvent au cœur des grandes galaxies, mais plus gros que les trous noirs de masse stellaire formés par l'effondrement d'une étoile massive.

Ces trous noirs dits de masse intermédiaire (IMBH) sont un « chaînon manquant » recherché depuis longtemps dans l'évolution des trous noirs. Bien qu'il y ait eu quelques autres candidats IMBH, les chercheurs considèrent ces nouvelles observations comme la preuve la plus solide à ce jour des trous noirs de taille moyenne dans l'univers.

Il a fallu la puissance combinée de deux observatoires à rayons X et la vision perçante du télescope spatial Hubble de la NASA pour cerner la bête cosmique.

« Les trous noirs de masse intermédiaire sont des objets très insaisissables, il est donc essentiel d'examiner attentivement et d'exclure des explications alternatives pour chaque candidat. C'est ce que Hubble nous a permis de faire pour notre candidat », a déclaré Dacheng Lin de l'Université du New Hampshire, chercheur principal de l'étude. Les résultats sont publiés le 31 mars 2020, dans The Lettres de revues astrophysiques.

L'histoire de la découverte se lit comme une histoire de Sherlock Holmes, impliquant la construction méticuleuse étape par étape nécessaire pour attraper le coupable.

Lin et son équipe ont utilisé Hubble pour suivre les pistes de l'observatoire à rayons X Chandra de la NASA et de la mission multi-miroirs à rayons X (XMM-Newton) de l'ESA (Agence spatiale européenne). En 2006, ces satellites ont détecté une puissante éruption de rayons X, mais ils n'ont pas pu déterminer si elle provenait de l'intérieur ou de l'extérieur de notre galaxie. Les chercheurs l'ont attribué à une étoile qui s'est déchirée après s'être trop rapprochée d'un objet compact gravitationnellement puissant, comme un trou noir.

Étonnamment, la source de rayons X, nommée 3XMM J215022.4?055108, n'était pas située au centre d'une galaxie, où résideraient normalement les trous noirs massifs. Cela a suscité l'espoir qu'un IMBH était le coupable, mais d'abord une autre source possible de l'éruption de rayons X a dû être exclue : une étoile à neutrons dans notre propre galaxie de la Voie lactée, se refroidissant après avoir été chauffée à une température très élevée. Les étoiles à neutrons sont les restes écrasés d'une étoile explosée.

Hubble a été pointé sur la source de rayons X pour déterminer son emplacement précis. L'imagerie profonde à haute résolution fournit des preuves solides que les rayons X n'émanent pas d'une source isolée dans notre galaxie, mais plutôt d'un amas d'étoiles lointain et dense à la périphérie d'une autre galaxie - exactement le type d'endroit que les astronomes s'attendaient à trouver un IMBH. Des recherches antérieures de Hubble ont montré que la masse d'un trou noir au centre d'une galaxie est proportionnelle au renflement central de cette galaxie hôte. En d'autres termes, plus la galaxie est massive, plus son trou noir est massif. Par conséquent, l'amas d'étoiles qui abrite 3XMM J215022.4?055108 peut être le noyau dépouillé d'une galaxie naine de masse inférieure qui a été perturbée par la gravitation et les marées par ses interactions étroites avec sa plus grande galaxie hôte actuelle.

Les IMBH ont été particulièrement difficiles à trouver car ils sont plus petits et moins actifs que les trous noirs supermassifs, ils n'ont pas de sources de carburant facilement disponibles, ni une attraction gravitationnelle aussi forte pour attirer les étoiles et autres matériaux cosmiques qui produiraient des rayons X révélateurs. Les astronomes doivent essentiellement attraper un IMBH en flagrant délit en train d'engloutir une étoile. Lin et ses collègues ont passé au peigne fin les archives de données XMM-Newton, recherchant des centaines de milliers d'observations pour trouver un candidat IMBH.

La lueur des rayons X de l'étoile déchiquetée a permis aux astronomes d'estimer la masse du trou noir de 50 000 masses solaires. La masse de l'IMBH a été estimée sur la base à la fois de la luminosité des rayons X et de la forme spectrale. "C'est beaucoup plus fiable que d'utiliser la luminosité des rayons X seule, comme cela était généralement le cas auparavant pour les précédents candidats IMBH", a déclaré Lin. « La raison pour laquelle nous pouvons utiliser les ajustements spectraux pour estimer la masse IMBH de notre objet est que son évolution spectrale a montré qu'il était dans l'état spectral thermique, un état couramment observé et bien compris dans l'accrétion de trous noirs de masse stellaire. »

Cet objet n'est pas le premier à être considéré comme un candidat probable pour un trou noir de masse intermédiaire. En 2009, Hubble s'est associé à l'observatoire Swift de la NASA et au XMM-Newton de l'ESA pour identifier ce qui est interprété comme un IMBH, appelé HLX-1, situé vers le bord de la galaxie ESO 243-49. Elle se trouve également au centre d'un jeune amas massif d'étoiles bleues qui pourrait être un noyau de galaxie naine dépouillé. Les rayons X proviennent d'un disque d'accrétion chaud autour du trou noir. "La principale différence est que notre objet déchire une étoile, fournissant des preuves solides qu'il s'agit d'un trou noir massif, au lieu d'un trou noir de masse stellaire dont les gens s'inquiètent souvent pour les candidats précédents, y compris HLX-1", a déclaré Lin.

Trouver cet IMBH ouvre la porte à la possibilité que de nombreux autres se cachent dans le noir sans être détectés, attendant d'être trahis par une étoile passant trop près. Lin prévoit de poursuivre son travail de détective méticuleux, en utilisant les méthodes de son équipe qui ont fait leurs preuves. De nombreuses questions restent sans réponse. Un trou noir supermassif se développe-t-il à partir d'un IMBH ? Comment se forment les IMBH eux-mêmes ? Les amas d'étoiles denses sont-ils leur foyer préféré ?